Файл: Лабораторный практикум В. Ф. Говердовский, А. В. Дикинис.pdf

So =   S'0

  + 

Tm+   \iTm=  2  ч 45  м ин 52,2  с  +  8  ч 36  м ин  10  с +

+ 1 мин 24,8 с = 11 ч 23 мин 27,0 с.

3. 

Среднее солнце движется по небесному экватору равномер­

но,  а истинное Солнце перемещается по эклиптике неравномерно. 
Разность  т]  их  часовых  углов  называемая  уравнением  времени, 

в  течение  года  непрерывно  меняется.  Суточное  изменение  т)  ко­

леблется  от  -30  с  (23  декабря)  до  +21  с  (16  сентября).  Характер 

изменения  уравнения  времени  в  течение  года  может  быть  пред­
ставлен графиком (рис.  11), построенным по данным табл. 2.3.

Т а б л и ц а  2 .3

Годовое изм енение ур ав н е н и я врем ени ц.

Д ата

1/1

11/II

16/IV

15/V

14/V I

2 7 /V II

1 /IX

3 /X I

2 5 /X II

Т|, мин

+3,4

+14,4

0,0

-3 ,8

0,0

+6,4

0,0

-1 6 ,4

0,0

Рис.  11.  Уравнение времени

По  такому  графику  величину  т)  можно  определить  на  задан­

ную дату с ошибкой около ±0,5 мин. Более точные значения урав­
нения  времени  содержат  астрономический  календарь,  Морской 
астрономический  ежегодник и другие  справочники на определен­

ный год.

Установление местного  среднего  солнечного времени 

Тт сво­

дится к определению солнечного угла 

г@ истинного Солнца из на­

блюдений  и  выборке  т|  из  справочника,  а  затем  вычислению  по 
формуле:

46

Tm =   t@ +  ri  +  12  ч*.

( 2 . 1 2 )

4.  Для всех мест на одном и том же меридиане  часовой угол 

точки весеннего равноденствия (или Солнца, или среднего солнца) 

в какой-либо момент один и тот же.  Поэтому на всем географиче­

ском меридиане местное время (звездное или солнечное) в один и 

тот  же  момент  одинаково.  Разность  любого  местного  времен  на 
двух меридианах в один и тот же физический момент (рис.  12) все­
гда равна разности долгот этих меридианов, выраженной в часовой 
мере (в единицах времени):

$1 ~$2 = 4  — ^2> 

т г т

р

jSj — $2 — ^1

'•I’

(2.13)

Р и с.  12. Врем я на различны х меридианах

Местное среднее солнечное время основного меридиана како­

го-либо часового  пояса называется поясным  временем 

Т„  ,  по  ко-

*  В   астрономическом  еж егоднике  на  каж дый  день  в  среднюю  гринвичскую   пол­

ночь приводится величина .£ = (1 2 4  - Г|) под названием «уравнение времени (и ст. 

-   средн.)  +  12  ч »,  поэтом у  на  практике  применяется  соотношение 

Т„,  =   t Q  -   Е ,  

причем если 

Е  >   t @,

 то нуж но к  /0 прибавить 24 ч.

47

торому  и  ведется  счет  времени  на  всей  территории,  лежащей 

в данном часовом поясе. Разность между местным временем и вре­
менем 

Тт какого-либо пункта и его поясным временем  Т„ на осно­

вании уравнения (2.13) равна

Тт - Т „- 'к - п , 

(2.14)

где 

X  -  восточная  долгота  от  Гринвича;  п  -  число  целых  часов, 

равное номеру часового пояса, в котором находится данный пункт 

(долгота основного  меридиана часового  пояса).  Поэтому из урав­
нения  (2.13)  также  следует,  что  местное  среднее  время  любого 
пункта на Земле  всегда равно  всемирному  времени  Го  в  этот  мо­
мент плюс долгота данного места 

X,  выраженная  в  единицах вре­

мени, и считается положительной (или отрицательной) к востоку 

Е 

(или к западу W ) от гринвичского меридиана:

Tm = T0± XE

W, 

(2.15)

где 

То - местное среднее солнечное время гринвичского (нулевого) 

меридиана, называемое всемирным временем.

Поясное время 

Тп данного пояса п связано со всемирным вре­

менем 

То отношением

Т„=Т0 + п. 

(2.16)

В  астрономических  календарях  моменты  большинства  явле­

ний указываются по всемирному времени  То- Моменты этих явле­
ний по местному времени определяются по формуле

Тт = Т0 + Х. 

(2.17)

5. 

Связь декретного времени 

Тя какого-либо пункта с  его по­

ясным временем 

Т„ , со всемирным временем Го и с местным сред­

ним солнечным временем 

Тт определяется соотношениями:

ТА =ТЯ+1,

Тл  =Т0+п +1,

Ь  

-& + П + 1.

(2.18)

6. 

В астрономии пользуются двумя системами счета времени: 

неравномерным  временем,  которое  получается  из  наблюдений  и

48

определяется  действительным  вращением  Земли,  и  равномерным 
(ньютоновском  или  эфемеридным)  временем,  которое  является 
аргументом  при  вычислении  эфемерид  планет  и  определяется  по 

движению Луны и планет.

Для  вычисления  положения  небесных  тел  в  системе  всемир­

ного  (неравномерного)  времени,  необходимо  знать  разность 

АТ 

между эфемеридным временем 

Т3 и всемирным временем  То, точ­

ное значение которой может быть получено лишь для прошедших 
моментов  времени  (из  сравнения  наблюденных  координат  Луны 
с её вычисленными координатами).  В астрономических ежегодни­
ках  публикуется  экстраполированное  значение 

АТ на  определен­

ный год.

Атомное время не зависит от астрономических наблюдений и 

движений небесных тел.  Оно  вычисляется Международным  бюро 
времени  на  основе  регулярного  сравнения  атомных  эталонов  от­
дельных обсерваторий и является  основой для изучения периоди­
ческой неравномерности вращения Земли вокруг своей оси.

49

Р а сч е т  к о о р д и н а т  п од сп ут н и ковой  т очки  
и  т рассы  м е т е ор ол о г и ч е ск о г о сп ут н и к а Зем л и  
н а  п ов е р х н ост и  п л анеты

Цель  работы:  научиться  пред вычислять,  над  каким  пунктом 

земной  поверхности  будет  находиться  спутник 

в  заданный  момент  времени,  и  производить 
расчет  трассы  метеорологического  спутника 

Земли (МСЗ).

Метеорологический  спутник  Земли  (МСЗ),  как  правило,  вы­

водится на орбиту в перигее со скоростью не менее первой косми­
ческой (соответствующей определенной высоте полета). Если ско­

рость запуска М СЗ точно равна круговой скорости на данной вы­

соте, то он будет двигаться по круговой орбите. Если эта скорость 

превышает круговую, то спутник выйдет на эллиптическую орби­
ту, перигей которой будет совпадать с точкой выхода его на орби­
ту.  Характерные  для  метеорологических  спутников  Земли  круго­
вые  орбиты  принято  рассматривать  как  частный  случай  эллипти­
ческой орбиты.

Орбиты метеорологических спутников Земли

Орбитальные  параметры  М СЗ.  Положение  спутника  и  эле­

менты  его  орбиты  удобно  определять  относительно  экваториаль­
ной  геоцентрической  прямоугольной  системы  координат  с  нача­
лом в притягивающем  центре  Земли и  с  осями,  постоянно  ориен­
тированными в пространстве (рис.  13).  Основная плоскость систе­
мы 

OXY  совпадает  с  плоскостью  небесного  экватора,  ось  X  на­

правлена в  точку  весеннего равноденствия у,  а  ось  Z  - на  Север­

ный полюс. На небесной сфере с центром в точке 0 обозначим ор­
биту спутника, плоскость которой пройдет через начало координат 

и  пересечет  плоскость  экватора  вдоль  линии  узлов 

Ь 

Точка 

в  которой  спутниковая  орбита  пересекает  экватор  при  движении 
спутника с юга на север, называется восходящим узлом.  Угол ме­

Л а б о р а т о р н а я  р а б о т а  3

50