Астрономические соотношения, используемые при построении навигационных систем

контрольная работа

2. Измерение времени

Для измерения времени необходимо установить некоторую единицу или систему таких единиц.

В качестве единицы можно использовать период повторяемости какого-либо природного или искусственного процесса (например, колебания маятника), лишь бы продолжительность этого периода была одинаковой.

В астрономии и повседневной практике измерение времени основано на наблюдении кажущегося вращения Солнца или звезд, вызванного вращением Земли вокруг своей полярной оси. За счет этого вращения небесное светило проходит через меридиан наблюдателя. Моменты прохождения светила через меридиан наблюдателя (небесный меридиан) в астрономии называют кульминацией. Верхней кульминацией называют момент, когда светило находится на меридиане наблюдателя в точке, наиболее близко расположенной к зениту. Нижняя кульминация это момент прохождения светила через меридиан наблюдателя в точке, наиболее удаленной от зенита. Интервал времени между двумя последовательными кульминациями светила называют сутками.

Различают следующие понятия суток:

Звездные сутки интервал времени между двумя последовательными верхними кульминациями выбранной звезды. Обычно принимается, что продолжительность звездных суток одинакова для всех «неподвижных» звезд. Поскольку отсчет начала звездных суток можно вести от кульминации произвольно выбранной звезды, то для устранения возможных при этом недоразумений отсчет звездных суток в астрономии производят от момента верхней кульминации точки весеннего равноденствия.

На рис.6 изображен вид на небесную сферу со стороны северного полюса мира: линия PСM1 соответствует линии пересечения меридиана наблюдателя с экватором; линия РC соответствует линии пересечения плоскости склонения точки с экватором; линия PСS образована пересечением плоскости склонений звезды с экватором.

Из рис.6 следует

S= t = + t .(1)

Таким образом, звездное время S на меридиане наблюдателя в любой момент численно равно часовому углу точки весеннего равноденствия.

Если звезда находится в верхней кульминации, то t = 0 и S = .

При нахождении звезды в нижней кульминации S = + 12h.

На рис.7 линия РСГ соответствует линии пересечения гринвичского меридиана и экватора; линия РСМ2 образована пересечением меридиана второго наблюдателя и экватора.

Из рисунка легко получить следующие соотношения:

t1 = tГ + 2 ; t2 = t1 + 2;(2)

S1 = t1 + ,; S2 = t2 + , (3)

где tГ гринвичский часовой угол.

Из которых следует

t2 t1 = 2 1; S2 S1 = 2 1 . (4)

небесный светило координата пространство

Истинные солнечные сутки это интервал времени между двумя последовательными нижними кульминациями центра Солнца.

Продолжительность истинных солнечных суток не одинакова. Разница между самыми «длинными» и самыми «короткими» истинными солнечными сутками составляет примерно 51 с. Это объясняется тем, что кажущееся движение Солнца по эклиптике происходит неравномерно, и в силу этого вращение геоцентрического радиусавектора Солнца вокруг оси мира будет совершаться с переменной угловой скоростью.

Средние солнечные сутки это интервал времени между двумя последовательными нижними кульминациями среднего Солнца.

Под средним Солнцем понимается воображаемая точка, которая равномерно движется (один оборот в год) по большому кругу экватора, причем ее геоцентрический радиусвектор вращается вокруг оси мира так, что его вращение, наблюдаемое со стороны северного полюса мира, происходит против часовой стрелки (вращается в ту же сторону, что и геоцентрический радиусвектор Солнца).

Продолжительность средних солнечных суток постоянна.

Истинное солнечное время на данном меридиане

m? = t? + 12h ,

где ? астрономический знак истинного Солнца. Среднее солнечное время на меридиане наблюдателя

m = t + 12h,

где знак среднего Солнца.

Для установления связи между истинным и средним солнечным временем вводится так называемое уравнение времени.

S = + t;

S = ? + t? ,

t t? = ? = Е.(5)

Выражение (5) носит название уравнения времени. Значения E даются в астрономических ежегодниках на каждый день года. Разность времени, исчисляемого по среднему и истинному Солнцу в течение года, изменяется в пределах от +14,4 до 16,4 мин.

В авиационной навигации необходимость учета уравнения времени возникает, главным образом, тогда, когда требуется определить гринвичский часовой угол истинного Солнца. Для этой цели на борту ЛА используются соответствующие таблицы или номограммы.

Из (1) и (5) нетрудно найти, что

tr? = tr Е. (6)

Значение же гринвичского часового угла среднего Солнца tr может давать бортовой хронометр.

В астрономии местное среднее солнечное время гринвичского меридиана называют всемирным или мировым временем и обозначают T0.

Очевидно, что: T0 = tr . Местное (на данном меридиане) среднее солнечное время будет равно

т = T0 + h,

где h восточная долгота в единицах времени.

Путем многочисленных наблюдений установлено, что интервал времени между, двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия составляет 365,2422 средних солнечных суток. Принимается, что среднее Солнце последовательно проходит через точку весеннего равноденствия за этот же промежуток. Следовательно, прямое восхождение среднего Солнца ежесуточно возрастает на

и при этом среднее Солнце смещается среди неподвижных звезд к Востоку. Вследствие этого средние солнечные сутки оказываются продолжительнее звездных на 3m56s,555 и точка весеннего равноденствия за год будет иметь одну «лишнюю» верхнюю кульминацию по сравнению со средним Солнцем. Таким образом, в году будет 366,2422 звездных суток.

Если интервал времени в звездных единицах есть S, а в средних солнечных m, то

S = km,

где k = 366,2422/365,2422 = 1,002738. Соответственно,

m = k1S,

где k1 = 365,2422/366,2422 = 0,99727.

Для определения местного звездного времени по известной долготе и местному среднему солнечному времени, а также для определения гринвичского звездного времени Sr используют разработанные в астрономии методики [1]. Если, например, в точке старта JlA определена величина Sr , то ее изменение в процессе полета можно воспроизвести с помощью звездного бортового хронометра.

Положим, что в процессе полета определен (вычислен) часовой угол некоторой звезды

t = S = Sr а. (7)

Поскольку в (7) известны величины t, Sr и а, то можно определить В.

Поясное время введено с целью избежать неудобств, возникающих в связи с тем, что на каждом меридиане местное время имеет свое значение.

Вся поверхность земного шара разделена на 24 часовых пояса (протяженность каждого пояса по долготе 15°) и время в каждом пункте, лежащем в пределах данного пояса, принято равным времени основного (среднего) меридиана данного пояса.

Основной меридиан начального, нулевого пояса есть гринвичский меридиан.

Границы часовых поясов не проходят строго по дугам больших кругов меридианов, а проведены согласно государственным границам, большим рекам, водоразделам, железным дорогам и т. п.

Декретное время. Декретом Совета Народных Комиссаров от 16 июня 1930г. в нашей стране было установлено время, согласно которому стрелки всех часов были переведены на час вперед по сравнению с поясным временем. Это было сделано из соображений более полного использования светлого времени суток. Таким образом, декретное время отличается от поясного на один час. Декретное время второго часового пояса в СССР называется московским временем.

В ряде стран стрелки часов переводятся на 1 ч вперед против поясного времени только летом. Такое время называют летним временем. Начало и конец летнего времени устанавливаются распоряжением правительства.

Эфемеридное время. Практически существует два понятия времени -- полученное из наблюдений и определяемое вращением Земли и равномерное, служащее аргументом при различных вычислениях. Наблюдаемое время зависит от колебаний угловой скорости Земли и в силу этого неравномерно. Под эфемеридным или ньютоновским временем понимают равномерное время, являющееся аргументом при вычислении положения небесных тел и, в частности, при составлении Астрономических Ежегодников, в которых даются предвычисленные значения координат светил.

Делись добром ;)