изменения скорости могут оказываться весьма заметными и достигать нескольких секунд и более.

Принцип онределения неравномерностей во вращении Земли вокруг оси и, следовательно, разностей между эфемеридным временем и временем, непосредственно определяемым из астрономических наблюдений, основывается на сравнении фактических моментов наблюдаемых астрономических явлений с их эфемеридными моментами, вычисленными в предположении равномерности вращательного движения нашей планеты. Если бы Земля вращалась равномерно, то вычисленные на основе этого эфемериды небесных светил или время каких-либо астрономических явлений соответствовали фактически наблюдаемым моментам времени. Такого совпадения между вычисленными моментами астрономических явлений и фактическими наблюдениями нет; получаемые расхождения далеко выходят за пределы допусков, объяснимых ошибками наблюдений или вычислений. Эти расхождения и являются следствием неравномерного вращения Земли, наличия двух шкал времени. Поправка, позволяющая перейти от одной шкалы времени к другой, определяется из наблюдений небесных светил под условием, чтобы разности между наблюденными и вычисленными положениями должны исключаться для взятого (уже прошедшего) периода времени.

В качестве светила для наблюдений с целью определения указанной поправки целесообразно в первую очередь использовать Луну, как имеющую наибольшую скорость видимого движения.

Местное время на меридиане Гринвича называется всемирным временем; оно обозначается через TUq и определяется непосредственно из астрономических наблюдений.

Всемирное время, исправленное за колебание полюса, обозначается через TUi- Через TU обозначается время TU, исправленное за сезонную неравномерность вращения Земли. Через ТЕ обозначается эфемеридное время, которое получается после введения поправок за неравномерность вращения Земли.

В заключение укажем, что помимо исчисления времени, основанного на периоде суточного обращения Земли вокруг оси, существует физическая система времени, в которой принята единица измерения времени, основанная на резонансной частоте квантовых переходов атомов цезия. Эта единица измерения времени называется атомной секундой, а соответствующая система времени называется атомным временем {А Т). Атомная секунда равна 9 192 631 770 периодам излучения, соответствующих переходу между двумя сверхтонкими уровнями основного состояния атома - изотопа цезия с массовым числом 133 при нулевом магнитном поле*.

Эта единица измерения - атомная секунда - близка к части

суток, т. е. 1 астрономического времени. Точность хранения времени посредством атомных единиц характеризуется относительной ошибкой порядка 10-12 10-14.

Существуют атомные часы, которые с очень высокой точностью и надежностью контролируют время. Высокая стабильность шкалы атомного времени обеспечила его широкое использование при изучении многих тонких физических процессов. В геодезии при применении систем координат, связанных с Землей, используется время, основанное на астронолгических

* См. [14], стр. 28.

27 м. с. Закатов 417

определениях. С помощью атомных часов с большей точностью возможно определение изменений астрономических единиц исчисления времени, вызванных неравномерным вращением Земли, путем регулярных определений разностей показаний атомных часов и астрономического времени.

§ 98. Сопоставление различных единиц измерения и систем счета времени

1.Сравнение продолжительности звездных и средних суток. Если бы Земля не обращалась вокруг Солнца и последнее не имело видимого годичного движения, тО положение Солнца относительно звезд и точки весеннего равноденствия было бы неизменным и продолжительность солнечных и звездных суток была одинакова. Но вследствие обращения Земли вокруг Солнца (а отсюда и видимого годичного движения Солнца) звездные сутки короче средних приблизительно на четыре минуты. Поясним это. Допустим, что в какой-либо момент точка весеннего равноденствия и среднее экваториальное Солнце кульминируют одновременно *; в этот день звездные и средние сутки начнутся одновременно. После того как небесная сфера сделает полный оборот относительно точки весеннего равноденствия, последняя снова придет на меридиан и закончатся одни звездные сутки. Но Солнце вследствие своего годичного движения отойдет к востоку от точки весеннего равноденствия на некоторую небольшую дугу (приблизительно на 1°), и поэтому момент верхней кульминации Солнца наступит несколько позже, т. е. продолжительность солнечных суток будет несколько больше, чем звездных.

В каждые из последующих суток Солнце постепенно будет отходить от точки весеннего равноденствия все дальше и дальше. Через год Солнце, совершив полный видимый оборот вокруг Земли, вновь будет одновременно с точкой весеннего равноденствия находиться на меридиане (в верхней кульминации); это значит, что Солнце отстало в течение года от точки весеннего равноденствия на один полный оборот, т.е. оно в течение года пройдет через меридиан на один раз меньше, чем точка весеннего равноденствия.

Отсюда следует, что в году число средних суток на единицу меньше, чем звездных.

Из многочисленных наблюдений установлено, что год равняется 365,2422 средних суток, или 366,2422 звездных суток**. Так что если 365,2422 средних суток = 366,2422 звездных суток, то

1 средние сутки = 1 + 355 2422 ) звездных суток,

1 средние сутки = {i -\- ц) звездных суток,

1 = таг = 000274.

Иначе:

24 средних = 24*i звездных -Ь 24Ьл звездных,

* Это бывает в день весеннего равноденствия 21 марта. ** Имеется в виду так называемый тропический год - промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия.

24 средних ~ 24h3 i56,5554s звездных.

1Ь среднего времени = 10 19,85б5 звездного времени.

Пусть дан промежуток времени, содержащий п средних единиц времени, который обозначим через п, требуется выразить этот промежуток в звездных единицах времени.

Так как, на основании предыдущего, одна единица среднего времени равна 1 + л единиц звездного времени, то для щ единиц среднего времени имеем Пс (1 + М) звездных единиц времени. Отсюда получаем = /г (1 -f у) единиц звездного времени.

0!чевидно, Hg будет измерять в звездных единицах промежуток времени, соответствующий средних единиц.

Если промежуток времени отсчитан от О среднего солнечного времени, то величина будет равняться моменту этого времени т; промежуток времени, истекгаий от средней полуночи до данного времени т, в единицах звездного времени выразится так:

Пз = т,(1 + ц)*. (98.1)

Таким же путем получаем формулы для перевода числа звездных единиц времени, измеряющего данный промежуток времени, в число средних единиц для того же промежутка времени. Взяв за исходное равенство: 366,2422 звездных суток = 365,2422 средних суток, находим: 1 звездные сутки = (1 - v) средних суток, где

V = -3661422 = 000273 = 55, 9095

Иначе говоря, звездные сутки короче средних на 3 55,9095. Вообще же 1 звездная единица равна (1 - v) средних единиц.

Для некоторого промежутка времени, содержащего звездных единиц, будем иметь

Ws(l -v) средних единиц, (98.2)

Очевидно, в этом случае Пс представляет собой число единиц среднего времени, измеряющее промежуток времени в единиц звездного времени. Формулы (98.1) и (98.2) перепишем так:

. (98.3)

Пс = Щ - п,у j

Величина .i называется редукцией для перехода от измерения данного промежутка времени в средних единицах к измерению того же промежутка времени в звездных единицах; величина nv также называется редукцией, но для обратного перехода.

Для вычисления указанных редукций существуют табдицы, помещаемые в Астрономическом ежегоднике, наставлениях и других пособиях по астрономии.

* Иногда указанный промежуток времени в звездных единицах обозначают через s, тогда последняя формула принимает следующий вид:

S = TTlc (1 +

Однако при таком обозначении следует помнить, что s не есть звездное время: это промежуток времени, соответствующий щ или Шс единицам среднего времени, но выраженный в звездных единицах.