Файл: Куликов, К. А. Курс сферической астрономии учебник.pdf

188 ОСНОВНЫЕ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ПОСТОЯННЫЕ [ГЛ. VIII

<1и не превосходящую 0", 1. Поэтому неизвестная величина de, несмотря на все старания астрометристов, до сих пор

не получила удовлетворительного объяснения.

Из этих уравнений определяются неизвестные вели­ чины

dp, dE, X , Y , Z, C, S и Q.

Последние шесть величин выражаются такими формулами:

Величины Z0 и Z?0 обозначают галактическую долготу и широту апекса движения Солнца, а /0 — долготу центра вращения Галактики.

Прецессионное движение точки весеннего равноденст­ вия по эклиптике было открыто во II в. до н. э. Гиппархом. Постоянная прецессии, по определению Гиппарха, ока­ залась равной 36" в год. После Гиппарха был целый ряд определений постоянной прецессии, но точность этих определений оставалась невысокой до середины XVIII сто­ летия.

Прецессионные величины, применяемые при всех ас­ трономических вычислениях в настоящее время, были получены на основании сравнения всех определений Ньюкомбом в конце XIX в. В системе Ньюкомба эти

К настоящему времени получены поправки к прецес­ сионным величинам, выведенным Ньюкомбом. Так, средние значения величин dpx и dE , полученные из всех

па = — (1,717 + 0,745 sin a tg 6) sin Q — tg 6 cos £>•

Система подобных условных уравнений, составленная для ряда звезд, дает после решения поправку dN к принятой

приближенной величине постоянной нутации. Постоянную нутации можно определить и по склоне­

ниям звезд. Как известно, наблюдаемое зенитное рас­ стояние звезды в меридиане зависит от широты места наблюдения и склонения звезды. Широта места наблюде­ ния меняется, и отклонение широты от ее среднего зна­ чения ф0 может достигать ± 0",5. Значение склонения звезды имеет ошибку вследствие того, что вычисленное видимое место звезды ошибочно.

Допустим, что ход изменения широты места наблюде­ ния на данном интервале времени известен и его можно исключить. Тогда широта места может быть представлена формулой

где В — приведение на видимое место, а щ выражается

формулой

щ = — 0,745 cos a sin Q + 1,000 sin a cos <Q.

Решение системы подобных уравнений, составленных для звезд с разными склонениями для определения неизвест­ ных dN и d60, можно провести по-разному, в зависимости

от продолжительности ряда наблюдений.

Если ряд наблюдений имеет продолжительность около нутационного периода, то система (67) решается обычным способом. Если же наблюдения велись, например, в тече­ ние двух нутационных периодов, то выгоднее поступить по-другому. Можно составить подобную систему уравне­ ний на ряд лет по одному уравнению для каждого года и образовать разности уравнений через интервал с про­ межутком 9 лет. В этом случае в условных уравнениях останутся только неизвестные dN и d\x^ (ошибку собствен­

ного движения dfxg необходимо вводить при длинных рядах наблюдений; ошибка склонения <260, как нетрудно видеть, в разности исключится). Кроме того, коэффициенты при dN увеличатся примерно вдвое и результат будет точнее.

Можно также получить поправку постоянной нутации, если наблюдать широту места по одной звезде в вечерние часы, фв, и по другой звезде в утренние часы, фу. Тогда разность этих широт фу — фв может быть представлена выражением

Фу — фв = Р + d\it + (nY — пъ) dN.

Здесь р — поправка разности средних мест звезд, d\i —

суммарная поправка за собственное движение обеих звезд и (п7 — пв) — разность| нутационных множите­

лей. Решая систему подобных уравнений, составленных для разных дат, можно также найти dN.

Нутация была открыта Брадлеем и по его определению величина постоянной нутации равна 9". После Брадлея было сделано около 40 определений постоянной нутации. Принятое ее значение на конференции в Париже в 1896 г. равно 9",210. Современные определения дают несколько большее значение, но мало отличающееся от принятого. В новой системе астрономических постоянных значение постоянной нутации не изменено.

§ 74. Система астрономических постоянных

Системой астрономических постоянных называется со­ вокупность величин астрономических постоянных, число­ вые значения которых, выводимые из большого числа наблюдений, удовлетворяют строгим математическим со­ отношениям между этими величинами, полученным со­ гласно закону Ньютона. Так как абсолютной согласован­ ности в наблюденных и принятых значениях получить нельзя, то при выработке системы ставят условие, чтобы разница между принятыми и наблюденными величинами для каждой постоянной была мала.

Существовавшая до настоящего времени система астро­ номических постоянных была принята на Международной конференции директоров национальных Ежегодников в Париже в 1896 г. Многие из постоянных в этой системе были вычислены и предложены конференции американ­ ским астрономом С. Ньюкомбом.

С точки зрения согласия с наблюдениями система ока­ залась в целом вполне удовлетворительной. Однако эту систему нельзя считать совершенной, ибо с момента ее

192 ОСНОВНЫЙ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ПОСТОЯННЫЕ [ГЛ. VIII

утверждения прошло более семидесяти лет. За этот про­ межуток времени наука и, в частности, астрономия, по целому ряду разделов далеко шагнула вперед. Достаточно напомнить, что за последние десятилетия установлены неполярные изменения широт мест на земной поверхности и тонкие эффекты в движении полюса, открыто вращение Галактики и «красное смещение» в спектрах галактик, разработан новый метод определения расстояний до тел Солнечной системы — радиолокация, начались и успешно осуществляются полеты космических кораблей и т. д. Все эти открытия потребовали уточнения некоторых постоянных, пересмотра и расширения всей системы астро­ номических постоянных.

Первое подготовительное Международное совещание по этому вопросу было созвано в Париже в 1950 г. На этом совещании были намечаны подготовительные мероприя­ тия, осуществление которых дало бы возможность вплот­ ную поставить вопрос о пересмотре системы астрономи­ ческих постоянных. Благодаря успешному выполнению этих мероприятий в 1963 г. в Париже было созвано второе Международное совещание, которое выработало прин­ ципы построения и переход на новую систему. В августе 1964 г. новая система астрономических постоянных была утверждена XII съездом Международного Астрономиче­ ского союза, происходившим в Гамбурге.

Астрономические постоянные в новой системе подраз­ делены на пять групп. К первой группе относятся так называемые определяющие постоянные: число эфемеридных секунд в тропическом году s и гауссова гравитационная постоянная к. Значения определяющих постоянных вполне

удовлетворяют современному состоянию науки. Вторую группу составляют основные постоянные, зна­

чения которых выведены на основании наблюдений. .К этой группе относятся такие постоянные, как величина астро­ номической единицы, скорость света, экваториальный радиус Земли, общая прецессия по долготе, наклон эклиптики к экватору, постоянная нутации и некоторые другие.

К третьей группе отнесены принятые вспомогательные коэффициенты, например, число секунд дуги в радиане

206264",806, а также некоторые коэффициенты астрономи­ ческого характера.

ЛИТЕРАТУРА