СОДЕРЖАНИЕ КОНТРОЛЬНОЙ РАБОТЫ
Введение
1 Небесные координаты
2 Теории движения небесных тел
3 Методы космической геодезии
Заключение
Список использованной литературы
ВВЕДЕНИЕ
Искусственные спутники открыли новую эру в науке об измерении Земли — эру космической геодезии.
Они внесли в геодезию новое качество — глобальность; благодаря большим размерам зоны видимости поверхности Земли со спутника значительно упростилось создание геодезической основы для больших территорий, так как существенно сократилось необходимое количество промежуточных этапов измерений. Так, если в классической геодезии среднее расстояние между определяемыми пунктами составляет 10—30 км, то в космической геодезии эти расстояния могут быть на два порядка больше (1—3 тыс. км). Тем самым упрощается передача геодезических данных через водные пространства. Между материком и островами, рифами, архипелагами геодезическая связь может быть установлена при прямой их видимости со спутника непосредственно через него, без каких-либо промежуточных этапов, что способствует более высокой точности построения геодезической сети.
Космическая геодезия – научная дисциплина, в которой для решения научных и практических задач геодезии используются результаты наблюдений искусственных и естественных небесных тел.
В соответствии с этим в предмет изучения в рамках космической геодезии входят:
- Теории движения небесных тел;
- Разработка способов определения орбит небесных тел (прямая задача) и вычисления эфемерид (обратная задача);
- Обоснование требований к геодезическим спутникам в отношении параметров их орбит и состава бортовой аппаратуры;
- Обоснование требований к расположению станций наблюдения и их аппаратурного оснащения;
- изучение методов наблюдений и теории математической обработки наблюдений;
- интерпретация результатов наблюдений и их обработки.
Основными задачами космической геодезии являются:
- Определение положений и изменений со временем координат наземных пунктов;
- Изучение внешнего гравитационного поля и его изменений со временем;
- Уточнение некоторых астрономических постоянных.
При всей глобальности вопросов, охватываемых космической геодезией, автор данной работы поставила перед собой весьма скромную цель:
Рассмотреть основные понятия, без которых дальнейшее углубление в эту науку не представляется возможным.
НЕБЕСНЫЕ КООРДИНАТЫ
При решении задач космической геодезии приходится использовать различные системы координат, отличающиеся между собой:
- расположением начала (например, планетоцентрические, геоцентрические, квазигеоцентрические (референцные) и т.д.;
- ориентированием основной плоскости (например, экваториальные, горизонтальные, орбитальные);
- ориентацией начальной плоскости (например, гринвичские, равноденственные);
- видом координатных систем (прямоугольные, полярные, цилиндрические, и т.д.).
Что же такое небесные координаты и небесная сфера?
Небе́сная сфе́ра — воображаемая вспомогательная сфера произвольного радиуса, на которую проецируются небесные светила: служит для решения различных астрометрических задач. За центр небесной сферы, как правило, принимают глаз наблюдателя. Для находящегося на поверхности Земли наблюдателя вращение небесной сферы воспроизводит суточное движение светил на небе. Площадь небесной сферы с учетом непостоянства значения размеров дуги равных склонений составляет 41252.96 кв. градусов.
Представление о Небесной сфере возникло в глубокой древности; в основу его легло зрительное впечатление о существовании куполообразного небесного свода. Это впечатление связано с тем, что в результате огромной удалённости небесных светил человеческий глаз не в состоянии оценить различия в расстояниях до них, и они представляются одинаково удалёнными. У древних народов это ассоциировалось с наличием реальной сферы, ограничивающей весь мир и несущей на своей поверхности многочисленные звёзды. Таким образом, в их представлении небесная сфера была важнейшим элементом Вселенной. С развитием научных знаний такой взгляд на небесную сферу отпал. Однако заложенная в древности геометрия небесной сферы в результате развития и совершенствования получила современный вид, в котором и используется в астрометрии.
Радиус небесной сферы может быть принят каким угодно: в целях упрощения геометрических соотношений его полагают равным единице. В зависимости от решаемой задачи центр небесной сферы может быть помещен в место:
· где находится наблюдатель (топоцентрическая небесная сфера),
· в центр Земли (геоцентрическая небесная сфера),
· в центр той или иной планеты (планетоцентрическая небесная сфера),
· в центр Солнца (гелиоцентрическая небесная сфера) или в любую др. точку пространства.
Каждому светилу на небесной сфере соответствует точка, в которой её пересекает прямая, соединяющая центр небесной сферы со светилом (с его центром). При изучении взаимного расположения и видимых движений светил на небесной сфере выбирают ту или иную систему координат, определяемую основными точками и линиями. Последние обычно являются большими кругами небесной сферы. Каждый большой круг сферы имеет два полюса, определяющиеся на ней концами диаметра, перпендикулярного к плоскости данного круга.
На рисунке изображена небесная сфера, которая соответствует месту наблюдения, расположенному в некоторой точке земной поверхности с широтой f . Отвесная (вертикальная) линия, проведённая через центр этой сферы, пересекает небесную сферу в точках Z и Z', называемых соответственно зенитом и надиром. Плоскость, проходящая через центр небесной сферы перпендикулярно отвесной линии, пересекает сферу по большому кругу NESW, называемому математическим (или истинным) горизонтом. Математический горизонт делит небесную сферу на видимую и невидимую полусферы; в первой находится зенит, во второй — надир. Прямая, проходящая через центр небесной сферы параллельно оси вращения Земли, называемой осью мира, а точки пересечения её с небесной сферой — Северным Р и Южным P' полюсами мира. Плоскость, проходящая через центр небесной сферы перпендикулярно оси мира, пересекает сферу по большому кругу AWA'E, называется небесным экватором. Из построения следует, что угол между осью мира и плоскостью математического горизонта, а также угол между отвесной линией и плоскостью небесного экватора равны географической широте места наблюдений. Большой круг небесной сферы, проходящий через полюсы мира, зенит и надир, называется небесным меридианом.
Из двух точек, в которых небесный меридиан пересекается с математическим горизонтом, ближайшая к Северному полюсу мира N называется точкой севера, а диаметрально противоположная S — точкой юга. Прямая NS, проходящая через эти точки, есть полуденная линия. Точки горизонта, отстоящие на 90° от точек N и S, называются точками востока Е и запада W. Точки N, Е. S, W называются главными точками горизонта. По диаметру EW пересекаются плоскости математического горизонта и небесного экватора.
Большой круг небесной сферы, по которому происходит видимое годичное движение центра Солнца, называется эклиптикой
Плоскость эклиптики образует с плоскостью небесного экватора угол e = 23°27'. Эклиптика пересекает экватор в двух точках, одна из которых —точка весеннего равноденствия (в ней Солнце при видимом годичном движении переходит из Южного полушария небесной сферы в Северное), а другая, диаметрально противоположная ей, — точка осеннего равноденствия. Точки эклиптики, отстоящие на 90° от точек весеннего и осеннего равноденствия, называется точками летнего и зимнего солнцестояния (первая — в Северном полушарии небесной сферы, вторая — в Южном). Большой круг небесной сферы, проходящий через полюсы мира и точки равноденствия, называется колюром равноденствий; большой круг небесной сферы, проходящий черезполюсы мира и точки солнцестояния, — колюром солнцестояний. Прочерченные на звёздной карте, эти круги отсекают хвосты у древних изображений созвездий Большой Медведицы (колюр равноденствий) и Малой Медведицы (колюр солнцестояний), откуда и происходит их название (греч. kуluroi, буквально — с обрубленным хвостом, от kуlos — обрубленный, отсеченный и ига — хвост).
Видимому суточному перемещению звёзд, являющемуся отображением действительного вращения Земли вокруг оси, соответствует вращение небесной сферы вокруг оси мира с периодом, равным одним звёздным суткам. Вследствие вращения небесной сферы все изображения светил описывают в пространстве параллельные экватору окружности, называются суточными параллелями светил. В зависимости от расположения суточных параллелей относительно горизонта светила подразделяются на незаходящие (суточные параллели располагаются целиком над горизонтом), невосходящие (суточные параллели целиком под горизонтом), восходящие и заходящие (суточные параллели пересекаются горизонтом).
Границами этих групп светил являются параллели KN и SM', касающиеся горизонта в точках N и S . Так как видимость светил определяется положением горизонта, плоскость которого перпендикулярна отвесной линии, то условия видимости небесных светил различны для мест на поверхности Земли с различной географической широтой j. Это явление, известное уже в древности, служило одним из доказательств шарообразности Земли. На экваторе (j = 0°) ось мира PP' располагается в плоскости горизонта и совпадает с полуденной линией NS. Суточные параллели (KK', MM') всех светил пересекают плоскость горизонта под прямыми углами. Здесь все светила являются восходящими и заходящими.
По мере перемещения наблюдателя по земной поверхности от экватора к полюсу наклон оси мира к горизонту увеличивается. Всё большее число светил становится незаходящими и невосходящими. На полюсе (j = 90°) ось мира совпадает с отвесной линией, а плоскость экватора — с плоскостью горизонта. Здесь все светила разделяются только на незаходящие и невосходящие, так каких суточные параллели (KK', MM') располагаются в плоскостях, параллельных горизонту
Системы небесных координат используются в астрономии для описания положения светил на небе или точек на воображаемой небесной сфере. Координаты светил или точек задаются двумя угловыми величинами (или дугами), однозначно определяющими положение объектов на небесной сфере. Таким образом, системы небесных координат являются сферическими системами координат, в которых третья координата — расстояние — часто неизвестна и не играет роли. Эти системы отличаются друг от друга выбором основной плоскости и началом отсчёта.
В зависимости от поставленной задачи, может быть более удобным использовать ту или иную систему. Наиболее часто используются горизонтальная и экваториальные системы координат. Реже — эклиптическая, галактическая и другие.
Горизонтальная система координат
В этой системе основной плоскостью является плоскость математического горизонта. Одной координатой при этом является либо высота светила h, либо его зенитное расстояние z. Другой координатой является азимут A.
Высотой h светила называется дуга вертикального круга от математического горизонта до светила, или угол между плоскостью математического горизонта и направлением на светило. Высоты отсчитываются в пределах от 0° до +90° к зениту и от 0° до −90° к надиру.
Зенитным расстоянием z светила называется дуга вертикального круга от зенита до светила, или угол между отвесной линией и направлением на светило. Зенитные расстояния отсчитываются в пределах от 0° до 180° от зенита к надиру.
Азимутом A светила называется дуга математического горизонта от точки юга до вертикального круга светила, или угол между полуденной линией и линией пересечения плоскости математического горизонта с плоскостью вертикального круга светила. Азимуты отсчитываются в сторону суточного вращения небесной сферы, то есть к западу от точки юга, в пределах от 0° до 360°. Иногда азимуты отсчитываются от 0° до +180° к западу и от 0° до −180° к востоку. (В геодезии азимуты отсчитываются от точки севера.)
Первая экваториальная система координат
В этой системе основной плоскостью является плоскость небесного экватора. Одной координатой при этом является склонение δ (реже — полярное расстояние p). Другой координатой — часовой угол t.
Склонением δ светила называется дуга круга склонения от небесного экватора до светила, или угол между плоскостью небесного экватора и направлением на светило. Склонения отсчитываются в пределах от 0° до +90° к северному полюсу мира и от 0° до −90° к южному полюсу мира.
Полярным расстоянием p светила называется дуга круга склонения от северного полюса мира до светила, или угол между осью мира и направлением на светило. Полярные расстояния отсчитываются в пределах от 0° до 180° от северного полюса мира к южному.
Часовым углом t светила называется дуга небесного экватора от верхней точки небесного экватора (то есть точки пересечения небесного экватора с небесным меридианом) до круга склонения светила, или двугранный угол между плоскостями небесного меридиана и круга склонения светила. Часовые углы отсчитываются в сторону суточного вращения небесной сферы, то есть к западу от верхней точки небесного экватора, в пределах от 0° до 360° (в градусной мере) или от 0h до 24h (в часовой мере). Иногда часовые углы отсчитываются от 0° до +180° (от 0h до +12h ) к западу и от 0° до −180° (от 0h до −12h ) к востоку.
Вторая экваториальная система координат
В этой системе, как и в первой экваториальной, основной плоскостью является плоскость небесного экватора, а одной координатой — склонение β (реже — полярное расстояние p). Другой координатой является прямое восхождение α. Прямым восхождением α светила называется дуга небесного экватора от точки весеннего равноденствия до круга склонения светила, или угол между направлением на точку весеннего равноденствия и плоскостью круга склонения светила. Прямые восхождения отсчитываются в сторону, противоположную суточному вращению небесной сферы, в пределах от 0° до 360° (в градусной мере) или от 0h до 24h (в часовой мере).
Эклиптическая система координат
В этой системе основной плоскостью является плоскость эклиптики. Одной координатой при этом является эклиптическая широта β, а другой — эклиптическая долгота λ.
Эклиптической широтой β светила называется дуга круга широты от эклиптики до светила, или угол между плоскостью эклиптики и направлением на светило. Эклиптические широты отсчитываются в пределах от 0° до +90° к северному полюсу эклиптики и от 0° до -90° к южному полюсу эклиптики.
Эклиптической долготой λ светила называется дуга эклиптики от точки весеннего равноденствия до круга широты светила, или угол между направлением на точку весеннего равноденствия и плоскостью круга широты светила. Эклиптические долготы отсчитываются в сторону видимого годового движения Солнца по эклиптике, то есть к востоку от точки весеннего равноденствия в пределах от 0° до 360°.
Галактическая система координат
В этой системе основной плоскостью является плоскость нашей Галактики. Одной координатой при этом является галактическая широта b, а другой — галактическая долгота l.
Галактической широтой b светила называется дуга круга галактической широты от эклиптики до светила, или угол между плоскостью галактического экватора и направлением на светило. Галактические широты отсчитываются в пределах от 0° до +90° к северному галактическому полюсу и от 0° до -90° к южному галактическому полюсу.
Галактической долготой l светила называется дуга галактического экватора от точки начала отсчёта C до круга галактической широты светила, или угол между направлением на точку начала отсчёта C и плоскостью круга галактической широты светила. Галактические долготы отсчитываются против часовой стрелки, если смотреть с северного галактического полюса, то есть к востоку от точки начала отсчёта C в пределах от 0° до 360°.
Точка начала отсчёта C находится вблизи направления на галактический центр, но не совпадает с ним, поскольку последний, вследствие небольшой приподнятости Солнечной системы над плоскостью галактического диска, лежит примерно на 1° к югу от галактического экватора. Точку начала отсчёта C выбирают таким образом, чтобы точка пересечения галактического и небесного экваторов с прямым восхождением 280° имела галактическую долготу 32,93192° (на эпоху 2000).
Координаты точки начала отсчёта C на эпоху 2000 в экваториальной системе координат составляют:
Изменения координат при вращении небесной сферы
Высота h, зенитное расстояние z, азимут A и часовой угол t светил постоянно изменяются вследствие вращения небесной сферы, так как отсчитываются от точек, не связанных с этим вращением. Склонение δ, полярное расстояние p и прямое восхождение α светил при вращении небесной сферы не изменяются, но они могут меняться из-за движений светил, не связанных с суточным вращением.
История и применение
Небесные координаты употреблялись уже в глубокой древности. Описание некоторых систем содержится в трудах древнегреческого геометра Евклида (около 300 до н. э.). Опубликованный в «Альмагесте» Птолемея звёздный каталог Гиппарха содержит положения 1022 звёзд в эклиптической системе небесных координат.
Наблюдения изменений небесных координат привели к величайшим открытиям в астрономии, которые имеют огромное значение для познания Вселенной. К ним относятся явления прецессии, нутации, аберрации, параллакса, собственных движений звёзд и другие. Небесные координаты позволяют решать задачу измерения времени, определять географические координаты различных мест земной поверхности. Широкое применение находят небесные координаты при составлении различных звёздных каталогов, при изучении истинных движений небесных тел — как естественных, так и искусственных — в небесной механике и астродинамике и при изучении пространственного распределения звёзд в проблемах звёздной астрономии.
ТЕОРИИ ДВИЖЕНИЯ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ
Решаемые Теорией движения небесных тел задачи разделяются на две большие группы:
Классический пример трёх тел задачи — система Солнце, Земля, Луна. В 1912г. финский астроном К.Ф. Сундман нашёл общее решение этой задачи в виде рядов, сходящихся для любого момента времени t. Однако ряды Сундмана оказались совершенно бесполезными для практических вычислений вследствие их крайне медленной сходимости. При некоторых специальных начальных условиях можно получить очень простые решения задачи трёх тел (решения Лагранжа), представляющие большой интерес для астрономии. Это точки либрации (положения относительного равновесия в задаче небесной механики о движении тела малой массы в силовом поле, не зависящем от времени во вращающейся системе координат), в которых тело малой массы может находиться в состоянии относительного равновесия по отношению к двум др. небесным телам (так называемая, ограниченная задача трёх тел). Для системы двух тел (рассматриваемых как точечные притягивающие массы) существуют три коллинеарные точки либрации, лежащие на прямой, проходящей через эти тела, и две треугольные точки либрации, расположенные таким образом, что два тела и точки либрации образуют равносторонние треугольники.
В коллинеарных точках либрации тела находятся в неустойчивом равновесии. Для астродинамики представляют интерес точки
28-04-2015, 23:38