Практическая астрономия

365,2422 средних солнечных  сут = 366,2422 звёздных сут, 

 откуда следует:  

24 ч звёздного времени = 23 ч 56 мин 4,091 сек среднего солнечного времени; 

24 ч среднего солнечного времени = 24 ч 3 мин 56,555 сек звёздного времени. 

 Для хранения  времени, полученного из астрономических наблюдений, применяются часы, идущие по среднему солнечному и по звёздному времени. 

 На разных меридианах  Земли моменты кульминации как  точки весеннего равноденствия,  так и истинного и среднего  Солнца происходят не в один и тот же физический момент. Поэтому и В. на различных меридианах различно: изменению долготы на 15° к востоку соответствует увеличение звёздного, а также истинного и среднего солнечного В. на 1 ч. Время, определённое для заданной долготы, называется местным В. (иногда местным В. неправильно называется поясное В., употребляемое в том или ином пункте Земли). Местное среднее солнечное В. нулевого, гринвичского, меридиана, считаемое от полуночи, называется всемирным или мировым В. Всемирным В., единым для всей Земли, широко пользуются в астрономии.  

 Местное В., различное  в пунктах с разной географической  долготой, создаёт неудобство в  его практическом применении  при междугородних и международных  сообщениях. Для устранения этих  неудобств в конце 19 в. во  многих странах мира была принята система поясного времени, для чего вся поверхность Земли разбита на 24 часовых пояса, простирающихся вдоль меридианов с долготой, кратной 15°. В СССР поясное В. введено с 1 июля 1919. Для рационального использования светлой части суток в некоторых странах часы переводятся в летнее время на 1 ч вперёд по отношению к поясному В. В СССР часы переведены на 1 ч вперёд в 1930 (так называемое декретное В.). Декретное В. 2-го часового пояса в СССР называется московским В. Московское В. опережает всемирное В. на 3 ч. 

 Точные исследования  показали, что система астрономического  счёта В., основанная на наблюдениях  кульминаций небесных светил, не  является равномерной (всемирное В. в этой системе обозначается UT0), что обусловлено, во-первых, движением полюсов Земли, изменяющим долготу места наблюдения, и, во-вторых, неравномерностью вращения Земли, которая была обнаружена в результате применения высокостабильных кварцевых и атомных часов. Введение в UT0 поправок, учитывающих движение полюсов, приводит к всемирному В. UT1, а дополнительное введение поправок, учитывающих средние сезонные изменения периода вращения Земли, —к всемирному В. UT2. Однако равномерность систем счёта В., основанных на периоде вращения Земли, даже после внесения в них указанных поправок, не может уже удовлетворять некоторые разделы современной науки и техники. 

 Равномерная система  счёта В. — эфемеридное В.  — вводится как независимый  аргумент законов небесной механики и контролируется наблюдениями обращения Луны вокруг Земли. На основе эфемеридного В. составляются ежегодники астрономические. Эта система определяется по разности его со средним солнечным В. из эмпирического соотношения: 

 ∆tcek = 24,349 + 72,318T + 29,950T² + 1,821В,

где Т считается в юлианских столетиях по 36 525 средних солнечных суток от момента 1900, января 0, в 12 ч всемирного В., а В представляет собой отклонение вычисленной по теории Брауна долготы Луны от наблюдаемой в данный момент. Величина средних солнечных суток вследствие неравномерности вращения Земли увеличивается за сто лет на 1,640 мсек и испытывает флуктуации вследствие наличия слагаемого, зависящего от В (за последние 120 лет они достигали —4,8 мсек в 1870 и +1,9 мсек в 1911). Поэтому определение секунды в физических системах единиц стали основывать не на периоде вращения Земли, а на периоде обращения её вокруг Солнца, называемом тропическим годом и равном промежутку В. между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия. Его продолжительность медленно изменяется со временем и составляет 365,24219879—0,00000614 (Т — 1900) средних солнечных сут. Генеральная конференция мер и весов (Париж, 1954) дала следующее определение секунды В. в системе СГС: "Секунда есть 1: 31 556 925,9747 доля тропического года для момента 1900, января 0, в 12 ч эфемеридного времени". Эфемеридное В., определяемое этой секундой для счёта больших интервалов В., выражается в юлианских столетиях по 36 525 эфемеридных суток от момента 1900, января 0, в 12 ч эфемеридного В. 

 Развитие электроники позволило в 60-х гг. 20 в. получить принципиально новую, независимую от астрономических наблюдений систему счёта В., основанную на применении высокоточных кварцевых часов, контролируемых квантовыми генераторами (атомными часами). Эта система счёта В. получила название атомного В. и обозначается ТА1. В качестве эталонной единицы используется атомная секунда, величина которой определяется посредством резонансной частоты одного из энергетических переходов в атоме цезия 133 (см. Квантовые стандарты частоты).  

 Радиосигналы точного  В. подаются службами времени  с помощью атомных часов в  особой системе счёта атомного  времени ТА, согласуемой с астрономическими системами счёта В.: продолжительность секунды времени ТА ежегодно определяется из астрономических наблюдений. Таким образом, система времени ТА осуществляет связь между всемирным В., получаемым из астрономических наблюдений, и атомным временем ТА1. 

 Все системы  счёта В. регулярно сравниваются друг с другом, так что для любого момента может быть осуществлён переход из одной системы в другую. Результаты сравнений публикуются в "Бюллетенях" международных службы времени в Париже, а в СССР также в бюллетене "Эталонное время", издаваемом Всесоюзным научно-исследовательским институтом физико-технических и радиоизмерений (см. Служба времени).

Служба  точного времени    

  Задачи службы точного времени - определить точное время, уметь его сохранить и донести до потребителя. Если представить, что стрелка часов это оптическая ось телескопа, вертикально направленного в небо, то циферблат - это звёзды, одна за другой попадающие в поле зрения этого телескопа. Регистрация моментов прохождения звёзд через визир телескопа - таков общий принцип классического определения астрономического времени. Судя по дошедшим до нас мегалитическим памятникам, самым известным из которых является Стоунхендж в Англии, этот метод визирных засечек с успехом использовался ещё в бронзовом веке. Само название астрономической службы времени теперь устарело. С 1988 года эта служба называется Международная Служба Вращения Земли (International Earth Rotation Service http://hpiers.obspm.fr/eop-pc/).       

Классический астрономический способ определения точного времени (Всемирное время, UT) связан с измерением угла поворота любого избранного меридиана Земли относительно "сферы неподвижных звёзд". Избранным, в итоге, оказался Гринвичский меридиан. Однако в России, например, долгое время за нулевой принимался Пулковский меридиан. Фактически любой меридиан, на котором установлен специализированный для регистрации моментов звёздных прохождений телескоп (пассажный инструмент, зенитная труба, астролябия), подходит для решения первой задачи службы точного времени. Но не любая широта является для этого оптимальной, что очевидно, например, ввиду схождения всех меридианов в географических полюсах.  
      Из способа определения астрономического времени очевидна его связь с определением долгот на Земле и вообще с координатными измерениями. В сущности, это единая задача координатно-временного обеспечения (КВО). Понятна сложность этой задачи, решение которой длилось много столетий и продолжает оставаться актуальнейшей задачей геодезии, астрономии и геодинамики. 
      При определении UT астрономическими методами необходимо учитывать:

• что "сферы неподвижных звёзд" не существует, т. е. координаты звёзд ("циферблат" звездных часов, определяющих и точность этих часов) надо постоянно уточнять из наблюдений,
• что ось вращение Земли под влиянием гравитационных сил Солнца, Луны и других планет совершает сложные периодические (прецессионные и нутационные) движения, описываемые рядами из сотен гармоник,
• что наблюдения происходят с поверхности сложно движущейся в пространстве Земли и, следовательно, необходимо учитывать параллактические и аберрационные эффекты,
• что телескопы, на которых производятся наблюдения UT, имеют свои непостоянные погрешности, зависящие, в частности, от климатических условий и определяемые из тех же наблюдений,
• что наблюдения происходят "на дне" атмосферного океана, искажающего истинные координаты звёзд (рефракция) часто трудно учитываемым образом,
• что сама ось вращения "болтается" в теле Земли и это явление также как и ряд приливных эффектов и эффектов, обусловленных атмосферными влияниями на вращение Земли, определяются из самих наблюдений,
• что вращение Земли вокруг своей оси, вплоть до 1956 года служившее эталоном времени, происходит неравномерно, что также определяется из самих наблюдений.

      Для точного  счета времени необходим эталон. Выбранный эталон – период  вращения Земли - оказался не  вполне надежным. Солнечные сутки  – одна из основных единиц  времени, избрана давно. Но скорость вращения Земли меняется на протяжении года, поэтому и применяются средние солнечные сутки, отличающееся от истинных до 11 минут. Из-за неравномерности движения Земли по эклиптике принятые солнечные сутки в 24 часа больше за год на 1 сутки звездных, составляющих 23 час 56 мин 4, 091 сек, в то время средние солнечные 24 час 3 мин 56, 5554 сек. 
      В 1930-х годах было установлено неравномерное вращение Земли вокруг своей оси. Неравномерность связана в частности: с вековым замедлением вращения Земли вследствие приливного трения от Луны и Солнца; нестационарными процессами внутри Земли. Средние звездные сутки вследствие процессии земной оси на 0,0084 с короче действительного периода вращения Земли. Приливное действие Луны тормозит вращение Земли на 0,0023с за 100 лет. Поэтому понятно, что определение секунды как единицы времени, составляющей 1/86400 часть суток, потребовало уточнения. 
      1900 год был принят за единицу измерения  тропического года (продолжительность между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия) равного 365,242196 суток, или 365 суток 5 часов 48 минут 48,08 секунд. Через него определена продолжительность секунды =1/31556925,9747 тропического 1900 года. 
      В октябре 1967г в Париже 13 Генеральная конференция Международного комитета мер и весов определяет продолжительность атомного секунды – промежутка времени, за который совершается 9 192 631 770 колебаний, соответствующих частоте излечения (поглощения) атомом Цезия – 133 при резонансном переходе между двумя сверхтонкими энергетическими уровнями основного состояния атома при отсутствии возмущений от внешних магнитных полей и фиксируется как радиоизлучение с длиной волны около 3,26 см. 
      Точностью атомных часов – ошибка в 1с за 10000 лет. Погрешность 10^-14с. 
      С 1 января 1972г СССР и многие страны мира перешли на атомный стандарт времени. 
      Транслируемые по радио сигналы точного времени передаются по атомным часам для точного определения местного времени (т.е географической долготы – местонахождения опорных пунктов, находя моменты кульминации звезд), а также для авиационной и морской навигации. 
      Первые сигналы точного времени по радио начали передавать станция г. Бостон (США) в 1904г, с 1907г в Германии, с 1910г в Париже (радиостанция Эйфелевой башни). В нашей стране с 1 декабря 1920г Пулковская обсерватория приступила к передачам ритмического сигнала через Петроградскую радиостанцию «Новая Голландия», а с 25 мая 1921г через Московскую Октябрьскую радиостанцию на Ходынке. Организаторами в стране радиотехническую службу времени были Николай Иванович ДНЕПРОВСКИЙ (1887-1944), Александр Павлович Константинов (1895-1937) и Павел Андреевич Азбукин (1882-1970). 
      Постановлением Совнаркома в 1924г при Пулковской обсерватории организован Междуведомственный комитет службы времени, который с 1928г стал публиковать бюллетени сводных моментов. В 1931г были организованы две новые службы времени в ГАИШ и ЦНИИГАиК и начала регулярную работу служба времени Ташкентской обсерватории. 
В марте 1932г проведена первая астрометрическая конференция в Пулковской обсерватории на которой принято решение: о создании службы времени в СССР. В предвоенное время работало 7 служб времени, причем в Пулкове, ГАИШ и Ташкенте велись передачи ритмических сигналов времени по радио. 
      Наиболее точные часы, используемые службой (хранятся в подвале при постоянном давлении, температуре т.д.) были двухмаятниковые часы Шорта (точность ± 0,001с/сут), Ф.М. Федченко (± 0,0003с/сут), затем стали использовать кварцевые (с их помощью обнаружена неравномерность вращения Земли) до введения атомных часов, которые используются сейчас службой времени. Льюис Эссен (Англия) физик-экспериментатор, создатель кварцевых и атомных часов, в 1955 создал первый атомный стандарт частоты (времени) на пучке атомов цезия, в результате которого через три года возникла служба времени, основанная на атомном стандарте частоты. 
      По атомным эталоном США, Канады и Германии устанавливается с 1 января 1972г TAI – среднее значение атомного времени, на основе которого создана шкала UTC (универсальное всемирное координатное время), которое от среднего солнечного отличается не более чем на 1 сек (точностью ±0,90 сек). Ежегодно в UTC вводится поправка на 1 сек 31 декабря или 30 июня. 
     В последней четверти ХХ века для целей определения Всемирного времени использовались уже и внегалактические астрономические объекты - квазары. При этом регистрируется их широкополосный радиосигнал на двух разнесённых на тысячи километров радиотелескопах (радиоинтерферометры со сверхдлинной базой - РСДБ) в синхронизованной шкале атомных стандартах времени и частоты. Помимо этого используются системы, основанные на наблюдениях спутников (GPS - Global Positioning System, ГЛОНАСС - глобальная навигационная спутниковая система и ЛЛС - Лазерная Локация Спутников) и уголковых отражателей, установленных на Луне (Лазерная Локация Луны - ЛЛЛ).

Астрономические понятия

Астрономическое Время.   До 1925 года в астрономической практике за начало средних солнечных суток принимали момент верхней кульминации (полдень) среднего солнца. Такое время называлось средним астрономическим или просто астрономическим. В качестве единицы измерения использовалась средняя солнечная секунда. С 1 января 1925 года заменено на   всемирное время (UT)  
Атомное время (АТ - Atomic Time)   введено с 1 января 1964 года. За единицу времени принята атомная секунда, равная промежутку времени, в течение которого совершается 9 192 631 770 колебаний, соответствующих частоте излучения между двумя уровнями сверхтонкой структуры основного состояния атома цезия-133 в отсутствии внешних магнитных полей. Носителями АТ являются более 200 атомных стандартов времени и частоты, расположенных в более чем 30 странах мира. Эти стандарты (часы) постоянно сличаются между собой через систему спутников GPS/ГЛОНАСС, с помощью чего и выводится международная шкала атомного времени (TAI). На основании сличения считается, что шкала TAI не расходится с воображаемыми абсолютно точными часами более чем на 0.1 микросекунды за год. АТ не связано с астрономическим способом определения времени, основанным на измерении скорости вращения Земли, поэтому с течением времени шкалы АТ и UT могут разойтись на значительную величину. Для исключения этого с 1 января 1972 года введено   Всемирное координированное время (UTC).  
Всемирное время (UT - Universal Time)   используется с 1 января 1925 года вместо астрономического времени. Отсчитывается от нижней кульминации среднего солнца на меридиане Гринвича. С 1 января 1956 года определены три шкалы всемирного времени:  
UT0   -   всемирное время, определяемое на основе непосредственных астрономических наблюдений, т.е. время мгновенного гринвичского меридиана, положение плоскости которого характеризуется мгновенным положением полюсов Земли;  
UT1   -   время среднего гринвичского меридиана, определяемое средним положением полюсов Земли. Отличается от UT0 поправками на смещение географического полюса вследствие смещения тела Земли относительно оси ее вращения;  
UT2   -   это "сглаженное" время UT1 с поправками на сезонные изменения угловой скорости вращения Земли.  
Всемирное координированное время (UTC).   В основе UTC лежит шкала АТ, которая по мере необходимости, но только 1 января или 1 июля, может корректироваться вводом дополнительной отрицательной или положительной секунды так, чтобы разность между UTC и UT1 не превышала 0.8 сек. Шкала времени Российской федерации UTC(SU)   воспроизводится Государственным эталоном времени и частоты и согласована со шкалой международного бюро времени UTC. В настоящее время (начало 2005 года) TAI - UTC = 32 секунды. Существует множество сайтов, где можно взять точное время, например, на сервере международной бюро Мер и Весов (BIPM) http://www.bipm.fr/en/scientific/tai/time_server.html.  
Звёздные сутки   -   промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями точки весеннего равноденствия на одном и том же меридиане. За начало звёздных суток принят момент её верхней кульминации. Существует истинное и среднее звёздное время в зависимости от выбранной точки весеннего равноденствия. Средние звёздные сутки равны 23 часам.56 минутам 04,0905 секундам среднесолнечных суток.  
Истинное солнечное время   -   неравномерное время, определяемое движением истинного солнца и выражаемое в долях истинных солнечных суток. Неравномерность истинного солнечного времени (уравнение времени) обусловлена 1) наклоном эклиптики к экватору и 2) неравномерностью движения солнца по эклиптике ввиду эксцентриситета орбиты Земли.  
Истинные солнечные сутки   -   промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями истинного солнца на одном и том же меридиане. За начало истинных солнечных суток принят момент нижней кульминации (полночь) истинного солнца.  
Среднее солнечное время   -   равномерное время, определяемое движением среднего солнца. Использовалось как эталон равномерного времени с масштабом в одну среднюю солнечную секунду (1/86400 доля средних солнечных суток) до 1956 года.  
Средние солнечные сутки   -   промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями среднего солнца на одном и том же меридиане. За начало среднесолнечных суток принят момент нижней кульминации (полночь) среднего солнца.  
Среднее (экваториальное) солнце   -   фиктивная точка на небесной сфере, равномерно движущаяся по экватору со среднегодовой скоростью движения истинного Солнца по эклиптике.  
Среднее эклиптическое солнце   -   фиктивная точка на небесной сфере, равномерно движущаяся по эклиптике со среднегодовой скоростью истинного Солнца. Движение среднего эклиптического солнца по экватору неравномерно.  
Точка весеннего равноденствия   -   та их двух точек пересечения экватора и эклиптики на небесной сфере, которую центр солнца проходит весной. Существуют истинная (движущаяся вследствие прецессии и нутации) и средняя (движущаяся только вследствие прецессии) точки весеннего равноденствия.  
Тропический год   -   промежуток времени между двумя последовательными прохождениями среднего солнца через среднюю точку весеннего равноденствия, равен 365,24219879 среднесолнечных суток или 366,24219879 звёздных суток.  
Уравнение времени   -   разность между истинным солнечным временем и средним солнечным временем. Она достигает   +16 минут в начале ноября и   -14 минут в средине февраля. Публикуется в Астрономических ежегодниках.  
Эфемеридное время (ЕТ - Ephemeris time)   -   независимая переменная (аргумент) в небесной механике (ньютоновская теория движения небесных тел). Введено с 1 января 1960 года в астрономических ежегодниках как более равномерное, чем Всемирное время, отягощенное долгопериодическими неравномерностями во вращении Земли. Определяется из наблюдения тел солнечной системы (в основном Луны). В качестве единицы измерения принята эфемеридная секунда как 1/31556925,9747 доля тропического года для момента 1900 январь 0, 12 часов ЕТ или, иначе, как 1/86400 доля продолжительности средних солнечных суток для этого же момента.