Большая Советская Энциклопедия (АС) - Большая Советская Энциклопедия "БСЭ" - Страница 39

  В задачу фундаментальной А. входит составление каталогов положений и собственных движений звёзд и определение значений астрономических постоянных. Классический метод определения координат светил состоит в наблюдении прохождений их через меридиан с помощью пассажного инструмента, вертикального круга или меридианного круга. Из моментов прохождения светил определяют их прямые восхождения, а из измерений зенитных расстояний — склонения. Начало координат (весеннего равноденствия точку) определяют из наблюдений Солнца и планет. При обработке результаты наблюдений освобождают от влияния преломления световых лучей при их прохождении через атмосферу (рефракция), движения земной оси в пространстве, вызванного притяжением Солнца и Луны (прецессия, нутация), эффекта, обусловленного относительным движением светила и наблюдателя (аберрация света), изменений широты вследствие движения полюсов Земли, различных инструментальных ошибок, личных ошибок наблюдателя и пр. Различают абсолютные, или независимые, определения координат, при которых все необходимые данные (азимут инструмента, нульпункт круга, широта, постоянная рефракции и др.) получают из наблюдений, и относительные, или дифференциальные, состоящие в измерениях координат светил относительно опорных звёзд, точные положения которых берут из какого-либо каталога. Измерения координат на рефракторах с позиционным микрометром, а также фотографического определения относятся к дифференциальным.

  Результаты определения координат звёзд публикуются в виде звёздных каталогов. Ввиду невозможности полного учёта всех факторов, влияющих на результаты наблюдений, звёздные каталоги отягощены систематическими ошибками, которые обнаруживаются при сравнении каталогов между собой. Каждый абсолютный каталог (полученный из абсолютных наблюдений) задаёт независимую координатную систему. Точность определения координат звёзд характеризуется вероятной ошибкой одного наблюдения, которая в середине 20 в. близка к ±0,3» дуги большого круга. Главная задача фундаментальной А. состоит в построении основной системы небесных координат, осуществляемой в виде фундаментального звёздного каталога с точнейшими положениями и собственными движениями избранных, т. н. фундаментальных звёзд. Эта задача решается путём совместной переработки многих, преимущественно абсолютных, каталогов, составленных на различных обсерваториях. Современные фундаментальные каталоги содержат координаты звёзд, определённые с вероятной ошибкой не более ± 0,1». Видимые и средние места звёзд из фундаментального каталога, рассчитанные для дат каждого года, публикуются в ежегодниках астрономических.

  Определение собственных движений звёзд — одна из сложных проблем А. из-за медленности перемещений звёзд по небу (для большинства звёзд меньше чем 0,01» за год). Обычно их определяют сравнением координат звезд в новых и старых каталогах, приведённых к одной системе; однако на результат большое влияние оказывают ошибки каталогов. Более точные значения собственных движений получаются при определении их фотографическим методом: сравнением фотографий какого-либо участка неба, сделанных одним и тем же инструментом, с интервалом в несколько десятилетий. Для вычисления абсолютных собственных движений учитывают также движения опорных звёзд. В 40-х гг. 20 в. в СССР начались работы по определению абсолютных движений звёзд путём их астрометрической привязки к удалённым галактикам, которые отстоят от нас на миллионы парсек и практически неподвижны на небе.

  Изучение вращения и движения полюсов Земли в А. основано на материалах точных определений географических широт и времени. Ещё в конце 18 в. Л. Эйлер пришёл к заключению, что, если ось вращения Земли не совпадает с одной из осей её эллипсоида инерции, то она должна двигаться в теле Земли по конусу, вызывая периодические изменения географических координат пунктов на земной поверхности. Позже это явление было подтверждено астрономическими наблюдениями, причём была обнаружена также небольшая годовая волна в движении оси вращения Земли, обусловленная изменением моментов инерции Земли вследствие сезонного перемещения масс (в основном воздушных) на её поверхности. Для детального изучения этого явления, зависящего от внутреннего строения Земли, в конце 19 в. была организована Международная служба широты (позже реорганизованная в Международную службу движения полюсов Земли), в которую вошёл ряд станций, в том числе одна — в России (ныне в Китабе). Исследования изменений широты и движения полюса регулярно ведут также и на обсерваториях в Пулкове, Полтаве (СССР), на Гринвичской обсерватории (Англия), в Париже (Франция), Вашингтоне (США) и др.

  Около середины 20 в. было окончательно установлено, что период вращения Земли вокруг оси не остаётся строго постоянным. Выявлены 3 рода неравномерности: 1) медленное, вековое замедление вращения, главным образом из-за приливного трения в морях (за столетие длина суток увеличивается приблизительно на 0,001 сек), 2) неправильные, иногда скачкообразные флюктуации, изменяющие длину суток до 0,005 сек, причина их еще не установлена; 3) периодические сезонные вариации длины суток до 0,001 сек, вызываемые в основном атмосферной циркуляцией. Первые два явления были обнаружены при изучении движения Луны на протяжении длительного периода, в частности при анализе отклонений от теоретических моментов солнечных и лунных затмений, наблюдавшихся в древности. Сезонная неравномерность вращения Земли была установлена при сравнении астрономических определений времени с ходом кварцевых, а затем и атомных часов. Так выяснилось, что всемирное время, в основе которого лежит период вращения Земли, не является равномерным. Поскольку для различных научных задач, в том числе для изучения движения небесных светил и для предвычисления их положений (эфемериды), необходима равномерная система счёта времени, в 1950 были введены понятия эфемеридного времени, задаваемого движением Земли вокруг Солнца и определяемого из наблюдений Луны, и атомного времени, задаваемого молекулярными и атомными стандартами частоты. В связи с этим в А. стали особенно актуальными регулярные наблюдения Луны и точнейшие определения астрономического времени по звёздам. Для определения положений Луны, наряду с классическими меридианными наблюдениями, вошёл в практику фотографический метод. Наиболее точные определения времени по звёздам (с ошибкой, меньшей ±0,01 сек) производят с помощью фотоэлектрических пассажных инструментов, а также фотографическими зенитными трубами и призменными астролябиями. Работы по определению точного времени, ведущиеся в разных странах, объединяются Международным бюро времени (МБВ), функционирующим в Париже. В СССР существует Советская служба времени, возглавляемая Комитетом стандартов, мер и измерительных приборов при Совете Министров СССР.

  Результаты астрометрических наблюдений являются материалом для определения систем астрономических постоянных. Уточнение постоянной прецессии, определение направления и скорости движения Солнца среди звёзд и параметров вращения Галактики производят статистической обработкой собственных движений звёзд (а также их лучевых скоростей). Постоянную нутации определяют главным образом из анализа многолетних широтных наблюдений. Параллакс Солнца и связанные с ним астрономическую единицу и постоянную аберрации до середины 20 в. также определяли методами А. Однако с 1960 их стали вычислять с гораздо большей точностью из радиолокационных наблюдений планет (см. Радиолокационная астрономия).

  А. — древнейший раздел астрономии. Звёздные каталоги составлялись в Китае ещё в 4 в. до н. э. (Ши Шэнь). Астроном Др. Греции Гиппарх открыл явление прецессии и составил каталог 1022 звёзд, который вошёл в астрономический трактат «Альмагест» К. Птолемея. В 15 в. эти звёзды заново наблюдал Улугбек в обсерватории около Самарканда. Наибольшей точности наблюдений невооружённым глазом достигли в 16 в. Тихо Браге в обсерватории Ураниборг (Дания) и в 17 в. Я. Гевелий в Гданьске (Польша). Наблюдения Тихо Браге послужили материалом, на основе которого немецкий астроном И. Кеплер вывел законы движения планет. Началом современной А. считают работы Гринвичской астрономической обсерватории, где в 1-й половине 18 в. Дж. Брадлей (Англия) открыл аберрацию света и нутацию земной оси и провёл наблюдения 3268 звёзд пассажным инструментом и стенным квадрантом. Каталог, составленный позже из наблюдений Брадлея, сыграл большую роль при определении постоянной прецессии и изучении собственных движений звёзд. Важное значение для развития А. имели работы немецкого астронома Ф. Бесселя, предложившего рациональные методы для обработки наблюдений и исследования инструментов. Новый период в А. начался работами Пулковской обсерватории (ныне Главная астрономическая обсерватория АН СССР), открытой в 1839. Благодаря заботам её основателя В. Я. Струве обсерватория с самого начала была оснащена первоклассными инструментами и в дальнейшем получила широкую известность вследствие высокой точности каталогов звёзд. Большой вклад в А. в 19 и 20 вв. внесли также обсерватории Германии, Франции, США (Вашингтон), Юж. Африки (Кейптаун) и др. С 70-х гг. 19 в. в Германии и США ведутся работы по составлению фундаментальных каталогов. Фундаментальные каталоги Германского астрономического общества (Astronomische Gesellschaft, или AG) считаются наиболее точными. По рекомендации Международного астрономического союза с 1940 для всех астрономических ежегодников был принят третий фундаментальный каталог AG (FK3), а с 1962 — четвёртый (FK4). Большое применение, особенно в звёздной астрономии, имеет каталог американской школы Босса, содержащий 33 342 звезды (GC).