Астронет > Сферическая астрономия

Астронет: В. Е. Жаров/ГАИШ Сферическая астрономия
http://variable-stars.ru/db/msg/1190817/node20.html

<< 3.8. Определение систем координат | Оглавление | 3.10. Основы небесной механики >>

3.9. Эпоха каталога, эпоха равноденствия, динамическое равноденствие

До 1998 г. квазиинерциальная система была реализована в виде FK5 (фундаментальный каталог 5), который включает 1535 звезд. Координаты звезд известны с ошибкой $\sim 0\hbox{$^{\prime\prime}$\kern-.15cm{,}\kern.04cm}08$ и собственные движения с ошибкой $\sim 1$ мс дуги в год. Дополнительный каталог (FK5-sup.) включает 3117 звезд, координаты и собственные движения которых определены с большими ошибками ( $\sim 0\hbox{$^{\prime\prime}$\kern-.15cm{,}\kern.04cm}12$ и 2 мс дуги в год, соответственно). Основная плоскость системы FK5 задавалась экватором на стандартную эпоху J2000.0 (см. раздел 5.7.1), а начало отсчета прямых восхождений -- пересечением экватора с эклиптикой на эпоху J2000.0. Согласно решению МАС эклиптика определялась динамическим образом на основании наблюдений тел солнечной системы. Поэтому начало отсчета прямых восхождений называется динамическим равноденствием и обозначается как $\aries_{J2000.0}$ .

С 1 января 1998 г. по решению МАС определена Международная небесная система координат (International Celestial Reference System -- ICRS), оси которой фиксированы по отношению к квазарам, причем направления осей согласованы с системой FK5. Система ICRS реализуется координатами 212 опорных радиоисточников. Для более плотного заполнения к ним добавлены 396 дополнительных источников, координаты которых измерены с худшей точностью. Создание новой системы отсчета стало возможным благодаря результатам 20-летних наблюдений на РСДБ.

Новая система отсчета основывается на кинематическом принципе: считается, что оси системы остаются неподвижными относительно самых удаленных из известных объектов Вселенной. В соответствии с рекомендациями МАС полюс системы ICRS согласуется с полюсом FK5 в пределах ошибок последнего: $\sigma_{P_{FK5}}=50$ мс дуги (рис. 3.11).

Рис. 3.11. Полюс ICRS ( $P_{ICRS}$ ) и полюс FK5 ( $P_{FK5}$ ), полюс $P_{J2000.0}$ , начало прямых восхождений

Начало отсчета прямых восхождений системы ICRS близко к динамическому равноденствию J2000.0 и согласовано с системой FK5.

Наблюдения на РСДБ показали также, что средний небесный экватор на эпоху J2000.0 не совпадает с экватором системы ICRS. Причиной этого являются ошибки в теории нутации МАС1980. В результате полюс $P_{J2000.0}$ , соответствующий среднему экватору J2000.0, смещен относительно полюса ICRS ( $P_{ICRS}$ ) (рис. 3.11). На рис. 3.11 показан также участок экватора с точками $O_{FK5}$ , $O_{ICRS}$ -- началом прямых восхождений в системах FK5 и ICRS, а также точка динамического равноденствия $\aries_{J2000.0}$ .

Точное значение наклона эклиптики к экватору на эпоху J2000.0 равно: $\varepsilon=23^\circ 26' 21\hbox{$^{\prime\prime}$\kern-.15cm{,}\kern.04cm}448$ .

Выше мы уже несколько раз употребили термин эпоха. Так как координаты небесных тел, измеряемые наблюдателем в разные моменты времени, меняются из-за прецессии, нутации и ряда других причин, то для вычисления изменения координат прежде всего необходимо измерить промежуток времени между наблюдениями.

Для измерения времени выбирается какой-либо периодический процесс. Измерение длительности промежутка между двумя событиями заключается в его сравнении с периодом этого процесса. Итак, с одной стороны, необходимо определить с максимальной точностью момент проведения наблюдения или эпоху наблюдения, а с другой стороны, нужно измерить интервал между двумя эпохами в выбранных единицах временной шкалы. С давних пор основными единицами счета времени являются сутки и год, отражающие вращение Земли вокруг оси и обращение Земли вокруг Солнца. В связи с повышением точности наблюдения и обнаружения неравномерности вращения Земли были введены более точные шкалы времени. Вопросы, связанные с определением шкал времени и связи между ними, будут рассмотрены в главе 5.

При составлении каталога каждая звезда наблюдается несколько раз на протяжении одного или нескольких лет. В результате на каждый момент или эпоху наблюдения определяются видимые координаты звезды. Под эпохой каталога понимают среднюю эпоху наблюдения звезд каталога. Для сравнения координат звезд необходимо привести их к единой системе координат, заданной на стандартную эпоху. В настоящее время по решению МАС принята система экваториальных координат FK5 для равноденствия J2000.0 (до этого стандартными эпохами были B1950.0, B1900.0 и другие)^3.6. Эпохой равноденствия называется эпоха, на которую фиксируется положение небесного экватора и эклиптики и, следовательно, точка динамического равноденствия. Например, эпохой каталога HIPPARCOS является эпоха J1991.25. Координаты звезд в каталоге приводятся на момент J1991.25, а положение в пространстве плоскости экватора задается на момент J2000.0.

При переходе от классической механики к специальной теории относительности необходимо изменить некоторые понятия. Преобразования от одной инерциальной системы к другой осуществляются с помощью уравнений Лоренца. В теории относительности доказывается, что при преобразовании Лоренца законы физики не изменяются, т.е. они лоренц -- ковариантны. При этом течение времени зависит от скорости часов в пространстве. Это означает, что промежуток времени между двумя событиями в разных инерциальных системах уже не является инвариантом: например, собственное время (время в лабораторной системе отсчета, связанное с движущимся наблюдателем) течет медленнее, чем время, измеряемое часами, покоящимися относительно инерциальной системы координат.

При наличии полей тяготения законы специальной теории относительности в общем случае не работают. Однако в ограниченных областях пространства, как утверждается в теории относительности, можно специальным образом выбрать ускоренно движущуюся систему координат. Если ускорение системы равно ускорению, которое приобрела бы свободная частица, помещенная в рассматриваемую область пространства, то такую систему можно считать локально инерциальной. В этой системе законы специальной теории относительности выполняются с высокой точностью. Преобразование координат при переходе от одной локальной системы к другой определяется уравнениями Лоренца.

В общей теории относительности течение времени определяется не только скоростью часов, но и положением часов, точнее функцией, характеризующей гравитационное поле в месте расположения часов и называемой гравитационным потенциалом. Поэтому в выбранной системе отсчета вводится "координатное" время и определяется закон преобразования времени при переходе в другую систему, т.е. к другому координатному или "собственному" времени, если система отсчета связана с наблюдателем. Эти вопросы будут подробно рассмотрены в главе 5. Эпоха наблюдения или эпоха каталога выражаются при обработке наблюдений в той шкале времени, которая связана с выбранной системой отсчета.

<< 3.8. Определение систем координат | Оглавление | 3.10. Основы небесной механики >>