Определение приливного замедления Луны долгопериодических вариаций всемирного времени по наблюдениям XVIII-XX веков тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.01 ВАК РФ

РГ6 од

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ИНСТИТУТ ПЖШДНОИ АСТРОНОМИИ

¡Та правах рукописи

АЛЧЖИНА Екатерина Юрьевна

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПРИЛИВНОГО ЗАМЕДЛЕНИЯ ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКИХ ВАРИАЦИЙ ВСЕМИРНОГО ВРЕМЕНИ ПО НАБВДЕШЯМ ХУШ-ХХ ВЕКОВ

СПЕЦИАЛЬНОСТЬ'01.03.01 (АСТРОМЕТРИЯ И НЕБЕСНАЯ МЕХАНИКА)

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата фигико-матемагаческях наук

Санкт-Петербург 1993

Габота выполнена в Институте прикладной астрономии Российской- Академии наук.

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук В. С. Губанов кандидат фцзико-мотематических наук М. А. Фурсенко

Ведущее предприятие: Санкт-Петербургский государственный университет.

<¿<0"* /7

Защита состоится 1993 года в- час. ь-"1, мин.

нэ заседании Специализированного совета Д-200.06.01 по ирисукдеыпо ученой степени кандидата физико-математических наук при Институте прикладной астрономии Российской Академии наук по адресу: 197042, Санкт-Петербург, ул. Ждановская, д.8.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИПА РАН.

Автореферат разослан "" ЛС&сф 1993 г.

Ученый секретарь Специализированного /

совета канд. тех. наук /\ /Л у&.Т.Байкова

/1

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность теш. С конца 50-х годов в астроиогтиескуэ практику были введены новые наблюдательные методы (VLBI, LLH, SLR) и шкала атомного времени, что ' дает возможность определять неравномерности вращения Земга и особенности в движении Луны с очень высокой точностью. Однако небольшой временной интервал не позволяет исследовать нерегулярности вращения Земли, имеющие белее долгие периоды, а также вековую составляющую. Поэтому единствешшм источником для изучения нврегуллрностей на больших интервалах времени, по-прежнему, является использование классических астрометрических наблюдений. При этом естественным образом возникает задача продления шкалы атомного времени назад на предшествующие столетия, тесно связанная с изучением долгопериодических приливных эффектов в движении Луны. Основой таких исследований могут служить различные типы позиционных наблюдений Луны, планет и Солнца. Появление новых высокоточных планетных и луьных эфемерид существенно облегчает обработку классических наблюдений, поскольку ряд орбитальных элементов Луны и планет могут теперь считаться точно определенными, в то время как' в классическую эпоху они долями были определяться одновременно с параметрами вращения Земли и величиной лунного■ приливного члена. Эти обстоятельства позволяют считать вполне актуальной задачу проведения нового анализа наблюдений Луны и планет на возможно большем интервале.

Цель работы состоит в попытке проьести независимый анализ наблюдательного материала с учетом тех факторов, которые отсутствовали в предшествующих исследованиях.

Первый сущесть'-нный вопрос связан с используемой для обработки наблюдешй теорией. В большинстве работ, посвященных анализу лунных наблюдений, использовалась теория движения Луны Брауна. Второй вопрос касается самих наблюдешй. В предшествующих работах анализ проводился преимущественно на основе одного типа наблюдешй. Поэтому предполагалось проанализировать не основе одной из современных высокоточных теорий различные типы позиционных наблюдений с целью получения величины приливного замедления Луны и построения системы поправок времени ДГ.

Научная новизна работы заключается в получении1 на интервале 1700-1950 гг. на основе планетных наблюдений независимой от движения Луны , системы поправок времени ДТ, связывающих гчн-.'/лческое и всемирное время, и в определении величины приливного замедления Луна п с привлечением различных типов лунных наблюдений, в том числе ранее не используемых ; покрытий планет Луной.

Практическая ценность работы определяется возможностью использования построенной шкалы всемирного времени при редукции наблюдений, Еьшолнендах в ХПП-ХХ веках, и геофизический интерпретации полуденных данных о величине приливного замедления Луни.

Апробация работы. Основные результаты, полученные в гисеертации. докладывались на:

1. Бсесг-'знс'М совещании по астрономическим эфемеридам,

Ленинград, ноябрь 1933 г.

2. рабочем совещании по фотоэлектричес:«.м покрытиям гвояд Л$ной, Киев, январь 1984 г.

5. сттоз:гумв НАС N 114 "Теория относительное?!! в и^СесноV. механике и астрометрии", Ленинград, май 1905 г.

4. конференции; "Селенодезия и динамика Луны", Киев, октябрь 1987 г. .

5. совещании по астрономическим гфоморидам, Ленинград, анрзль 1991 г.

6. 3-ей международной Орловской конференции "Изучение ' млк как планеты методами астрономии, геофизики и геодезии", Одесса, сентябрь 1992 г.

Результаты диссертации были представлены на научном сем:шаро ИПА РАН.

Публикации. Основные результаты по теме • диссертации опубликованы в работав [1] - [б], из которых три напкеаш в соавторстве. В работах [3], [4] Е.Ю. Длеакиной принадлежит определение возмошого изменения гравитационной постоянной со временем на основе наблюдений солнечных затмений и покрыта Луной планет; в работе [2] - получение шкалы всемирного времени по прохождениям Меркурия и Венеры по диску Солнца и ощ.ег,еле-еда приливного замедления Луны.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения и 5 приложений.. Она изложена «s 128 страницах, включает 13 таблиц и 14 рисунков. Список литератур-! содержит 6Т наименований, объем приложений 17 страниц.

Во введении обсуждается постановка задачи, теоретические

основы ее решения и дальнейсг.9 перспективы использования получаемых результатов, как з области астрономии, так и в смежных областях, б частности б геофизике.

В первой главе праведен краткий обзор состояния проблемы и качественная картина влияния приливного трения на движение Луны и вращение Земли. Более подробно рассмотрены результаты классических работ в этой области Г.Спенсер-Джонса и Д.Брауэра, а также современное состояние задачи. В заключение обсуждается геофизическая сторона во:фоса.

Вторая глава содержит описание собранных наблюдений солнечных затмений, покрытий Луной планет и звезд, меридианных наблюдений Луны, их количество, точность, проведенная редукция.

В третьей главе описаны результаты: система поправок времени, связывающих всемирное и динамическое время, полученная по наблюдениям внутренних планет и Солнца; величина приливного замедления Луш; мелкомасштабные вариации ' принятой шкалы времени.■

В заключении перечислены основные результаты, которые автор еыносит на защиту. ■'

Приложение 1 содержит результаты классической работы Зрауэра.

В приложении 2 помещены нормальные места, полученные для солнечных затмений и покрытий планет.

Р приложение 3 вынесены невязки в долготе Луны, полученные по двум теория:.', движения для затмений и покрытий.

Приложения 4 и 5 содержат дополнительные результаты обработки меридианных иаОмдений Луны.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Вращение Земли явчяется основой как для постройния систем координат на земной поверхносп-!, так и для определения времени. Неравномерности в этом вращении принято разделять на две группы. Первая связана с изменением положения оси' вращения Земли в пространстве и в ее теле, что приводит к колебаниям широт Бсех точек земной поверхности. Вторая группа характеризует изменения угловой скорости -вращения, т. е. колебания в 'продолжительности, суток, и тесно связана с особенностями в движении Луны. Настоящая работа посвящена второй группе проблем.

За последние десятилетия наблюдательные методы для изучения параметров вращения Земли претерпели существенные изменения л классические асгромэтрическке средства в значительной степени утратили свою ценность, поскольку современные методы наблюдений (\ГЬВ1,ЫН,5ЪН,СР5) позволяют определять нерегулярности зо вращении Земли с ошибками порядка 0.1 тзес и лучше. В астрономичиску» практику была введена атомная шкала времени, существенно бо.чее точная, чем предшествующая ей шкала динамического (эфемерииного) времени, и в отлично от последней не зависящая от динг.мккн движения Луны и Земли. Однако, как атомная .шкала, так и современные метода наблюдений существуют лишь немногим более трех десятилетий, что не позволяет исследовать нерегулярности вращения Земли, имеющие более долгие периоды, а также вековую составляющую.

Поэтому единственным источником для изучения нерегулярностей на больших интервалах времени, по-прежнему, является использование классических астрометртеских наблюдений.

Позиционные наблюдения Луны накапливались на протяжении столетий. Вплоть до конца ХПП века они использовались лишь для изучения ее собственного движения, а начиная с работ З.Галлея стала привлекаться и для исследования особенностей вращения Земли вокруг своей оси.

Исторически сложившаяся методика подобных исследований предполагает использование как наблюдений Луш, так и планет. Привлечение последних в дополнение к лунным обусловлено необходимостью разделения в наблюдаемом движении Луны двух аффектов: реальных изменений в среднем движении Луш и видимых, связанных с нерэвномерностями осевого вращения Земли. Оба эти изменения проявляются в отклонениях наблюденного положения Луны от вычисленного теоретически и могут быть выявлены на основе анализа этих отклонений.

Таким образом особенности в наблюдаемом движении Луны в значительной степени объясняются неравномерностью осевого вращения Земли и уменьшением со временем среднего движения Луны, названном приливным замедлением.

Для практического определения величины приливного замедления Луны существует два направления использования оптических лунных наблюдений. Гднэ возможность - привлечение наблюдешй древних заявила. Точность подобных наблюдений очень низка , но вследствие '••-мо/о ьр-: ¡."¿нного иктс-рваль на точности определяемой величины векового эффект?: это сказ^ь'-^тсп несущественно. Другое направление

- анализ телескопических наблюдений за последние два столетия, обладающих достаточно высокой точность».

Если значение приливного замедления определено каким-либо способом, то наблюдения Луны после учета последнего в теории ее движения могут быть использованы для -определения изменешгй скорости вращения Земли. Такие изменения должны сказываться на наблюдениях не только Луны, но л других небесных тел, хотя для Луны они наиболее заметши так ¡сак последняя имеет наибольшее среднее движение.

В работе были использованы различные типы наблюдений ХУШ-ХХ веков. В их число вошли прохождения Меркурия и Венеры по диску Солнца, солнечные затмения, покрытия Луной планет и звезд, меридианные наблюдения Луны.

Прохождения Меркурия и Венеры по диску Солнца служили для получения шкалы всемирного времени,' независимой от особенностей движения Луны. Нормальные места наблюдений прохождений Меркурия 1723-1973 гг. были любезно предоставлены для использования Е.С.Свешниковой (МТА РАК). Также были использованы нормальные места наблюдений четырех прохождений Венеры по диску Солнца 1?й1, 1769, 1834 и 1892 гг., полученные Г.А.Крзскнсккм.

Для выяснения вопроса о величине приливного замедления Луга; и особенностях осевого вращения Земли использовались наблюдения солнечных затмений, покрытий Луной планет и звезд.

К анализу были привлечены также многочисленные меридианные наблюдения Луны в трех обсерваториях: Королевской Гринвичской обсерватории (Великобритания), РадклиффскоК обсерватории в Оксфорде (Великобритания) и Военно-Морской обсерватории и

Вашингтоне (США).

Общее число собранных наблюдений Луны составляет около 30000. Среди них наблюдения 82 полных солнечных затмений 1778-1975 гг., >"0 покрытий Луной Венеры 1832-19^4 гг., 22 покрытий Марса 1821-1971 гг., 188 покрытий Луной звезды а Таиг1 1717-1980 гг., меридианные наблюдения Луны 1750-1971 гг.

Разделить влияние на лунные наблюдения ошибок в величине приливного замедления Луны Пу и неравномерности всемирного времени практически невозможно, если не привлекать других независимых типое наблюдений, например, планет и Солнца. Только на основе наблюдений Луны, затруднительно одновременно определять как значение п^, так и поведение 11Т на длительном временном интервале. Поэтому план работы состоял в следующем:

1. Определение системы поправок ДТ(Солнце)-ТБ-ЦТ на основе наблюдений планет и Солнца. Использование этой независимой от Луш шкалы времени при редукции наблюдений.

2. Определение величины г^ по наблюдениям солнечных затмений и покрытий планет и звезд Луной.

3. Определение мелкомасштабных вариаций-всемирного времени по многочисленным меридианным наблюдениям Луны с использованием полученной величины ^ и шкалы ДТ(Солнце) в качестве эталонной.

1. Построение шкалы всемирного времени по наблюдениям прохождений планет.

Между временем, используемым в теориях движения, ТБ и рсежр!шч временем ИТ, в котором выполнены все наблюдения.

существует расхождение, выражаемое по,травкой ЛТ = ТВ - 11Т.

До введения шкалы атомного времени основным методом получения поправок ДТ являлось использование многочисленных наблюдений Луны. Однако при • таком подходе необходимо знание величины векового замедления среднего движения Луны г^, - которая может быть недостаточно точной.

Современные теории движения ' больших планет позволяют с большой точностью предсказывать обстоятельства различных явлений в солнечной системе, независящих от звездах положений, таких, в частности, как прохождения планет по диску Солчца. Например, ошибка предЕычисления начала прохождения для ХУШ-ХХ веков в шкале ТБ не превышает 0?1, что меньше ошибки любых классических методов наблюдений. Поэтому для определения поправки времени целесообразно использовать наблюдения планет. Их преимущество проявляется в том случав, когда ставится задача построения шкалы поправок ДТ на большом интервале времени (порядка сотен лет), так как результаты не будут зависеть от неопределенности величины п(1. Сопоставление полученной таким образом шкалы ДТ с соответствующими резулхтатами, определенными по лунным наблюдениям, даот возможность вывода величины пм, не отягощенной ошибками векового замедления вращения Земли. С другой стороны изучение флуктуация н долготе Луны позволяет получить информацию о ньрегул^р.-юстлх земного вращения, имеющих характерные периоды в десятки лет.

Независимая от движения Луны система поправок времони ДТ(Солнце) была выведена на основе наблюдений прохождений но диску Солнца внутренних планет [21. В этой работв была проведена обработка 32 прохождений Меркурия 1723-1973 гг. и 4 прохождений

Венеры 1761-1881 гг. Вычисления проводились по теории движения планет, созданной в ИГА РАН. Для нахождения поправок времени АТМТД использовались полусуммы соответствующих значений второго и третьего контактов. Это исключало из результата возможную ошибку принятого. радиуса Солнца и все отклонения наблюдений от теории приписывались неравнсыерностям вращения Земли. Следует отметить, что значения, полученные для прохождений Венеры, оказались в хорошем согласии с данными по Меркурию.

MAC принята система поправок времени AT^q, полученная Бряузром на основе лунных наблюдений с использованием значения п^ Спенсер-Джонса. .Поскольку значения А-ТщС зависят от точности величины п , можно было предполошть, что между двумя независимыми система™ поправок ДТщ^ и АТ,дС существует квадратичный ход. Анализ разностей САТщ.^-АТцдр) методом наименьших квадратов дал следующий результат:

ЛТ,;ТА - ЛТ,„С+(3.3+0.3)?+(-'2.9И .3)ьТ+(0±2)5Тг , /1/

где Т измеряется в столетиях от эпохи 19СО.О.

Таким образом две системы поправок имеют линейную зависимость, квадратичный член нулевой.-

Из всего вышеизложенного следует, что полученная по .фОлокдешям планет поправка времени, по-видимому, верно'отражает поведение всемирного времени по отношению к динамическому. Следует отметить, что икала Брэуэра более полно и точно отражает поведение всемирного времени с 1820 г., поскольку число лунных наблюдений значительно превышает число наблюдений-прохоздений планет. Однако, до 1320 г. система ЛТит, более точна, так как данные Брауэра для

этого интервала времени очень малочисленны. Учитывая, все -изложенные соображения, при редукции наблюдений использовалась система поправок ДТ(Солнце), полученная следующим образом:

1700-1820 гг. - параболическое уравнивание поправок ДТ^уд,

полученных по прохождениям^ 1820-1970 гг. - величина ДТМДС с поправкой /I/, выведенной

на основе данных по прохождениям планет. Значения поправок ДТ(Солнце) находятся в табл.1.

Значения поправок времени ДТ (Солнце)

Таблица 1

Дата ДТ3 Дата ДТ3 Дата - ДТЭ Дата ДТЭ Дата ДТЭ

1700.5 1705.5 1710.5 1715.5 1720.5 1725.5 1730.5 '1735.5 1740.5 1745.5 1750.5 1755.5

+55.8 1760.5 49.1 1765.5

44.0 1770.5

38.1 1775.5 34.9 1780.5 32.9 1785.5 31.9 1790.5

30.8 1795.5

29.9 1800.5 29.1 1805.5 28.4 1810.5 27.6 1815.5

26.9 1820.5 21 .6 1880.5 2.5 1940. 5 27.1

26.4 1825.5 20.4 1885.5 2.3 1945. 5 29.0

25.8 1830.5 19.7 1890.5 2.4 1950. 5 30. Г

24.9 1835.5 16.6 1895.5 1 ."9 1955. 5 32.0

24.3 1840.5 15.5 1900.5 4.3 1960. 5 33.9

23.8 1845.5 15.7 1905.5 10.6

23.2 1850.5 17.4 1901 .5 17.1

22.6 1855.5 17.4 1915.5 22.1

22.2 1860.5 17.7 1920.5 2Ь.4

22.0 1865.5 14.1 1925.5 27.5

21.6 1870.5 10.2 1930.5 27.4

21.3 1875.5 4.1 1935.5 26.8

2. Определение величины приливного замедления Луны.

При анализе лунных наблюдений- наш были использовали две современные теории движения болышгх планет и Луны. Одна • разработана в ИТА РАН, другая в Бюро долгот в Париже.

1) Теория ИГА.

Долгопериодическая теория движения была разработана группой под руководством Г.А.Красияского. В основе ее лежит численное интегрирование методом Эверхарта на 'Интервале 1945-1985 гг. Значения постоянных определялись на основе радарных и лазерных наблюдений 1961-1980 гг.■

2) Теория В01.

Под этим общим названием объеденены полуаналитические теории движения Луш - Ш>20ЭС5 и планет - У80Р82, разработанные в Париже. Постоянные в этих теориях совпадают со значениями ¿РЬ, рекомендованными МАС. Приливной член для Луш принят равным пг<=-23.9и/стг.

При получении значения п^ вычисления проводились по обеим теориям,что позволяло сделать вывод о том,является ли определяемая величина приливного замедления независимой от выбора теории.

Пашей целью было получеше приливного замедления Луш независимо от всех предшествующих определений. Для этого в теории ИТ А, по которой проводился первый вариант обработки наблюдений, приливной член-был принят нулевым. Таким образом по получаемым невязкам определялось непосредственно само -приливное замедление, а не поправка к некоторому предварительному значению. Затем была проведена повтори« обработка всех наблюдений на основе другой

теории движения - ВБЬ. В этом варианте была найдена поправка к принятому значению пм(ВВЬ)=-23.9"/ст2. Сравнение двух результатов должно было показать степень их согласованности и возможную зависимость получаемой величины п^ от выбранной теории.

Зависимость от времени полученных по теории ИТА поправок к долготе Луны определяется величиной приливного замедления г^. Приближение этих результатов параболой дает значение С этой

целью все типы наблюдений сначала были обработаны раздельно. Наибольшие ошибки были получены для покрытий Марса и Венеры. Это-объясняется тем, что временной интервал наблюдений составляет только одно столетие, для ХУТП века наблюдения этого типа полностью отсутствуют. Затем было проведено совместное для всех типов наблюдений уравнивание.

Аналогичные вычисления были проведены по теории ВБЪ. По обеим теориям результаты имеют хорошее согласие. Таким образом определяемая величина г^ не зависит от выбора теории движения. В качестве окончательного результата принимаем:

п^ = (-25.2 + 1.0 )"/ст2 (затмения, покрытия)

Полученное значение п^ хорошо согласуется как с классическими определениями Спенсер-Джонса и Фотерингема, так и с наиболее точным из современных значением, определенным на основе лазерной локации Луны, причем формальная точность значения пм, выведенного в работе, несколько выше,.чем в других исследованиях.

Проведенная в настоящей работе оценка г^ по оптическим наблюдениям выполнена в шкале ОТ, тогда как значение пм^=-23.8"/стг, выведенное по лазерной локации, относится к атомной

шкале. Высказывалось мнение, что сравнение двух значений Пу, полученных ■ относительно шкал ИТ и АТ, может дать величину изменения со временем гравитационной постоянной Соотношение между изменением г. и расхождениями Ап^ между значениями ^(ОТ) и ПуСАТ) следующее:

1 ¿и

По результатам работы имеем: Аг^ = -25.2" + 23.8" =-1.4".

Таким образом IХ/П = (—0.6+0.6) 10~11/год, что не подтверждает предположения о переменности постоянной тяготения. Однако надо иметь в виду ,. что определение Г по лунным наблюдениям не является прямым, и, вероятно, не может рассматриваться как окончательный вывод относительно поведения со временем Г.

3. Варивции шкалы ит по меридианным наблюдениям Луны.

Шкала всемирного времени, определяемая поправками ДТ(Солнце), была построена по прохождениям Меркурия и Венеры то диску Солнца, в то время как приливное замедление- Луны определялось нами на осгюно данных о затмениях л покрытиях. Наблюдения прохождений, имеют коьчсокуп плотность, те и другие наблюдения характеризуются сравнительно большой формальной ошибкой. Поэтому • оба типа наблюдений не ' позволили изучить мелкомасштабные вариации всемирного времени. Для этой цели представлялось целесообразным привлечь многочисленные меридианные наблюдения Луны с использованием шкалы поправок ДТ(Соляце) в качестве эталонной.

Поскольку величина п^-гэ^/ст2, принятая в теории BDL, хорошо согласуется с полученным нами значением п^-25.2"/^^ скорость вычисления координат по этой теории выше, чем по теории ИТА, эфемерида Луны были подучены по теории BDL.

Все меридианные наблюдения разбивались на группы в среднем по 8-10 лет. Для каждой группы определялось 4 поправки к значениям наклонения плоскости орбиты Луш к плоскости эклиптики i, долготы восходящего узла fl, ¿ксцентриситета е, долготы перигея лунной орбиты а также осредненная поправка к долготе Луны L^. Поправки к элементам 1,С1,е,% из теории BDL в пределах полученной точности можно считать нулевыми.

Для вашингтонских наблюдений дополнительно проводилось вычисление постоянного сдвига в склонении Д5, а также линейного и квадратичного членов в долготе Луш ALy.ÄLjj.

Для получения вариаций принятой шкалы поправок AT(Солнце) на 200-леткем интервале интерес представляют осреднешще поправки к долготе Луны для каждой из групп - АЪу. Полученные величины приведены в табл.2. Все они совместно на интервале 1750-1971 гг. представлялись параболой:

ALy - AT + Да Т + Ab Т2 + AF ,

где Т измеряется в столетиях от 1850.0.

Первый член (ДТ+Да Т) должен отражать возможные ошибки эфемерид. Коэффициент АЬ представляет собой поправку к значению г^/2 в теории BDI. Остаточные величины Д? ' характеризуют флуктуации, определяющие вариации всемирного времени.

Осредненные поправки к долготе Луны AL Таблица 2

Интервал ALI") Число НйбЛ Коорд. Лимб Обсерв. АТС)

1 1750-1760 -10.3+0.2 584 а 1 Гринв. -3.0

2 1750-1760 -9.2+0.2 488 а с. -3.8

О 1760-1770 -9.9+0.2 452 а 1 -2.4

4 1760-1770 -6.2+0.2 ' .426 а 2 -0.6

5 177G-1780 -6.3+0.2 598 а ■1 1.3

6 1770-1780 -3.6+G.2 530 а 2 2.0

7 1774-1786 -7.6+0.3 760 а,б 1 ,2 Оксф. -1.0

8 1780-1790 -4.0±0.1 615 а 1 Гринв. 3.6

Q ■ 1780-1790 -3.4+0.1 519 а ' 2 2.3

ю 1787-1798 -6.2+0.4 438 " а,б 1,2 Оксф. 0.5

11 1790-1200 -3.7+0.2 615 а 1 Гринв. 3.9

12 1790-1800 -3.4+0.2. 509 а 2 2.3

13 1800-1810 -6.3i0.1 657 а 1 1.3

14 1800-1810 -6.4+0.1 567 а 2 -0.8

15 1810-1820 -8.6+0.2 514 а 1 — -1.2

16 1810-1820 -6.0+0.2 435 а 2 -0.4

17 1812-1821 -6.0г1.3 236 б 1 (1) 1.5

18 1812-1821 -6.3+1:4 209 б 2(1 ) 1.1

19 1812-1821 -11.1+1.4 203 б 1(2) -2.8

20 1812-1821 -8.3+1.3 185 б 2(2) -0.6

21 1820-1830 -10.6+0.1 562 а 1 -3.3

22 1820-1830 -6-. 0+0.2 473 а 2 -3.7

23 1822-1830 -4.1+0.9 239 б 1 (1 ) _ t!_ 3.3

24 1822-1830 -6.8+1.0 239 5 2(1) 0.6

25 1822-1830 -9.1+1.2 203 б 1 (2) _тт_ -1.9

26 1822-1830 -6.4+1.4 166 б 2(2) -1.0

27 1866-1874 -7.4+0.08 1080 а,5 1 ,2 Вашнг. -2.2

28 1875-1883 ■ -6.1+0.08 993 а,б 1 .2 -1.2

29 1884-1891 -6.0+0.09 698 а,б 1 ,2 —. -1.5

30 18Э4-1899 -4.2i0.07 1060 а,б 1,2 -0.2

31 19С0-1903 -3;5+0.08 1000 а, б 1 ,2 0.4

32 1903-1911 -3.I+0.04 1754 а,б 1,2 0.5

33 1912-1913 -4.3+0.24 320 а,б 1,2 -1.0

34 1913-1924 ' -2.4+0.04 1278 •а,б 1 .2 0.6

35 1925-1932 -2.2+0.06 1132 а,б 1,2 0.2

36 1932-1 941 -1.8-0.06 1199 а,б 1,2 0.1

37 1941-1948 -1.2i0.03 1244 • а,б 1,2 0.1

33 1949-1956 . -0.6+0.04 1034 а,б 1 ,2 0.1

39 1956-1962 -и.05+0.03 1006 а,б 1,2 — 0.2

40 1963-1971 -0.Hi0.03 1234 а.б 1,2 — — -0.5

На защиту выносятся следующие основше результаты диссертации:

1.Собран обширный банк данных для позиционных телескопических наблюдений Луш различных типов, включающий около 30000 наблюдений солнечных затмений, покрытий и прохождений через меридиан. .

2. Определена величина приливного замедления Луны пм=(-25.2+1.0)"/ст2 на основе наблюдений полных солнечных затмений и покрытий Лукой Марса, Еенеры и звезда а Таит! 1717-1971 гг. с использованием теории движения больших планет и Луны ИТА.

3. Независимая от движения Луны система поправок времени АТ(Солнце)=иТ-БТ определена на основе наблюдений прохождений Меркурия и Венеры по диску Солнца 1723-1973 гг. В практическом отношении это дает продолжение шкалы атомного времени назад от 1960 г.

4. Определена поправка к принятой шкале- ЛТ,<1АС, равная (8.3±0.9)3+(-12.9±1.3)5Т+(0±2)ЭТ2, где Г измеряется в столетиях от эпохи 1900.0.

5. Получено изменение продолжительности суток на 250-летнем -интервале времени.

ПЕЧАТНЫЕ РАБОТЫ ПО ТЕ® ДИССЕРТАЦИИ

1. Сарамонсва (Алеикина) Е.Ю., 1535, Определение приливного замедления Луны по затмениям и покрытиям ХУП1-Х2 вв. Бюл.йТА, 15, N8(171), 449-456

2. Kraslnsky G.A., Saramonova (Aleshklna) E.Yu., Sveshnlkov U.L. .Sveshnlkova E.S., 1985a, Unlversal tlme, lunar tldal décélération and relatlvlstlc efiects Ггога observations oi transits, éclipsés and occultations In the XYIII-XX centuries, Astron. and Astrophys., 145, 90

3. Kraslnsky G.A., Aleshklna E.Yu., Pltjeva E.V., Sveshnlkov M.I., 1985b, Kelatlvlstlc eiiects Ггош planetary and lunar observations of tbe XYIII-XX centuries., Proceedlngs oi the 114th Symposium ol IAU, Leningrad, 315-328.

4. Алешкйна Е.Ю., Красинский Г.А., Питьева E.B., Свешников U.Jl., 1987, Экспериментальная проверка релятивистских эффектов и оценка величины изменения гравитационной постоянной по наблюдениям внутренних планет и Луны., Успехи физических наук, т. 151, вып. 4, 720-724

5. Алешкйна Е.Ю., 1990, Определение вариаций всемирного времени и уточнение приливного замедления Луш по оптическим наблюдениям XYIII-XX веков., Селенодезия и динамика Луш, Киев: Наукова думка," 27-32 '

6. Алешкйна Е.Ю., 1991, Определение вариаций всемирного времени на основе оптических наб.тодений XYIII-XX веков., Тезисы докладов Всесоюзного созещания "Эфемеридная астрономия и позиционные наблюдения", Ленинград, ИГА АН СССР, 69 •

2. Krasinsky G.A., Saramonova (Aleshkina) E.Yu., Sveshnlkov M.L.,5veshnlkova E.S., 1935a, Universal time, lunar tidal deceleration and relativlstlc effects frem observations of transits, eclipses and ocoultatlons in the XYIII--XX centuries, Astron. and Astrophys., 145, 90

3. Krasinsky G.A., Aleshkina E.Yu., Pltjeva E.V., Sveshnikov К.1., 1935b, Eela'ivlstlc effects from planetary and lunar observations of the XYIII-XX centuries., Proceedings of the 114th Symposium of I.AU, leningrad, 315-328

4. Алешкина Е.Ю., Красинский Г.А., Питьева E.B., Свешников М.Л., 1987, Экспериментальная проверка релятивистских зфф-ктов и оценка величины изменештя гравитационной постоянной по наблюдениям внутренних планет и Луны., Успехи физических наук, т. 151, вып. 4, 720-724

5. Алешкина Е.Й., 1990, Определение вариаций всемирного времени и уточнение приливного замедления Луны по оптическим наблюдениям XYIII-XX веков., Селенодезия и динамика Луш, Киев: Наукова думка, 27-32

6. Алешкина Е.Ю., 1991, Определение вариаций всемирного времени на основе оптических наблюдений XYIII-XX веков., Тезисы докладов Всесоюзного совещания "Эфемеркдная астрономия' и позиционные наблюдения", Ленинград, ИТА АН СССР, СО

РТП ГГ.ЯФ,зак.305,тирЛ00,уч.-113Д.л.0,9; 2/1У-1993г.

Бесплатно