ТАРАУ. Астрофизика элементтері. 5 глава

Көктемгі күн мен түннің теңелу нүктесінің жоғарғы кульминациясынан оның кез-келген келесі орнына дейін өткен жұлдыздық тәулік бөліктері түрінде (жұлдыздық сағаттар, минуттар мен секундтар түрінде) көрсетілген уақыт жұлдыздық уақыт (s) деп аталады.

Берілген меридиандағы жұлдыздық уақыт көктемгі күн мен түннің теңелу нүктесінің сағаттық бұрышына тең, яғни:

s = t_^. (1.11.1)

Бұл нүкте аспанда белгіленбегендіктен, жұлдыздық тәуліктің басын немесе жұлдыздық уақытты анықтау үшін кейбір шырақтың сағаттық бұрышын өлшеу керек. Шырақтың тік шарықтауы белгілі болса, онда, t = Qm, = ^m, ал көктемгі күн мен түннің теңелу нүктесінің сағаттық бұрышы t_^ = Q  болғандықтан,

s = t_^ = + t, (1.11.2)

яғни жұлдыздық уақыт кез-келген мезетте кейбір шырақтың тік шарықтауының оның сағаттық бұрышымен қосындысына тең (1.23 сурет).

t=0 болған кезде (шырақтың жоғарғы кульминациясы кезінде) s = болады.

t=12^h болғанда (шырақтың төменгі кульминациясы кезінде): s = + 12^h.

1.23 сурет – Жұлдыздық уақыттың шырақтың тік шарықтауы мен сағаттық бұрышымен байланысы

Уақытты жұлдыздық тәуліктер мен оның бөліктері көмегімен өлшеу ең оңай тәсіл, сол себепті ол көптеген астрономиялық есептерді шешу кезінде өте тиімді тәсіл болып табылады. Бірақ адамның күнделікті өмірі Күннің көкжиекке қатысты орналасуымен байланысты болғандықтан, жұлдыздық уақытты күнделікті өмірде қолдану өте ыңғайсыз: Күннің және күн мен түннің теңелу нүктесінің өзара орналасуы жыл ішінде үздіксіз өзгеріп отырады да (әр жұлдыздық тәулік ішінде Күн көктемгі күн мен түннің теңелу нүктесіне қытысты шығысқа қарай ~1^о-қа ығысады), Күннің, мысалы, жоғарғы кульминациясы (тал түс) жылдың әр күнінде жұлдыздық тәуліктің әр түрлі мезеттеріне сәйкес келеді (әр тәулік сайын Күннің жоғарғы кульминация мезеті көктемгі күн мен түннің теңелу нүктесінің кульминация мезетіне қатысты 24 сағат 1^о/360 ^о ≈ 4 минутқа (мұндай уақыт ішінде Күн өзінің тәуліктік парллелі бойымен 1^о-ты өтеді) кешігіп қалады).

1.11.3. Шын күн тәуліктері мен шын күн уақыты

Күннің(дәлірек айтсақ, күн дискі центрінің) бір географиялық меридианындағы екі аттас бірінен соң бірі болатын кульминациясы арасындағы уақыт аралығы шын күн тәулігі деп аталады.

Берілген меридиандағы шын күн тәулігінің басы болып Күннің төменгі кульминация мезеті қабылданады.

Күннің төменгі кульминациясынан оның кез-келген келесі орнына дейін өткен шын күн тәулігінің бөліктері түрінде (шын күн сағаттары, минуттары мен секундтары түрінде) көрсетілген уақыт шын күндік уақыт (T_mẃ) деп аталады.

Кез-келген мезетте берілген меридиандағы шын күн уақыты жұлдыздық уақытты көктемгі күн мен түннің теңелу нүктесінің сағаттық бұрышына тең, яғни:

T_m= t_m + 12^h (1.11.3)

Уақытты шын күн тәуліктерімен өлшеу оңай, бірақ мұндай уақытты күнделікті өмірде қолдану жұлдыздық уақытты қолдану сияқты ыңғайсыз болады, өйткені шын күн тәулігінің ұзақтығы жыл ішінде өзгеріп тұрады. Бұның екі себебі бар.

1) Күннің жыл ішіндегі эклиптика бойымен қозғалысы бірқалыпсыз болып табылады (Кеплердің екінші заңы бойынша (2 тарауды қараңыз) Жер Күнге жақындау орналасқанда, ол өз орбитасы бойымен тездеу қозғалады және керісінше), бұған байланысты Жердің өз өсі бойымен айналуының Күнге қатысты периоды (яғни шын күн тәуілігінің ұзақтығы) өзгереді: Жер мен Күн бір біріне жақын болғанда ол артады, алыс болғанда – азаяды.

2) Күн аспан экваторы бойымен емес, оған айтарлықтай ε=23^o26’ бұрышқа еңкейген эклиптика бойымен қозғалады, бұған байланысты шын күн тәулігінің ұзақтығы Күн эклиптика бойымен бірқалыпты қозғалса да өзгеріп тұратын еді. Әңгіме мынада. Күн мен түннің теңесу нүктелерінің қасында эклиптиканың (1.23 суреттегі εε’ сызығы) бірдей АB=DC=Δλ доғаларын аспан экваторына (1.19 суреттегі QQ’ сызығы)проекциялағанда, олар Күннің тік шарықтауының кішілеу Δα өсімшелерін береді (ab, bc доғалары): Δα< Δλ. Ал күн тоқырау нүктелері маңайында, керісінше, Күннің тік шарықтауының Δα өсімшелері (mk, kl доғалары) эклиптиканың сәйкесінше кесінділерінен (MK=KL= Δλ) көп болады: Δα> Δλ (сағаттық шеңберлер арасындағы қашықтық полюстерден алшақтаған сайын өсуіне байланысты). Бұған байланысты Күн кульминациясының жұлдыздық уақытқа қатысты кешігу уақыты (1.4.1.1 баптын соңын қараңыз) жылдың әр түрлі күндерінде әр түрлі болады, демек шын күн тәулігінің ұзақтығы өзгеріп тұрады (жұлдыздық тәуліктің ұзақтығын бірінші жуықтауда тұрақты деп алуға болады).

1.19 сурет - Шын күн тәулігінің бірқалыпсыздығын түсіндіруге

Бұл екі себептің әсерінен шын күн тәулігінің ұзақтығы, мысалы, 22 желтоқсанда 23 қыркүйектегіден көрі 50-51 секундқа көп болады.

Шын күн тәулігі бірқалыпсыздығының айтылған екі себебі Жердің өз осі бойымен айналуының бірқалыпсыздығымен байланысты емес, яғни бұл айналыс бірқалыпты болса да, шын күн тәулігінің ұзақтығы өзгеріп тұратын еді.

1.11.4. Орташа күн тәуліктері және орташа күн уақыты

Келесі түсініктерді енгізейік: орташа эклиптикалық күн және орташа экваторлық күн.

Орташа эклиптикалық күн эклиптика бойымен Күннің орташа жылдамдығымен бірдей қозғалады және Күнмен 3 қаңтар және 4 шілдеде кездеседі.

Орташа экваторлық күн аспан экваторы бойымен орташа эклиптикалық күн жылдамдығымен бірдей қозғалады және онымен көктемгі күн теңелу нүктесін бірдей уақытта қиып өтеді.

Орташа экваторлық күннің бірдей географиялық меридиандар және бірдей кульминациялар арасындағы уақыт аралығы орташа күн тәуліктері деп аталады. Бір жыл ішіндегі орташа күн тәуліктерінің ұзақтығы шын күн тәуліктері ұзақтығына тең.

Орташа күн тәуліктерінің басы болып орташа экваторлық күннің төменгі кульминация моменті қабылданады. (орташа талтүн).

Орташа экваторлық күннің төменгі кульминациясынан оның кез-келген келесі орнына дейінгі уақыт аралығы T_m орташа күндік уақытдеп аталады. Орташа күн уақыты кез-келген мезетте орташа экваторлық күннің t_m сағаттық бұрышына 12 сағатты қосқанға тең.

T_m = t_m +12^h.

1.11.5. Уақыт теңдеуі

Орташа уақыт пен шын күндік уақыттың бір мезеттегі айырмасы - уақыт теңдеуі деп аталады. Жоғарыдағы өрнектерді пайдалана отырып уақыт теңдеуін алуға болады:

= T_m - T_¤ = t_m - t_¤ = _¤ - _m. (1.11.4)

Соңғы теңдеуден шығатыны: T_m = T_¤ + , яғни кез-келген мезеттегі орташа күн уақыты шын күн уақытын уақыт теңдеуіне қосқанға тең. Күннің сағаттық бұрышын өлшеп алып өрнектен шын күндік уақытты анықтауға болады. Орташа күндік уақыт мынаған тең болады:

T_m = t_¤ + 12^h + . (1.11.5)

1.20-суретте уақыт теңдеуі (бүтін сызық) және оның өзгерісі көрсетілген. Бұл қисық периодтары жылдық және жарты жылдық екі синусоиданың қосындысы болып табылады.

Жылдық периодты синусоида (кесік сызық) шын және орташа уақыттар арасындағы Күннің эклиптика бойымен бірқалыпсыз қозғалысы салдарынан пайда болатын айырмашылықты береді. Уақыт теңдеуінің бұл бөлігі центр теңдеуі деп аталады. Жарты жылдық периодты синусоида (кесік-пунктир сызық) эклиптиканың экваторға еңкеюімен байланысты пайда болатын уақыт айырымын сипаттайды және эклиптика еңкеюінің теңдеуі деп аталады.

Уақыт теңдеуі 15 сәуір, 14 маусым, 15 қыркүйек және 24 желтоқсан маңайында нольге айналады және жылына 4 рет экстремалды мәндерге ие болады.

Уақыт теңдеуін кез-келген уақыт мезеті үшін есептеп табуға болады, ол әдетте астрономиялық күнтізбелерде көрсетіледі.

1.20 сурет – Уақыт теңдеуінің графигі: 1 – уақыт теңдеуі, 2 – центр теңдеуі, 3 – эклиптика көлбеулігінің теңдеуі.

1.11.6. Әлемдік уақыт

Гринвич меридианындағы орташа күн уақытының көпшілік келіскен аталуы – бүкіләлемдік уақыт(UT (Universal Time)). Бүкіләлемдік UT уақыты орташа экваторлық күннің Гринвич меридианына қатысты сағаттық бұрышына 12^h қосу арқылы табылады.

Гринвич меридианының жергілікті орташа күндік уақыты - әлемдік уақыт деп аталады. Жоғарыдағы теңдеуде T_m2 = T₀, l ₂ = 0, T_m1 = T_m и l ₁ = l деп қабылдасақ, онда

T_m = T₀ + l ,

Уақыт бірлігінің ұзақтығы Күннің немесе көктемгі күн мен түннің теңелу нүктесінің бірінен соң бірі болатын аттас кульминациялар арасындағы уақыт аралығының бөлігі ретінде анықталады. Шкаланың екеуі де Жер айналуымен анықталатындықтан, олар бір бірімен байланыста болады: бір шкаладан екіншіні дәлме-дәл қатынастар арқылы алуға болады. Жоғарыда айтылғандай, бұл шкалалардың негізгі кемшілігі – олардың бірқалыпсыздығы: Жер айналу жылдамдығы айнымалы болғандықтан уақыт бірлігінің ұзақтығы да айнымалы болады, және де оның өзгеруінің дәл заңы белгісіз.

Уақыт бірлігінің ұзақтығына Жер полюсі қозғалысының әсерін болдырмау және Жердің айналу жылдамдығының өзгерістерінің әсерін ескермеу мақсатында бүкіләлемдік уақыттың бірнеше жүйесін (шкаласын) қолданады (айырады).

1) UТ0 уақыты – ол бақылаулардан өлшенетін бүкіләлемдік уақыт, яғни Жердің лездік полюсіне сәйкес келетін лездік гринвич меридианындағы уақыт. UТ0 уақытты анықтаумен арнайы ұйымдар – уақыт қызметтері айналысқан, олар жұлдыздарды жүйелі түрде түрлі астрометриялық аспаптар (фотографиялық зенитті құбырлар, пассажды аспаптар, астролябиялар) көмегімен бақылаған.

2) UТ1= UТ0+Dl уақыты – Жер полюсінің орташа орналасуымен анықталатын орташа гринвич меридианының уақыты, ол UТ0 уақытынан лездік полюстің орташа полюске қатысты ығысуынан болатын бақылаушы бойлығының Dl өзгеруіне түзету арқылы алынады.

3) UТ2= UТ1+ DT_S= UТ0+Dl+DT_S уақыты – од Жер айналуының бұрыштық жылдамдықтың DT_S маусымдық периодты вариацияларға түзетілген орташа гринвич меридианының уақыты.

Бұлардың ішінде ең маңызды болып UТ1 жүйе табылады, ол Жердің нақты айналуымен байланысты, орташа гринвич меридианының (яғни жер координаттар жүйенің х осінің) бағдарлануын анықтайды. UТ0 мен UТ2 шкалалары қазіргі заманда қолданбайды дерлік, өйткені UТ1 уақыты қазір радиоинтерферометрлердің өлшеулері негізінде, UТ0 уақытын қолданбай-ақ анықталады (ал бұрын UТ1 уақыты UТ0 уақыты полюстің қозғалысына түзетіліп анықталған еді). UТ2 шкаласы да негізінен 1972 ж. дейін қолданған еді.

4) 1979 жылы ХАО-ң ұсынысы бойынша UТ1R деп белгіленетін бүкіләлемдік уақыттың тағы бір шкаласы енгізілген. Ол UТ1 уақыттан аймақтық тасулардың қысқа мерзімді (периодтары 35 тәуліктен аз) эффектерді шығарып тасталғанымен ерекше.

5) 1964 жылынан бастап UТС (Universal Time Coordinated) деп белгіленетін бүкіләлемдік келісілген уақыт жүйесі қолданылады, ол Жердің тәуліктік айналуымен емес, уақыттың TAI атомдық шкаласымен байланысты.

UТС уақыты бірқалыпты TAI уақытына байланысты болғандықтан, оның бірқалыпсыз UТ1 уақытынан айнымалы шамаға айырылып тұратыны түсінікті. 1972 жылының 1 қаңтарынан бастап, UТ1- UТС айырмасы ±0,9 с аспау үшін, UТС жүйесінде жұмыс істейтін сағаттардың көрсетуін ±1 с-ке өзгерту енгізілген (1.21 сурет).

(Одан бұрын UТ мен UТС шкаладарының жақындығы басқа тәсіл арқылы қамсыздандырылған еді). Бұл өзгерту 1 секундты көбінесе 31 желтоқсан және (немесе) 30 маусымда қосу арқылы жүзеге асырылады.

Сөйтіп, UТС уақыт шкаласы атомдық болып табылады, бірақ TAI шкаласынан секундтардың бүтін санына айырылады.

1.21 сурет - UT1-UTC айырмасы; MJD - модификацияланған юлиан күні

ΔАТ= ТАI- UТC шаманың 1972-1999 жж. аралығындағы өзгеруі төмендегі кестеде келтірілген.

UТ1 жүйе уақытты күнделікті өмірде өлшеудің негізі болып табылады, өйткені оған белгілері радиожелі арқылы берілетін UТС жүйесі жоғарыда көрсетілген тәсілмен байланыстырылған (UТ1-UТС айырмасы ±0,9 с аспайды). Астрономиялық бақылаулар мезеттері де UТС жүйесінде тіркеледі.

Бірақ UТС уақытын анықтаудың айтылған тәсілі соңғы жылдары күнделікті өмірде кең таралған серіктік навигациялық жүйелердің, телекоммуникациялық жүйелердің жұмысы үшін ыңғайсыз болып табылады. Электрондық байланыс қызметінің кең таралауына байланысты, қабылдағыш-таратқыш қондырғылардың сенімді жұмысы үшін олардың дәлме-дәл синхронизациясы қажет: уақыттағы 1 с қателігі Жер бетіндегі координаттардың ~500 м қателігіне сәйкес келеді, мұндай қателік тұтынушыларды қазір қанағаттандырмайды. Ал UТС уақытқа 1 секундты қосу мезетінде қабылдағыш-таратқыш қондырғылар арасындағы синхронизация бұзылу мүмкін. Айтылған кемшіліктерді жою мақсатында UТС жүйесі қайта анықталу мүмкін, бұл мәселені шешуде көптеген халық аралық ұйымдар (Телекоммуникациялық одақ, Геодезия ассоциациясы, Радиоғылымдар одағы, Өлшемдер мен таразылар бюросы, навигациялық есептерді шешетін ұйымдар) қызығушылық танытуда.

1.11.7. Жергілікті уақыт және бойлық

Берілген географиялық меридиандағы өлшенген уақыт – осы меридианның жергілікті уақыты деп аталады. Бірдей меридиандағы көктемгі күн теңелу нүктесінің сағаттық бұрышы қандай болмасын мезет үшін бірдей болады.

Кез-келген жергілікті уақыттардың екі меридиандағы айырымы мынаған тең:

,

мұндағы - бойлық, - жұлдыздық уақыт, - орташа күн уақыты, - шын күн уақыты.

Жердегі кез-келген пункт үшін жергілікті орташа уақыт осы мезеттегі әлемдік уақытты берілген пункттің бойлығына қосқанға тең.

1.11.8. Белдеулік және декреттік уақыттар

Белдеулік уақыт

Қандай-да бір сағаттық белдеудің негізгі меридианының жергілікті орташа күндік уақыты белдеулік уақыт деп аталады.

Т_m — Т_n = l — п^h ,

мұндағы l - берілген пункттің Гринвичтен шығыстық бойлығы;

n^h - берілген пункт орналасқан сағаттық белдеудің нөміріне тең бүтін сағаттар саны. Белдеулік және әлемдік уақыттар арасында мынадай байланыс бар:

T_n = T₀ + n^h.

Декреттік уақыт

Бұл қандай-да бір өкіметтік декрет (қаулы) негізінде енгізілетін уақыт. Қандай да бір пункттің T_д декреттік уақытының Т_п белдеулік, Т₀ әлемдік және Т_m жергілікті орташа күндік уақытпен байланысы мына өрнектермен анықталады:

1.11.9. Динамикалық уақыт шкалалары

Динамикалық уақыттың шкалалары Жер мен Күн жүйесінің басқа да денелерінің периодты қозғалысы жөніндегі теориялар негізінде анықталады. Егер бұл қозғалыс ньютондық механика шеңберінде қарастырылса, сәйкес шкала ньютондық, немесе эфемеридалық уақыт деп аталады, Эйнштейннің салыстырмалық теориясы негізінде барицентрлік немесе жер шкалалары анықталады. Бұл шкалалар ғарыштық навигация, эфемеридалық астрономия есептері шешілгенде қолданылады.

Эфемеридалық уақыт шкаласы динамикалық уақыттың бірінші шкаласы болып табылды. Ол ХАО-мен 1952 жылы анықталып, 1984 жылына дейін қолданды. Астрономиялық жылнамаларда Күн, Ай, планеталар мен олар серіктерінің эфемеридалары 1960 жылдан бастап эфемеридалық уақыт жүйесінде берілген еді. Бұл аспан денелерінің орындарын бүкіләлемдік уақыт UТ (Universal Time) жүйесінде (бұл жүйе күн уақытының шкалаларына жатады, ол туралы толығырақ төменде айтылған) есептеу үшін эфемеридалық ЕТ уақыт пен бүкіләлемдік(бірқалыпсыз) уақыт арасындағы ΔТ айырмасын білу керек. ΔТ айырманың дәл мәнін тек өткен уақыт мезеттер үшін Айдың бақыланған координаттар мен есептелген координаттарды салыстырудан анықтауға болады (бұл эфемеридалық уақыт жүйесінің кемшіліктерінің бірі болып табылды). Сондықтан астрономиялық жылнамаларда ΔТ айырмасының берілген жылға экстраполяцияланған мәндері жарияланды.

1900 жылға жақын ΔТ айырмасы 0 тең болды. 20-ші ғасырда Жердің айналу жылдамдығы орташа алғанда азайғандықтан, яғни бақыланған тәулік эфемеридалық тәуіліктен ұзақ болғандықтан, 75 жыл ішінде эфемеридалық уақыт бүкіләлемдік уақытпен салыстырғанда 46^s –қа «алға кетті», ал 1982 ж. үшін ΔТ= ЕТ- UТ =+52^s деп қабылданған.

Эфемеридалық уақыттың жүйесін қолдануға байланысты 1956 ж. Физика мен астрономияда секундтың жаңа анықтамасы енгізілді. Оған дейін секунд орташа күн тәулігінің 1/86 400 бөлігі деп анықталған болды. 1956 жылдан бастап секунд тропикалық жылдың 1/31 556 925,9747 бөлігіне тең деген анықтама қабылданды. Осы бөлшектің бөлімінде тұрған сан – эфемеридалық ЕТ уақыт пен бүкіләлемдік UТ уақыт арасындағы айырмасы нолге жақын болған 1900 жылындағы бұрынғы әдіспен анықталған секундтардың саны. Мұндай секунд эфемеридалық деп аталады, ол орташа күн тәулік ұзақтығының өзгеруіне тәуелсіз болғандықтан, оның тұрақтылығы орташа күн тәулікпен анықталатын секундтан көрі жоғары болады.

Бақылау дәлдігінің артуы мен уақыттың атомдық шкаласын анықтау жаңа динамикалық шкалалардың құрылуына әкелді, ол барицентрлік пен жерлік динамикалық уақыт (TDB пен TDT, сәйкесінше), барицентрлік пен геоцентрлік координаттық уақыт (TCB пен TCG, сәйкесінше) және жерлік уақыт (TT) шкалалары. Эфемеридалық уақыт анықтай алынатын дәлдік деңгейінде (~0^s,001) бұл шкалалар баламалы болып табылады.