ПОИСК Статьи Чертежи Таблицы Прецессия и нутация из "Движение по орбитам " Если наблюдения дают положение объекта относительно звезд, то описанная выше методика должна быть модифицирована. Направления на звезды, изображения которых имеются на пленке, искажаются рефракцией, причем каждое направление по-своему. Поэтому, чтобы по изображению объекта среди звезд получить его прямое восхождение и склонение, необходимо вводить соответствующие поправки. В астрономии разработано несколько процедур учета таких поправок. В результате получаются экваториальные координаты объекта относительно наблюдателя. Схема метода приводится в разд. 3.4, посвященном прецессии и нутации. Если объектом наблюдения является ракета сразу после старта, то при учете рефракции надо принимать во внимание следующее дополнительное соображение положения звезд из-за рефракции смещаются в результате прохождения света через всю толщу атмосферы, а путь в атмосфере световых лучей от ракеты может составлять меньше 50 км. [c.69] Таким образом, данные наблюдений могут быть выражены в экваториальных координатах относительно пункта наблюдения на поверхности Земли. Теперь нам необходимо более подробно рассмотреть способы определения таких координат. [c.69] Заметим, что эти формулы получены в предположении малости изменений координат. [c.70] Еще один эффект, обусловленный влиянием Солнца и Луны, называется нутацией. Это сложные колебания полюса Р около положения, которое он занимал бы, если бы имела место только прецессия. Нутацию можно представить в виде ряда, членами которого являются периодические функции элементов орбит Солнца и Луны (относительно Земли), причем их периоды малы по сравнению с периодом лунно-солнечной прецессии. Кроме того, вследствие нутации испытывает колебания около своего среднего значения и величина наклонения эклиптики к экватору. [c.70] В результате воздействия планет на орбиту Земли происходит медленное изменение ориентации эклиптики. Эта так называемая планетная прецессия уменьшает прямое восхождение всех звезд Рис. 3.2. примерно на 0,13 в год. [c.70] Теперь можно определить общую прецессию. Это комбинация лунно-солнечной прецессии и планетной прецессии, Общая прецессия приводит к изменениям положений эклиптики, экватора и точки весеннего равноденствия. Если взять их положения, скажем, в начале 1950 г. (1950,0), то они могут служить фиксированными плоскостями отсчета. Из-за наличия общей прецессии эклиптика, экватор и точка весеннего равноденствия к началу 1951 г. изменятся, а их новые положения будут называться средней эклиптикой, средним экватором и средней точкой весеннего равноденствия для эпохи 1951,0. [c.70] Среднее положение звезды — это ее координаты, измеряемые на гелиоцентрической небесной сфере от среднего экватора и точки весеннего равноденствия в некоторый момент времени. При этом пе принимается во внимание нутация, аберрация, звездный параллакс и собственное движение звезды. Последние три величины будут определены позднее. [c.71] Обобщим теперь уравнения (3.4) и (3.5), включив в них планетную прецессию, которая уменьшает прямое восхождение на величину I = 0,13 в год и не влияет на склонение. [c.71] В главных звездных каталогах наряду с вековыми вариациями приводятся величины, называемые годичными вариациями прямого восхождения и склонения. Эти величины представляют собой сумму годичных прецессий da/dt и ab/dt и собственного движения звезды (см. разд. 3.6). [c.72] Аналогичное выражение имеет место для изменения склонения, которое также является следствием нутации. [c.72] Однако за время т (напомним, что за единицу времени берется год), прошедшее от начала текущего года до данного момента, прецессия приводит к изменению прямого восхождения, равному Дга. Используя уравнение (3.6), можно написать Да = т (/п + sin а tg б). [c.72] Здесь а п os а, Ь = —sin а, а п выражено в секундах дуги. [c.73] Величины А, В, Е не являются функциями положения звезды. Их значения на каждый день года приводятся в таблицах под заголовком Бесселевы суточные числа . Величины а, Ь, а, Ь могут быть вычислены для каждой рассматриваемой звезды. [c.73] После этого остается еще одна, последняя, коррекция перенос начала координат из центра Солнца в центр Земли. В результате мы получаем видимое место звезды в данный момент времени — положение на геоцентрической небесной сфере относительно истинного равноденствия и экватора в этот момент. Несовпадение видимого и истинного положения обусловлено аберрацией и годичным звездным параллаксом (см. разд. 3.5 и 3.7). [c.73] При измерении положений ярких звезд применяется обратная процедура. Вводя поправку за рефракцию, находим видимое геоцентрическое положение звезды. Уравнения (3.14), (3.15), (3.16) и (3.17) дают средние координаты, отнесенные к средним экватору и равноденствию, соответствующим началу того года, когда проводились наблюдения. При помощи уравнений (3.8)—(3.13) можно получить средние координаты звезды относительно экватора и равноденствия в эпоху составления звездного каталога. В результате сравнения этих координат с координатами, приведенными в каталоге, можно получить информацию о собственном движении звезды (см. разд. 3.6). [c.74] Для измерения положений более слабых звезд применяется фотографирование. На любой фотопластинке обычно имеются изображения звезд, координаты которых уже известны и содержатся в каталоге. Их можно использовать в качестве опорных и определять относительно них положения слабых звезд. [c.74] На практике для измерений используются фотоизмерительные машины различных типов, причем измерения производятся на негативах, поскольку изготовление позитивов неизбежно приводит к размытию изображения. В процессе измерений определяются координаты хп у изображения относительно системы прямоугольных осей Ох и Оу. [c.74] В специальных случаях [1 ] в эти соотношения входят также члены второго порядка по л и Величины а, Ь, с, й, е к I называются постоянными пластинки и в каждом случае должны вычисляться. [c.75] воспользовавшись уравнениями (3.18) и (3.19), можно определить искомые стандартные координаты звезды ( , т)). Теперь их можно преобразовать в экваториальные координаты а и б (при этом должно учитываться положение наблюдателя относительно точки весеннего равноденствия и экватора). Точка весеннего равноденствия и экватор как раз и определяют ту систему координат, относительно которой задаются положения звезд. [c.75] Вернуться к основной статье