АСТРОНОМИЯ

а) Определение точного времени. Разность между точным временем Т в какой-либо

момент и показаниями часов Т' в этот момент называется поправкой часов и, т.е.

      u = T ¾ T ’.(6.1)

Отсюда

      Т = Т ' + и.(6.2)

Иными словами, поправка часов и есть величина, которую нужно прибавить к

показанию часов Т ', чтобы получить точное время Т.

Следовательно, определение точного времени сводится к определению поправки часов

или хронометра.

Поправка часов и может быть положительной (показания часов Т ' меньше точного

времени Т - часы "отстали") и отрицательной (показания часов Т ' больше точного

времени Т - часы "ушли вперед"). Поправка часов и = 0, если Т ' = Т , т.е. часы

показывают точное время.

Из-за технического несовершенства часов и влияния внешней среды их поправка не

остается постоянной. Изменение поправки часов за определенный промежуток времени

называется ходом часов w, т.е.

 .

Ход часов считается положительным, если их поправка с течением времени

увеличивается (часы "отстают") и отрицательным, если она уменьшается (часы

"спешат").

Из астрономических наблюдений обычно определяется местное звездное время s того

меридиана, на котором эти наблюдения производятся, а по нему находится местное

среднее солнечное время Тm , которое затем может быть выражено в любой другой

системе счета времени (см. ; 24). Звездное время s = a  + t (см. ; 19). На

основании (6.2) имеем

s = Т ' + и = a  + t,

откуда

      u = a  + T ’.(6.3)

Таким образом, чтобы определить поправку часов и (точное время), необходимо

измерить часовой угол t какого-либо светила с известным прямым восхождением a  и

в момент измерения угла отметить показания часов T ’.

Если отметить показания часов Т ' в момент верхней кульминации светила (t = 0),

то поправка часов будет

      u = а -  Т '.(6.4)

Определение точного времени из наблюдений звезд в моменты их кульминаций -

наиболее распространенный метод решения этой задачи.

б) Определение географической долготы l . Решение этой задачи основано на том,

что разность местных времен на двух меридианах в один и тот же момент равна

разности долгот этих меридианов, выраженной в часовой мере (см. ; 24). В

настоящее время географические долготы отсчитываются от гринвичского меридиана,

долгота которого принята равной нулю. Следовательно, если Tm - местное время

какого-либо меридиана с восточной долготой l  от Гринвича, а Т0  - гринвичское

время, то

      l  = Tm - T0 .(6.5)

Таким образом, определение долготы какого-либо пункта сводится к одновременному

определению местного времени в данном пункте и местного времени на начальном

меридиане. До изобретения радио решение такой задачи представляло значительные

трудности. Главная из них заключалась в определении гринвичского времени Т0 .

Старые методы определения долгот были и приближенными (гринвичское время

определялось из наблюдений затмений Луны, покрытий звезд Луной, из наблюдений

явлений в системе галилеевых спутников Юпитера) и очень трудоемкими (способ

"перевозки хронометров"). Изобретение телеграфа несколько облегчило задачу, но и

оно не сняло всех трудностей в этом вопросе.

В современных методах определения долгот гринвичское время получается из приема

сигналов точного времени по радио (см. ; 84). Из приема радиосигналов до и после

астрономических наблюдений вычисляется поправка часов и0 относительно

гринвичского меридиана для того же момента, для которого из наблюдений получена

поправка часов и0 относительно меридиана данного пункта. Тогда долгота пункта на

основании соотношений (6.2) и (6.5) получится из уравнения

      l  = u -  u0(6.6)

так как Тт = T ’ + u, а Т0 = T ' + u0 .