Долгота средняя в эпоху

Угол е называется средней долготой планеты в эпоху 0 Этот угол не надо путать с углом Хд, который также называется средней долготой планеты в эпоху о Разница между углами е и Хо очевидна из следующих формул для вычисления средней долготы планеты в момент и [c.321]

Эта величина называется средней долготой в орбите или просто средней долготой. Значение средней долготы в начальный момент ta (в эпоху ), обозначаемое обыкновенно буквой Е, так что [c.492]

Элементы орбиты. Эллиптическая орбита характеризуется следующей основной системой элементов а — большая полуось, е — эксцентриситет, —наклон, й —долгота восходящего узла. О) — угловое расстояние перицентра от узла, Мо — средняя аномалия в эпоху (см. 1.04), В литературе часто встречаются различные модификации элементов а, е, I, Й, м, Мо. Так, вместо элемента а можно рассматривать параметр орбиты р, элемент д, среднее движение п, период обращения Т, которые связаны с а формулами [c.221]

Вместо Мо можно рассматривать момент прохождения через перицентр т и среднюю долготу в эпоху е, связанные с Mq равенствами [c.222]

Элементы орбиты. Поскольку е=0, положение перицентра не определено. Поэтому можно положить а =0 и круговая орбита будет характеризоваться следующими элементами а — радиус, I — наклон, й — долгота узла, — средняя аномалия в эпоху (см. 2.01). Вместо Мо можно рассматривать среднюю долготу в эпоху е, определяемую формулой (2.2.05). Вместо а можно ввести среднее движение п или период обращения Т по формулам (2.2.03). [c.224]

Если движение данного небесного тела происходит по орбите, имеющей малый наклон к эклиптике, то при улучшении элементов эллиптической орбиты часто используют расхождения между наблюденными эклиптической долготой К и эклиптической широтой р. Величины ЛЯ = Х —XW и Лр = pW — где индексом (н) отмечены наблюденные значения координат и индексом (в)—вычисленные, выражают обычно через поправки к следующим элементам орбиты п (среднее угловое движение), е (средняя долгота в орбите в эпоху — см. ч IV, 3.03), п (долгота перигелия), Q (долгота узла), е (эксцентриситет), i (наклон орбиты). Вместо поправки к наклону i рассматривают при [c.281]

Заметим, что в возмущенном движении средняя долгота в эпоху е и долгота перицентра я определяются равенствами [c.336]

Орбита ИСЗ характеризуется шестью независимыми элементами. Это прежде всего кеплеровские эллиптические элементы-, большая полуось а, эксцентриситет е, наклон , долгота узла й, аргумент перигея ш и средняя аномалия в эпоху Мо (см. ч. II, 1.04). Дифференциальные уравнения для кеплеровских элементов приведены в 3.03 и 3.04 ч. IV. [c.563]

Модификация средней долготы в эпоху [c.200]

Здесь — средняя долгота в эпоху. Средняя долгота Луны / вычисляется по формуле [c.300]

Вместо элемента т (или у) часто вводится элемент е, называемый средней долготой в эпоху. Это средняя долгота в начальный момент времени =0 ома дается формулой (4), если положить в ней = 0. Следовательно, [c.36]

Коэффициенты этих рядов зависят от всех элементов и Эj . за исключением средних долгот эпохи е и е,-, которые входят в разложения координат только через посредство средних аномалий. [c.664]

Эпоха 1900, янв. 0,5 ЕТ выбрана в качестве нуль-пункта щкалы эфемеридного времени и соответствует моменту эфемеридного времени вблизи начала календарного года 1900, когда средняя геометрическая долгота Солнца, отнесенная к среднему равноденствию даты, была равна 279° 41 48",04. [c.162]

Постоянные to, tu /2 или же постоянные члены в выражениях для основных аргументов D, I, F находятся на основании значении долготы узла, долготы перигея и средней долготы в орбите, принятых для Луны в начальную эпоху. [c.468]

Табл. 51—53 вместе с формулами (4.10.53) для основных аргументов представляют собой окончательный результат Брауна, полученный им при решении основной проблемы в теории движения Луны. При этом долготы F, к и сферические координаты У, р измеряются в координатной системе, определяемой неизменными эклиптикой и средней точкой весеннего равноденствия эпохи 1900,0. (В условиях основной проблемы эклиптика не меняет своего положения в пространстве.) [c.477]

Получены также полиномы [70], позволяющие вычислять сферические координаты (радиуса-вектора г, долготы X и широты р) Юпитера и Сатурна, отнесенные к среднему равноденствию стандартной эпохи 1950,0. В форме полиномов Представлены разности ЛЯ = Я — Яо, лр = р — Ро, Лг = л — Го, где Яо, Ро, /"о означают координаты, вычисленные по формулам эллиптического движения (см. ч 1,тл. II), исходя из систем оскулирующих элементов Юпитера и Сатурна. [c.502]

Тропический год. Обозначение нормальной эпохи 1950.0 не означает начало года январь О или январь 1 обычного календаря. Это начало так называемого тропиче ского года. Бессель (1784—1846) предложил принять за начало тропического года такой момент, когда средняя долгота Солнца, уменьшенная на постоянную аберрации (20 /50), точно равна 280°. Продолжительность тропического года равна 365.242199 средних солнечных суток. Напомним, что тропическим годом называется промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия. Даты в тропическом году обозначаются не числами месяцев, а частью года, прошедшего от начала тропического года до рассматриваемого момента. [c.14]

Уравнения Лагранжа. Как уже отмечалось в 3.15, при с = О и а = О элементы а, е, i, Q,o, oq и Mg превращаются соответственно в большую полуось, эксцентриситет, наклон, долготу узла, аргумент перицентра и среднюю аномалию в эпоху кеплерова эллиптического движения. Поэтому, если положить в уравнениях (4.9.1) е = О, то мы получим уравнения Лагранжа для кеплеровых оскулирующих элементов. [c.141]

В связи с различием в скоростях вращения экваториальной зоны Юпитера, широты точек которой заключены между и —10°, и других зон его поверхности на средних широтах введены две зенографические системы координат — система I и система II положение нулевого меридиана — начала отсчета зе-нографичееких долгот — определяется значениями долготы центрального меридиана в системе I и системе II в эпоху 1897, июль 14,5 ит (JD 2414120,0), равными соответственно 47°,31 и [c.68]

Течение звездного времени определяется суточным движением по небесной сфере звезд или точки весеннего равноденствия за точку, определяющую своим суточным движением по небесной сфере истинное солнечное время, принимают центр видимого диска Солнца. Однако на практике применение истинного солнечного времени затруднено тем, что изменения часового угла центра истинного Солнца непропорциональны углам поворота Земли вокруг оси, так как Солнце движется не по экватору, а по эклиптике, и притом неравномерно. Поэтому вводят среднее экваториальное Солнце — фиктивную точку, равномерно цвижущуюся по экватору таким образом, чтобы в каждый момент времени / ее прямое восхождение А было равно средней долготе Солнца L, т. е. чтобы было Л = о + п (/ — /о). где о — средняя долгота Солнца в начальную эпоху <о- [c.149]

Возмущения, вызываемые притяжением Солнца. Солнечные возмущения элементов орбиты спутника можно вычислить по формулам этого параграфа, еели в них принять, что — масса Солнца, Ml,, ul, пь и — соответственно средняя аномалия в эпоху, долгота перигея, среднее движение и большая полуось солнечной орбиты и / = е, fix, = 0. При этом элементы , fi и (о будут отнесены к плоскости эклиптики и перигею орбиты Солнца. [c.606]

Метод Уиттекера вычисления скобок Лагранжа. В качестве эллиптических элементов мы используем кеплеровы элементы а, е, I, Е, О), 2, из которых первые три имеют свой обычный смысл е —средняя долгота в эпоху, так что средняя долгота к выражается суммой nt + E, tu —долгота перигелия и Q —долгота восходящего узла, причем ш==о) + 0. Угол О) равен угловому расстоянию от восходящего узла до перигелия и иногда называется аргументом перигелия. [c.243]

Рассмотрим случай средних элементов, определенных таким образом, чтобы в соответствии с общепринятой практикой постоянные С, Со, С, и 51 обратились в нуль. Чтобы это осуществить, мы начинаем с выражения конечного приращения истинной долготы V в впде функцпп от произвольных приращений четырех элементов т, л, е и ш. Для общности мы используем буквенное разложение с точностью до третьего порядка эксцентриситета, но йа практике обычно следует предпочесть численное разложение, если только эксцентриситет е не очень мал. Обозначая среднюю долготу в основную эпоху через Шдо и полагая для удобства Шо —(о = /, имеем [c.355]

Чтобы получить уравнения, определяющие эти эллиптические оскулнруюни1е элементы, нужно в системе (12.42) заменить третье, четвертое и шестое уравнения новыми уравнениями, определяющими скорости изменения большой полуоси а, долготы перицентра л и средней долготы эпохи е (или средней анома.шп эпохи Л1(,). [c.602]

Значение, данное числу эфемеридных секунд в тропическом году эпохи 1900, заимствовано из определения эфемеридной секунды, которое было принято Международным Комитетом мер и весов [55]. Оно фактически выведено из коэффициента при Т, отсчитываемом в юлианских столетиях по 36 525 суток, в ньюкомовом выражении для геометрической средней долготы Солнца, отнесенной к среднему равноденствию даты. В списке 1900 относится надлежащим образом или к фундаментальной эпохе эфемеридного времени, а именно 1900, янв. О, 12 ЕТ, или к 1900,0 значения постоянных 20—23 относятся также к фундаментальной эпохе. Всюду в отчете под термином секунда надлежит понимать эфемеридную секунду . [c.180]

Лагранж, вклады которого в небесную механику носили наиболее блестящий характер, написал свой первый мемуар о возмущениях Юпитера и Сатурна в 1766 г. В этой работе он еще дальше развил метод вариации параметров, оставляя, однако, все еще неправильными конечные уравчения тем, что считал большие осп и эпохи прохождения через перигелий как постоянные в выводе уравнений для определения вариаций. Уравнения для наклонности, узла и долготы перигелия от узла были совершенно правильны. В выражениях для средних долгот планет имелись члены, пропорциональные первой и второй степеням времени. Они происходили всецело от несовершенства метола, и их истинная форма есть форма членов долгого периода, как это было показано Лапласом в 1784 г. при [c.374]

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]

Средние элементы, положенные в основу теории движения больших планет Ньюкома, приведены в приложении 2 для момента Т, где Т—время, считаемое в юлианских столетиях по 36525 суток от начальной эпохи, за которую принят 1900 январь 0.12 часов эфемеридного времени. Средняя долгота планеты X, долгота перигелия г. и долгота восходящего узла Q считается от средней точки весеннего равноденствия текущего момента Т. Через п обозначено среднее суточное сидерическое движение, непосредственно получаемое из наблюдений, т. е. включающее влияние вековых возмущений средней долготы. Соответствующее значение большой полуоси, определяемое по третьему закону Кеплера, обозначено через a наконец, через а обозначена величина большой полуоси, уже освобожденная от влияния только что упомянутых вековых возмущений. [c.81]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...