«геодезиялық астрономия»



жүктеу 1.91 Mb.
бет3/15
Дата02.05.2016
өлшемі1.91 Mb.
1   2   3   4   5   6   7   8   9   ...   15
: ebook -> umm
umm -> Типовая учебная программа по предмету «Музыка» для 1-4 классов уровня начального образования
umm -> -
umm -> Зертханалық ЖҰмыс тақырыбы: «Кестелік процессор ms excel. Мәліметтерді енгізу және редакциялау. Ұяшықтың адресі» Мақсаты
umm -> «Экономикалық теория негіздері» пәні бойынша экономикалық емес мамандықтары үшін
umm -> Ғылымның эмпирикалық деңгейінің негізгі тәсілдері қандай?
umm -> Семинар сабақтары Студенттердің өздік жұмысы
umm -> История взрыва 1
umm -> Асенова Б. К. Ребезов М. Б


Жұлдыздық уақыттан орташа жəне кері ауысу.
Уақыттың қысқа аралықтарын өлшеу үшін астрономиада екі бірлік: жұлдыздық тəуліктер жəне орташа күндік тəуліктер қолданылады.

17


Жұлдыздык тəуліктер - аталған пункттің меридианындағы көктемгі күн мен түннін теңелуі нүктесінің екі жүйелі жоғарғы шарықтау шегі арасындағы уақыт аралығы. Орташа Күндік тəуліктер - аталған пункттің меридианындағы орташа экваторлық Күннің екі жүйелі жоғарғы шырқау шегі арасындағы уақыт аралығы.
Күн өзінің көзге көрінетін жылдамдық қозғалысы нəтижесінде жұлдыздарға қатысты жəне көктемгі күн мен түннің теңелуі нүктесіне қатысты аспан сферасының тауліктік айналымының қарсы алдына ауысады, жұлдыздық тəуліктер шамамен орташа күндіктен қысқа.



12-сурет. Күндік жəне жұлдыздық уақыт арасындағы байланыс.
21 наурызда орташа экваторлық Күн мен теңелуі нүктесі арқылы өтеді.Олай болса, сол күні А жер бетінің ZA зенитімен алғандағы нүктесінде 30-суретке сэйкес экваторлық Күн мен көктемгі Күн мен туннің теңелуі нүктесі бір мезгілде жоғарғы шырқау шегінің PZAP1 аспан меридианы аркьшы өтеді, яғни бүл меридиан үшін жұлдыздық тэуліктердің басталуы орта талтүспен сэйкес келеді. Көктемгі Күн мен түннін теңелуіне қатысты (22 наурыз) Жер толық айналғаннан кейін бұл нүкте қайтаданPZAP' меридианьша келеді, нəтижесінде кілең жұлдыздық тэуліктер аяқталады.Көзге көрінетін жылдық қозғалуы нəтижесінде,оньщ бағыты 30-суретге аопан сферасының тэуліктік айналымына қарама- карсы сағат тілімен көрсетілген, Күн осы тəуліктер ішінде көкгемгі күн мен түннің теңелуі нүктесінен шамамен
1° 360° тең ںVF 365,2422
доғасына көшеді. Сондықтан жүлдыздық тəуліктер аяқталған сəтте Күн PZAP1 меридианынан VF доғасы қашықтығында тұрады. Жаңа орташа талтүс болуы үшін аспан сферасы тəулік ішінде орта экваторлық Күн өткен доғаға сəйкес келетін vOF бұрышына бұрылуға тиіс. Олай

болса, орташа күндік тəуліктер бір тəулік ішінде көктемгі Күн мен түннің теңелуі нүктесінен кетуін өлшейтін v QF бүрышына бұрылу үшін аспан сферасына қажетті уақыт аралығына жұлдыздық тəуліктерден ұзақтау болады.


Орта зкваторлық Күн экватор бойымен бір қалыпты жылжитындықган ширек жылдан кейін ол 90= қа тең vQ доғасьшан өтеді, ал орташа күндік тэуліктер соған сэйкес жүлдыздық тэуліктерден 6 жүлдыздық сағатқа кешірек бітеді. Жарты жьшдан кейін Күн күзгі күн мен түннің теңелуі нүктесіне келеді,сонда орташа күндік тəуліктер соған сэйкес жұддыздық тəуліктерден 12 жұлдыздық сағатқа кеш бітеді.
Толық жыл өткеннен кейін орта экваторлық Күннің кешігуі24 жулдыздық сағатқа, яғни бір жұлдьидық тэулікке тең болады. Сонымен, бір тропикалық жыл ішінде орта экваторлық Күн аталған нүктенің меридианында көктемгі күн мен түннің тенелуі нүктесіне қарағанда бір есе кем шарықтайды. Басқаша айтқанда, тропикалық жылда орташа Күндік тəуліктер жұлдыздыққа қарағанда бір тəулікке кем болады.

365,2422 орташа күндік тəулік = 366,2422 жұлдыздык тəулік, бұған (30)


18


365,2422+1
1 орташа, күндік тəулік = ( ---- ) жұлдыздық тəулік немесе

365,2422

1 орташа, күндік тəулік = (1+Н) жұлдыздық

тəулік Олай (іолса, орташа күндік тəулік жұлдыздықтан 0,00274 жұлдыздық тəулікке, немесе
3m56s555 = :>АЬ 3m 56S. 555 уақыттың жұлдыздық бірлігі, Осы алуандас теңдік негізінде 1 орташа күндік сағат уақыттың =lh 00m09s,856 жұлдыздық бірлігін

1 орташа күндік минут уақыттың =1m 00s, 164 жұлдыздық бірлігін

1 орташа күндік секунд уакыттын, =ls, 003 жұлдыздық бірлігін аламыз.(32)


Жұлдыздық уақыт мынаған тең:




S=m(l +μ)=m+m μ

(33)

m μ туындысы орташа бірліктен жұлдыздыққа ауысқаны үшін редукция деп аталады.
Кері ауысу үшін, яғни жұлдьвдық бірліктерден көрініс тапқан уақыт аралығын ауыстыру үшін орташа күндік бірлікке оның оң жэне сол жак бөліктерінің орнын ауыетырып теңдеу жазамыз.
(34)


(35)
(36)

Теңдеуден жүлдыздық тэуліктің кей бірі орташа күндік тэуліктен қысқа, яғни уақыпың

3ra55s909 орташа күндік бірлігіне қысқа екеніц көрсетеді.

1 жұлдыздық тэулік = уақыттың 23Һ 56m 04s, 091 орташа күндік бірлігіне.

Осы алуан теңдік негізінде (36):

1 жұлдыздық сағат = (1Һ - 9S, 830) = уақыттың 59m 505 836 орташа күндік бірлігіне.

1 жұлдыздық минут - (1™ - 0s164) = уақыттьщ 59S 836 орташа күндік бірлігіне.

1 жұлдыздық секунд - (ls - 0s, 003) = уақытың 0s 997 орташа күндік бірлігіне теңдікті

шығарамыз. (37)


Жұлдыздық бірліктерден көрініс тапқан уақыт аралықтарын ауыстыратын формула орташа

күндікте мынадай түрге енеді:




m = s (1 - v) = s - sv

(38)

sv туындысы уақыттын жұлдыздық; бірлігінен орташаға ауысқаны үшін редукция деп аталады.

һ

һ

Егер жұлдыздық жəне күндік тəуліктер бір сəтте басталса,яғни О

орташа күндік уақыг О

жұлдыздық уақыт болар еді,онда орташа күндік уақыттан жұлдыздыққа жəне кері қарай ауысу үшін (33) жəне (38) формулаларын пайдалануға болар еді. Алайда Оһ орташа күндік

һ һ


уақытына О жүлдыздық уақыт тең емес.Екінші жағынан О жұлдыздық уақытының орташа

күндік уақыты да Оһ - ге тең емес.

Осы жағдайды ескере отырып, орташа күндік m уақытынан s жұлдыздыққа өту үшін:

s = sβ + m+ mμ, (39)

формуласын жазамыз.

мұнда - жұлдыздық уақыт, Оһ - орташа күндік уақыт, яғни жергілікті орташа түн ортасы;
m - түн ортасынан m сэтіне дейін өткен уақыт аралығы; m μ - осы аралықтың жұлдыздық бірлігінің редукциясы. гринвичке колданғанда формула (44) мынадай болады:


S = So + M + M μ

(40)

19


Бұл жерде S - бүкіл əлемдік уақытының осы сəтіне сəйкес келетін жүлдыздьщ Гринвич уақыты; So - орташа гринвичтік, яғни бүкіл əлемдік Оь уақытының түн ортасындағы жұлдыздық уақыты; М μ - бүкіл əлемдік уақыттың жұлдыздық бірлігінің редукциясы.
S өлшемі:


(41)
формуласымен есептеп шығарылады жəне əрбір жыл үшін АЕ жарияланады.Түн ортасы барлық меридианға бір мезгілде түспегендіктен, So жұлдыздық уақыты түн ортасында жер бетінің əралуан нүктелерінде біркелкі емес, олай болса So = дан айырмашылығы бар.


Тиісті мезгіл мен АЕ үшін So жулдызды уақытын орташа гринвичтік түн ортасына тандап

алып, жергілікті тұн ортасынан жұлдыздық уақытты:



So = So ± λμ (42)

Формуласы бойынша табамыз.


Егер жер бетінің ұзақтығы нүктесі Гринвичтен батысқа қарай тұрса түзетуі плюс

белгісімен енгізіледі.

Жүлдыздық уақыттан орташа күндікке ауысу формуласы мынадай болады.

m = m0 + S = SV (43)

мұнда mо - орташа тэуліктердің басталуы сэтіндегі орташа күндік уақьгг. Жергілікті

жүлдыздық уақытты орташа күндікке ауыстыру:

m = ( S-S0 ) - ( S-S0 ) V (44)

формуласымен жүзеге асырылады.


Жердің бір қалыпты айналмауы.
Қазіргі уақытта Жердің өз осі бойынша бір қалыпты айналмайтыны белгілі болды. Жердін айналу жылдамдығы таоу үйкелісінен туындайтын ғасырлық сыйпатгағыбаяулауга душар болған. Тəуліктің орташа ұдайы жүз жылдыққа артуы осы баяулаудьщ салдары больш табылады. Жер бетіндегі жəне атмосферадағы салмақты маусымдық қайта бөлу бір қалыпты айналудьщ ауытқуының себебі болмақ.Тамыз айында Жер жылдамырақ айналады жзне тэуліктердің ұзақтығы қысқарады, наурыз айында баяулайды, тэуліктердің ұзақтығы арта туседі. Ең ұзақ, сондай - ақ ең қысқа тəуліктердің ұзақгығы арасындағы айырмашылық05 • 0025 = ке жетеді. Бұдан басқа Жердің айналу жылдамдығы ретсіз сыйпаттағы өзгерістерге шалдыққан, оның себебі Жер қойнауындағы салмақтарды қайта бөлу болып табылады, Жердің айналу жылдамдығының ретсіз өзгерулері тэуліктер ұзактығыньщ 03, 0034 - ке дейін

өзгеруін туғызады.










XX ғасырдьщ отызыншы жылдары кварцты сағаттар жасалды, оньщ құрылғысы лампалы




генераторда демделген кварцпен электромагнитті тербелістерді

пайдалануга

негізделген.

Тұрақтыжоғарыжиіліктіқамтитъшкварцтіксағаттарда

қолдану

Жердің

айналу

жылдамдығьшын маусымдық өзгерулерін айқындауға мүмкіндік береді.

Атомдық жэне молекулярлық генераторлардағы тербелістер жиілігі ең көп тұрақтылықты



иеленеді.

Белгілі бір энергетикалық

жағдайдың бірінен

екіншісіне ауысуы

кезінде кейбір

заттардьщ

атомдарьшен

немесе

молекулаларымен

сəуле

шығаратын

немесесіңірілетін

электромагнитті тербелістер өлшеу негізіне қаланған уақыт атомдык уақыт деп аталады. Атомдық уақытгың бірлігіне91926317776 электромагнитті тербелістер жаоалатын уақыт аралығы ретінде айқындалатын атомдық секунд қабылданған, Атомдық уақытты өлшеу үшін атомдық немесе молекулалық сағаттар жасалған, олар жоғары дедгейдегі дəлдікпен цезийлік резонатордьвд тербелістері жиілігін тіркейді.

Гринвичтік меридианда орташа күндік уақыт (бүкіл алемдік уақыт) TUO — мен белгіленеді.

Жер полюсгерінің қозғалысымен туындайтьш Жер беті нүктелері ұзақтыгынын өзгеруі салдарьшан Жердің эралуан нүктелерінде аньщталатьшTUO бұкіл əлемдік уакыты бірдей болмайды. Оған полюстер қозғалысы үшін Δλ. түзетуін енгізу қажет.



20


Жердің бірқалыпты айналмауы салдарынан бүкіл элемдік уақыт бір калыпты болмайды. Егер бүкіл элемдік TUI уақьггын Жердің айналуы жылдамдығының мауоымдық тербелістерітүзетуімен тузетер болсақ, осы амалмен алынған уақыт шамалық бірқалыпты (квази бірқальшты) букіл əлемдік уақыт деп аталады.




Δλ жəне Т түзетулерін Халықаралық уақыт бюросы(ХУБ) есептеп шығарады жəне соньщ хабарламаларында жарияланады.
Эфемеридтік уақыт.
Қозғалыс теориясы бізге Күннің,Айдың жэне планеталардьщ бір қалыпты уақыттың функциясы туріндегі жағдайын береді, бұл ретте бақылаудан алынған координаттар Жердің бір қалыпты айналмауы салдарынан қалыпсыз уақыттың функциялары болып табылады.

Қазіргі уакытта астрономияда уақыттың екі түсінігі бар.


Біріншіден, астрономиялық байқаулардьщ көмегімен анықталатын,өлшеуі Жердің айналуына негізделген уақыт. Бүл уакыт, егер ол орташа Күндік бірліктен көрініс тапса, орташа күндік деп, егер ол жүлдыздың бірліктен көрініс тапоа, жұлдыздық деп аталады.

Екіншіден, Күн жүйесі денелері қозғалысының тартылыс теориясы негізіне қаланған бір



калыпты

уақыт 1950 жылы




іргелі

тұрақтылық

жөніндегі

Халыкаралық

Париж

конференциясынын ұсынысына сэйкес аспая денелері қозғалысының тэуелсіз айнымалы

дифференциалды тевдеуі болып табылатын осы уақыт,яғни

дэлел эфемеридтік

уақыт деп




аталды.





































Аспан

механикасьшың

əдістемелерін




пайдалана

отырып,Күннің, Айдьщ

жэне

планеталардьщ жағдайын бірнеше онжылдықтар бұрын алдын-ала есептеп шығаруға болады.

Мундай жұмыоты Күн мен планеталардьщ координаттары

кестесін

жасаған

Ньюкомбо

атқарған.

БраунАйқозғалысыньщкестесінжасады.Алайда

Күннің,

Айдьщ

жэне




планетадардың

координаттарын

кестелерден

альшған

жэне

бақылау

сəтіне

келтірілге

координаттармен салыстырғанда, олардың ішінен жүйелі алшақтыктар байқалды.













Қазіргі қатаң теорияға сəйкес Айдьщ орташа ұзақтығы:






















(47)
өрнегімен анықталады, мұнда Т-1900, 0 кантардан орташа гринвиггік талтүстен келе жатқан юлиандық жүз жылдықтар саны.

Алайда, (47) формуяасымен есептеп шығарылған Айдьщ ұзақтығы Айдың бақыланған


қосуға тиісті тұзету:


Эфемеридті ТЕ жəне бүкіл


элемдік TU2 уақьпты арасындағы айырмашылықты Т арқылы белгілейміз.

Сонда эфемеридті уақыт:

ТЕ=TU2- T (49)

формуласымен шығарылады.

ДТ айырмашылығы төмендегі пайымдаулар негізінде шығарылуы мумкін. Күн тропикалық жылда, яғни 365,2422 орташа кундік тэулікте эклиптика бойьшша 359º59'1011 -ға тең доғадан өтеді, l11 тең доғаны Күн 24,349 орташа күндік секундта өтеді. Егер солай болса, Күннің Δlо орташа ұзақгығының түзетуі l11-ге өзгерсе, онда Т түзетуі бүкіл əлемдік уақьпта 24,349 орташа күндік секундқа өзгереді.
Сонымен:


(50)
Δlо мэнін алмастыра отырып (50) Спенсер Джонс шығарған Т:


21

















(51)










формуласы бойынша есептеп шығарьшады.
















Бүкіл

элемдік

уақытқа

іздестірілген

Т

түзетуімейлінше

дэлдікпен

шырақтар

байқаулардан анықгалады. Ай сондай шырақ больш таб ылады.










Т шамаеыньщ дэл мэнін В шамасын Ай флуктациясын тапқан кейін ғана табуға болады.




Олай болса, Т дəл мэні уақыттың өткен сэттері үшін ғана табылуы мүмкін.










Көптеген мақсатгар үшін Т -ның жуық

мэнін білу жеткілікті.Ондай əдеттен тыс

өңделген, Т мэні жыл сайын астрономиялық жьшнамаларда жарияланады.










Эфемеридтік уақыпы енгізу Күннің, Айдың жəне планеталардың олардың гравитациялық




теория бойьшша есептеп шығарьшған. Эфемеридтерімен бірге байқалған жагдайларын




үйлестіруге мүмкіндік берді.



















1900,0 дэуірде гринвигтік меридианга еэйкес келетін екі нүкте айнала бастады делік.




Олардың бірі эруақытта бірқалыпты қозғалса, екіншісі қалыпсыз қозғалады, əрі оның қозғалу




жьшдамдығы кез келген уақытга жердің айналуы жылдамдығына тең болады.










. Екінші нүкте Жермен бірге айналатындықтан, онда тасқынды үйкеліске орай ол бірте -




біртебіріншіден артгакалады,олайболса,

гринвичтік меридиан

бірінші

нүктенің

меридианьша қалыс қалады. Бұрыштык жылдамдықлен біркалыпты айналатын,эфемеридтік




жұлдыздық

тəулікпен

алганда

бір айналымға тең

жəне бастапкы саті Гринвич

меридианына

сəйкес келетін осы меридиан эфемеридтік меридиан деп аталады.Жер батыстан шығысқа карай




айналатындықган эфемеридтік меридиан Гринвичтен шығыска қарай орналасады.







Эфемеридтік меридианнан саналатын Жер беті нүктесінің ұзақгығы:

























(52)











формуласымен анықталады. Формулада (52) 1 арқылы эфемеридтік меридианнан, ал λ арқылы Гринвичтік меридианнан саналатын нүктелер ұзақтығы белгіленген.



1   2   3   4   5   6   7   8   9   ...   15


©netref.ru 2017
әкімшілігінің қараңыз

    Басты бет