Суточное вращение Земли и измерение времени

Основой для инструментальных измерений особенностей вращения Земли вокруг своей оси служат астрономические определения промежутков времени между двумя последовательными одноименными кульминациями на одном и том же географическом меридиане какого-нибудь светила или условной точки небесной сферы. В качестве таких светил используют звезды и Солнце, а в качестве условных точек на небесной сфере - точку весеннего равноденствия (точку Овна) и среднее экваториальное Солнце [16].

Звездное время s равно прямому восхождению а светила (часовому углу, отсчитываемому от точки Овна) плюс часовой угол t, отсчитанный от небесного меридиана, т. е. s = а + t. В момент верхней кульминации светила его часовой угол t = 0h и тогда s = а.

Рассматривая Солнце в качестве кульминирующего светила, можно определить истинное солнечное время, которое вследствие неравномерного движения Земли вокруг Солнца и наклона оси вращения Земли к плоскости эклиптики крайне неравномерно. Поэтому для определения солнечного времени используют равномерное движение по экватору со средней скоростью движения истинного Солнца по эклиптике фиктивной точки, называемой средним экваториальным солнцем, или просто средним солнцем. Среднее солнечное время вычисляется по звездному времени из соотношений: одни средние солнечные сутки = 2403565,555363 звездного времени, одни звездные сутки = 23/l567n04s, 090537 среднего солнечного времени.

Понятие фиктивного среднего солнца было введено С. Ньюкомом в конце XIX века при разработке гравитационной теории движения Солнца и планет.

Местное солнечное время на меридиане Гринвича, отсчитываемое от полуночи, называется Всемирным временем UT0. Таким образом, шкала Всемирного времени, получаемая в результате астрономических наблюдений светил, - это шкала, определяемая вращением Земли вокруг своей оси. Определение времени UT0 выполняется на географических меридианах, положение которых фиксируется полюсами Земли, которые из-за чандле- ровской и годовой прецессии меняют свое положение на поверхности. Для точки с географическими координатами (ср0, Х0) это приводит к изменению ее долготы относительно гринвичского меридиана на величину (в часовой мере) [16]

где х и у - координаты мгновенного полюса. Вследствие этого Всемирное время UT0 независимо от ошибок астрономических наблюдений и ошибок принятых долгот в различных точках планеты будет неодинаковым. Исправленное за движение полюсов Всемирное время, т. е.

будет одинаковым (без учета ошибок наблюдений) для всех пунктов, но также неравномерным из-за изменений скорости суточного вращения Земли.

Для выявления этой неравномерности шкалу Всемирного времени UT 1 необходимо сравнить с более равномерной шкалой. Тогда разность АТ = UT1 — Равномерное время будет пропорциональна изменению периода суточного вращения Земли (продолжительности суток Р) за соответствующий промежуток времени, т. е.

где Р0 = 86400 с - продолжительность средних солнечных суток на эпоху 1900.0, которая в астрономических расчетах принимается обычно в качестве начальной эпохи. Неравномерность вращения Земли также характеризуют отклонением ее угловой скорости Q от средней

соответствующей сидерическим суткам продолжительностью 86164 с. С точностью до членов второго порядка малости

Точное время еще до середины нашего столетия хранили с помощью маятниковых часов, затем использовали кварцевые часы и, наконец, с 1955 года применяются атомные и молекулярные системы воспроизведения эталонных частот и времени, на основе которых была создана шкала Атомного времени 7711. В качестве единицы для измерения Атомного времени принята атомная секунда, определяемая как время, равное 9162631770 периодам излучения, соответствующего переходу между двумя сверхтонкими уровнями основного состояния атома цезия-133 [16]. Это определение принято в 1967 году на XIII Генеральной конференции по мерам и весам. Шкала Атомного времени 7711 основана на показаниях цезиевых стандартов частоты ряда обсерваторий и лабораторий. Стабильность атомных стандартов частоты составляет порядка 10-12. Однако практическая реализация шкал 7711, связанная с синхронизацией шкал времени различных обсерваторий, не позволяет получать ошибки меньше 10-7 с. И все-таки эти ошибки пренебрежимо малы в сравнении с теми, что возникают в результате определения Всемирного времени UT1. Другими словами, практически все погрешности в вычислении невязки АТ = UT1 — 7711, следовательно, и в вычислении согласно (1.24) неравномерности вращения Земли с 1955 года определяются ошибками астрономических наблюдений и каталогов, на основе которых вычислялось UT 1 до недавнего времени.

В последние десятилетия МСВЗ для вычисления невязки АТ использует данные не только оптической астрономии, но и радиоинтерферомет- рические наблюдения со сверхдлинными базами (РСДБ), лазерную локацию Луны (ЛЛЛ) и лазерную локацию ИСЗ (ЛЛС). Точность определения UT1 методом РСДБ на суточных интервалах в 70-80-е годы прошлого столетия составляла 0,05-0,10 мс, методами ЛЛЛ и ЛЛС на трехсуточных интервалах - первые десятые доли мс. После совместной обработки всех данных МСВЗ и их сглаживания точность определения UT 1 получалась порядка 0,1-0,2 мс [19]. В настоящее же время эта точность повысилась до 0,001 мс.

Координация работ и обобщение данных всех служб времени с 1920 года была возложена на Международное бюро времени (МБВ) с местом пребывания в Париже. Результаты вычислений по мировой сети обсерваторий и лабораторий Всемирного времени, Атомного времени, их разности и ряда других практически важных данных, включая и координаты полюсов, опубликованы в регулярных бюллетенях МБВ, которые и служат источниками при вычислении неравномерности вращения Земли. В 1988 году, как отмечено выше, МБВ и МСШ были реорганизованы в Международную службу вращения Земли (МСВЗ). В настоящее время МСВЗ не только в своих регулярных бюллетенях, но и на общедоступном сайте предоставляет всю информацию о неправильностях во вращении Земли, включая и данные об изменениях ото дня ко дню невязки АТ = UT1 — UTC, где UTC - Всемирное координированное время, вычисляемое на основе шкалы Атомного времени, а также об изменениях ото дня ко дню продолжительности земных суток 5Р = Р — Р0.

В нашей стране служба точного времени начала действовать с 1928 года в Пулковской обсерватории [16]. С 1948 года основные функции по организации и обработке наблюдений местных служб времени были возложены на ВНИИФТРИ в Москве, на основании данных которого, публикуемых в периодических бюллетенях «Всемирное время», можно было вычислить изменения продолжительности суток ото дня ко дню с 1968 года.

Основой для изучения неравномерности суточного вращения Земли до 1955 года служат исключительно данные астрономических наблюдений движений Солнца, Луны и планет. Согласно ньютоновским законам небесной механики средняя скорость небесного светила может быть вычислена в функции времени, которое в качестве независимого переменного входит в уравнения движения и называется Динамическим (или Эфемеридным) временем, определяющим шкалу Динамического времени TD. Табулированные согласно ньютоновской механике координаты Солнца, Луны и планет называются эфемеридами. Луна имеет наибольшее среднее суточное движение (nf = 47435 угл. с/сут = 0,55 угл. с/с) и с этой точки зрения является самым удобным объектом для определения Динамического времени. С другой стороны, она же является и наименее подходящим светилом для выявления неравномерности вращения Земли, поскольку ее собственная орбитальная скорость изменяется из-за приливного взаимодействия в системе «Земля - Луна».

Спенсер Джонс [326] показал, что отклонения наблюденных эфемерид Луны L ^ от теоретически рассчитанных имеют вид:

где а и b - эмпирические константы, т* - наблюдаемое ускорение Луны, В - так называемая флуктуация Луны по долготе, т - время в шкале TD, обычно измеряемое в юлианских столетиях. В уравнении (1.26) в явном виде выделены две основные особенности в изменении долготы Луны, а именно вековое возрастание невязки AL (квадратичный член по т) и нерегулярные (или декадные) флуктуации В. Обе эти особенности непосредственно связаны с тем, что наблюдения Луны производятся с поверхности неравномерно вращающейся Земли. С достаточным основанием можно предполагать, что на протяжении последних трех столетий (т. е. за период инструментальных астрономических наблюдений) флуктуации Луны В были обусловлены только неравномерным суточным вращением Земли. Квадратичный же по т член в (1.26) обусловлен одновременно и неравномерным вращением Земли, и неравномерным орбитальным движением Луны. Наличие в флуктуациях В длиннопериодной (~ 102 лет) составляющей вносит заметный элемент неопределенности в процедуру вычисления постоянных а, Ъ и т*.

Переход от невязки в долготе Луны AL содержащей в качестве аргумента Динамическое время т, к невязке АТ между шкалами Динамического и Всемирного времени осуществляется через невязку по долготе среднего Солнца AL0, которая определяется только неравномерным вращением Земли:

где 24,3495 - коэффициент перевода угл. с в секунды времени. Для того чтобы выразить AL0 через невязку в долготе Луны, необходимо (1.26) умножить на отношение средних движений Солнца и Луны п0/п и вычесть квадратичный по т член, который пропорционален истинному ускорению Луны dn/dt. Тогда вместо (1.27) будем иметь

или

Единицей измерения времени в шкале TD, так же как и в шкале 7711, является секунда, которая определена как 1/31556925,9747 доля тропического года для 1900, январь 0, в 12 часов эфемеридного времени. Таким образом определяемая секунда получила название «эфемеридная» [16].

Для связи шкал Атомного и Динамического времени производилось их сравнение, и был приблизительно определен относительный сдвиг нуль-пункта этих шкал, равный

Возвращаясь к уравнению (1.28), заметим, что основные ошибки в вычислении АТ связаны с коэффициентом 0,5(m* — dn/dt) при т2, который, как это следует из (1.24), определяет линейный тренд в изменениях продолжительности суток. Дело в том, что на основании одних эфемерид Луны можно определить только наблюдаемое (кажущееся) ускорение Луны т*, а для вычисления истинного ускорения dn/dt необходимо привлекать дополнительные астрономические данные, например эфемериды планет или наблюдения солнечных затмений. Пионерские исследования этой проблемы Д. Фотерингэма, В. де Ситтера, Г. Спенсера Джонса и других подробно обсуждены в монографии [117].

В течение трех десятков лет значения т* = (5,22 + 0,20) угл. с/век2 и dn/dt = —(22 ± 1) угл. с/век2, представленные Спенсером Джонсом в 1939 году [326], считались наиболее надежными оценками кажущегося и истинного ускорений Луны для современной эпохи. Новый этап исследований в этом направлении начался в 70-х годах прошлого столетия, когда для изучения неравномерности орбитального движения Луны стали использовать данные об особенностях движений ИСЗ [225], результаты лазерной локации Луны [225; 297], теоретические расчеты океанических приливов [121; 276] и, наконец, новые обработки современных и архивных астрономических данных [295; 302; 328; 343]. Результаты этих исследований свидетельствуют о том, что среднее за последние 300 лет значение истинного ускорения Луны приблизительно равно dn/dt = —26 угл. с/век2. Значение величины dn/dt в современную эпоху и в прошлые геологические эпохи будет обсуждено в других разделах книги.

Спектр изменений угловой скорости суточного вращения Земли, выявленных как по данным астрономических наблюдений (включая и дотеле- скопические наблюдения), так и по палеонтологическим данным, условно можно разделить на три части. Во-первых, это вариации с периодами до одного года, которые включают в себя изменения угловой скорости внутри суток, межсуточные, а также сезонные изменения 5Р. Во-вторых, изменения продолжительности средних за год суток 5Р с характерными временами порядка 10-102 лет (так называемые нерегулярные вариации). В-третьих, вековые вариации с характерными временами порядка

102-108 лет. Рассмотрим эмпирические данные об особенностях суточного вращения Земли во всех трех временных интервалах.

 
Посмотреть оригинал
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ   ОРИГИНАЛ     След >