Нутация в долготе

При переходе от истинного экватора Земли необходимо в 2 ввести нутацию в долготе Д1 ) (см. 2.03). [c.78]

Эти выражения для 9 и 0 дают соответственно главные члены нутации в долготе и наклонности. [c.469]

Период (в сутках) а Аргументы 1 Г F D Нутация по долготе Дф. Коэффициенты при синусах аргумента Нутация наклона Де. Коэффициенты при косинусах аргумента [c.93]

Период (в сутках) о Аргументы 1 Г Р О Нутация по долготе dф. Коэффициенты при синусах аргумента Нутация наклона йг. Коэффициенты при косинусах аргумента [c.94]

Нутация представляет собой часть общего движения полюса, зависящую от периодических движений Луны и Солнца по геоцентрическим орбитам. Явление нутации заключается в периодических колебаниях истинного полюса относительно среднего полюса экватора. Главный член нутации зависит от долготы восходящего узла орбиты Луны и имеет период 6798 суток или 18,6 года. Амплитуда этого члена, равная 9",210, известна как постоянная нутации. Остальные члены нутации зависят от средних долгот и средних аномалий Луны и Солнца и их линейных комбинаций с долготой восходящего узла лунной орбиты. Смещение истинного полюса относительно среднего можно разложить на нутацию в долготе Лт , изменяющую положение точки весны Т, и нутацию в наклоне Ле, изменяющую наклон е эклиптики к экватору. Теория вращения несферичной Земли в поле тяготения Солнца и Луны, разработанная подробно Вулар-дом [34], дает разложения компонент нутации в ряды по косинусам п синусам указанных выше аргументов, позволяющие вычислить нутацию на любой момент времени. [c.91]

Очевидно, смещение среднего полюса экватора из положения Рт, занимаемого в момент времени t, в положение истинного полюса экватора P можно выполнить двумя поворотами системы координат OXYZ, связанной со средним экватором сначала на угол Aifs нутация по долготе) относительно оси [c.92]

После вычисления параметров Ньюкома o. г, 0 для учета прецессии за интервал х = Т2 — Ту, а также компонент нутации по долготе Arps и в наклоне Ае, аберрационных редукционных величин С, D, получаем окончательно [c.119]

Как уже было указано выше, положение плоскости меридиана истинной точки весеннего равноденствия Тист не остается неизменным, так как точка весны Тист участвует в сложном движении она движется в плоскости эклиптики со скоростью 50",25 в год (общая прецессия по долготе — см. гл. 2). На общую прецессию в долготе накладываются периодические колебания (нутация). Соответствующее истинной точке весны Тист звездное время называется истинным звездным временем. [c.153]

Истинное положение звезды в некоторый момент времени задается ее гелиоцентрическими прямым восхождение.м и склонением, отсчитываемыми от истинного экватора и точки весеннего равноденствия в этот момент вре.мени. Принимая во внимание нутацию, можно по среднему положению, вычисленному для данного момента времени, получить истинное положение для этого момента. Мы видели, что нутация изменяет долготу звезды и наклон эклиптики. Величины этих изменений (в интересующий нас момент времени) Д и Де могут быть найдены. Изменение Д а, обусловленное наличием Дф и Де, определяется по формуле [c.72]

Выражения для нутации W долготы и для нутации 0 наклонения даются формулами (19) и (20) 20.13. Члены с аргументом + ф являются долгопериодическими, а остальные—короакопериодическими. Например, период члена sin(/V + t])) в W равен — 18>/2 лет, а остальные члены, не содержащие N, имеют периоды, равные лунному месяцу, году или их долям. Главные члены мы запишем так [c.476]

На рис. 34 Nq означает узел среднего экватора в момент t относительно неподвижной эклиптики для эпохи tg. Узел истинного экватора, для которого учитывается нутация, обозначен через N. Полюсами среднего и истинного экваторов служат Qq н Q соответственно. Пусть QB — перпендикуляр, опущенный на Z Q . Тогда QoS будет нутацией в наклонности, а угол QZqQq будет нутацией N N долготы. Поэтому QqB = x и QB = у sin ZqB или с достаточной степенью точности QB = у sin 0q. [c.476]

Таким образом, мы видим, что, в то время как живая сила (Т) зависит (в отношении того, что касается координат) исключительно от угла нутации 0, потенциал U, даже в схематически простом случае, когда движение точки Р относительно О предполагается круговым, явно содержит, наряду с 0, угол ф, а также и время, входящее через посредство долготы w. Поэтому существует один только первый интеграл = onst постоянства угловой гироскопической скорости, а поскольку Н зависит через посредство w от времени, то даже интеграл энергии не будет иметь места. [c.322]

Известным примером применения углов Эйлера в астрономии являются углы Д, определяющие положение плоскости орбиты и угол (О, служащий для задания направления некоторой отечетной оси в этой плоскости (рис. 5). Первый из этих углов, представляет долготу восходящего узла N планеты, он играет роль прецессии угол /, определяющий наклон плоскости орбиты к отечетной неподвижной плоскости 0 7], является углом нутации. Угол О) представляет чистое вращение и, если упомянутая отечетная ось направлена к перигею планеты П (ближайшая точка орбиты к притягивающему центру О), то О) является угловым расстоянием перигея от восходящего узла. [c.47]

П.В астрономии. Притяжения Луны, Солнца и планет на Землю вызывают движение земной оси в пространстве, к-рое разлагается на две составляющие прогрессивное. движение по конусу с углом между образующей и осью конуса, равным наклонности эклиптики к экватору, и периодом ок. 26 ООО лет, называемое П.,имелкое периодич. колебание, называемое нутацией (см.). П. состоит в движении точки весеннего равноденствия навстречу годичному движению Солнца, что укорачивает длину тропическ. года по сравнению со звездным годом. Ско- Рость р движения точки весеннего равноденствия в год называется постоянной П. П. влияет на координаты светил, меняя их долготу на величину р, оставляя неизменной широту. Влияние П. на прямое восхождение а и склоненже a более сложно и обычно учитывается при помощи разложения в ряд [c.330]

Влияние прецессии и нутации было рассмотрено в работах И. Козаи [1] и К. Ламбека [2]. Наиболее полные результаты получены в прекрасной работе И. Козаи и X. Кино-шиты [3]. Авторами были выведены формулы, дающие возмущения элементов орбиты спутника с весьма высокой точностью. Они подтвердили тот вывод, что в практике исследования движения искусственных спутников наиболее удобной системой координат является координатная система, предложенная Г. Вайсом и К. Муром. Наклон орбиты и аргумент перигея в этой системе отсчитываются от экватора даты (момента наблюдения), а долгота узла измеряется от точки весеннего равноденствия эпохи (скажем, 1950.0) вдоль фиксированного экватора до линии [c.309]

Определение нутации. Сначала необходимо рассмотреть в выражс1П1Ях L и М члены, которые содержат явно долготу I возмущающего тела. Вместе с тем для выполнения линеаризации дифференциальных уравнений можно записать [c.393]

Нутация земной оси в случае нулевого среднего наклоиеиия. Если мио-венное значение наклонения мало, то даже очень медленное изменение положения экватора может значительно изменить положение его линии пересечения с эклиптикой. Поэтому оказывается неудобным измерять введенные углы от точки весеннего равноденствия. Если через GZ обозначить нормаль к эклиптике, а через G — ось фигуры Земли, то наша задача будет состоять в определении малых колебаний оси G около нормали GZ. Пусть GX, GY — оси, неподвижные относительно эклиптики, и пусть долгота Солнца измеряется от осн GX. Пусть Р, Q, I — направляющие косинусы оси G относительно осей X, Y, Z. Нет необходимости повторять все этапы исследования, достаточно заметить, что уравнеиня движения для определения Р и Q принимают форму, приведенную в п. 15. Всноминая, что момент возмущающей пары снл, обусловленной солнечным тяготе1шем, равен —3/г (С — А) sin S os S и что его направление составляет с осью GX угол / + л/2, получим уравнения [c.413]

Если склонение и прямое восхождение какого-нибудь тела измеряют при помощи меридианного круга, то склонение "относится к мгновенному экватору, а прямое восхождение — к мгновенному равноденствию. Координаты этп называются видпмым склонепис.м и видимым прямым восхождением. На этп координаты влияет планетная аберрация, и если они освобождены от влияния аберрации, то в таком случае их называют истинным склонением и истинным прямым восхождением. Из истинных координат можно устранить влияние нутации, и тогда говорят, что этп координаты отнесены к среднему экватору и среднему равноденствию даты. Кролге того, можно удалить влияние прецессии за определенный промежуток времени. За последний обычно выбирается промежуток времени, протекший от начала некоторого тропического года, например 1950,0, и тогда говорят, что координаты отнесены к экватору и равноденствию 1950,0. (Началом тропического года является момент, когда средняя долгота Солнца равна 280°, и это начало следует тщательно отличать от начала календарного года. Например, момент 1950,0 равен 1950, январь, 0,923 эфемеридного времени.) [c.179]

Прецессия была открыта Гиппархом более 2000 лет тому назад, как явление, заключающееся в непрерывном возрастании долгот звезд со скоростью 6" в столетие (по современным данным около 50" в столетие) и не изменяющее заметным образом их широт. Интерпретация этого явления заключается в следующем. Плоскость эклиптики является фиксированной плоскостью, а положение экватора изменяется так, что точка весеннего равноденствия совершает попятное движение по эклиптике с упомянутой выше постоянной скоростью. Поэтому полюс экватора описывает с постоянной скоростью круг вокруг полюса эклиптики за период времени, как мы теперь знаем, в 26 000 лет. Объяснение прецессии на основе динамической теории впервые было дано Ньютоном в его Началах и представляет собой одно из его выдающихся достижений. Радиус малого круга, описываемого полюсом экватора (другими словами, угловое расстояние между полюсом эклиптики и полюсом экватора), равный наклонности эклиптики, в этой теории предполагался постоянным. В более строгой теории, развитой после открытия нутации Брадлеем в 1748 г., показано, что эклиптика не является строго фиксированной плоскостью, наклонность не является постоянной и попятное движение точки весеннего равноденствия неравномерно. [c.446]

Дата полета 21 августа 1975 г. высота полета Я=8000 м ИПУ= = 230 " путевая скорость самолета = 700 км/ч время измерения, высоты звезды Вега по часам 3-го часового пояса Т— 2 ч 12 мин 52 с измеренная высота /гцзм - = 42°03 широта счислимой точки фп = 48° с приближенная долгота счислимой точки Яд = 30° в поправка секстанта С = —6. Определить А АН д, поправку за прецессию и нутацию и проложить АЛП на карте. [c.183]

Дата полета 21 августа 1975 г. высота полета Я=10 000 м ИПУ= 210° путевая скорость самолета и =800 км/ч время измерения высоты Полярной по часам 3-го часового пояса Т= ч 44 мин 56 с измеренная высота Дпол = 48 45 приближенная широта места фп = 48° с приближенная долгота места Яп=31° в поправка сектанта С=+7, Определить широту места по высоте Полярной, поправки за вращение Земли, прецессию и нутацию и проложить АЛП на карте. [c.183]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...