Большая Советская Энциклопедия (ОР) - [11]

  Для многих тел Солнечной системы, в том числе для больших планет, Луны и некоторых спутников планет, имеются уже длительные ряды наблюдений. Для вычисления по этим наблюдениям окончательной орбиты (или, как говорят, для разработки теории движения небесного тела) применяются аналитические и численные методы небесной механики.

  В результате первого этапа орбита определяется в виде конического сечения(эллипса, иногда также параболы или гиперболы), в фокусе которого находится другое (центральное) тело. Такие орбиты называются невозмущёнными или кеплеровыми, т.к. движение небесного тела по ним происходит по Кеплера законам. Шестью элементами, определяющими гелиоцентрическую невозмущённую О. н. т. Р (рис.), являются: 1) наклон орбиты к плоскости эклиптики i. Может иметь любое значение от 0 до 180°; наклон считается меньшим 90°, если для наблюдателя, находящегося в северном полюсе эклиптики, движение планеты имеет прямое направление (против часовой стрелки), и большим 90° при обратном движении. 2) Долгота узла W. Это — гелиоцентрическая долгота точки, в которой планета пересекает эклиптику, переходя из Южного полушария в Северное (восходящий узел орбиты). Долгота узла может принимать значения от 0 до 360°. 3) Большая полуось орбиты а. Иногда вместо а в качестве элемента орбиты принимается среднее суточное движение n (дуга орбиты, проходимая телом за сутки). 4) Эксцентриситет орбиты е. Если b – малая полуось орбиты, то е =

/a. Вместо эксцентриситета иногда принимают угол эксцентриситета j, который определяется соотношением sin j = е. 5) Расстояние перигелия от узла (или аргумента перигелия) w. Это гелиоцентрический угол между восходящим узлом орбиты и направлением на перигелий орбиты, измеряемый в плоскости орбиты в направлении движения планеты; может иметь любые значения от 0 до 360°. Вместо элемента w применяется также долгота перигелия p = W + w. 6) Элемент времени, т. е. эпоха (дата), в которую планета находится в определённой точке орбиты. В качестве такого элемента может служить, например, момент t, в который планета проходит перигелий. Положение планеты на орбите определяется аргументом широты и, который представляет собой угловое расстояние планеты вдоль орбиты от восходящего узла, или истинной аномалией v —угловым расстоянием планеты от перигелия. Аргумент широты меняется от 0 до 360° в направлении движения планеты. Аналогичными элементами определяются орбиты комет, Луны, спутников планет, компонентов двойных звёзд, Солнца в Галактике и др. небесных тел. Однако вместо термина «перигелий» в этих случаях употребляется или более общий термин — «перицентр», или специализированные название «перигей» (для Луны, движущейся по геоцентрической орбите), «периастр» (для компонентов двойной звезды) и т.п.

  Задача улучшения (уточнения) предварительной орбиты при помощи дополнительных наблюдений решается путём последовательных приближений. Чем больше интервал времени, охватываемый наблюдениями, тем надёжнее определяются элементы улучшенной орбиты. В реальном случае, когда действуют не только силы тяготения, но и др. (возмущающие) силы, движение небесного тела не соответствует законам Кеплера. Однако отклонение движения от невозмущённого невелико и поэтому его описывают формулами невозмущённого движения, но при этом предполагают, что элементы орбиты не сохраняют постоянные значения, а изменяются с течением времени. Т. о. реальная орбита рассматривается как огибающая семейства непрерывно изменяющихся кеплеровых орбит; при этом в каждый момент времени положение и скорость небесного тела на реальной орбите совпадают со значениями положения и скорости, которые небесное тело имело бы, двигаясь по кеплеровой орбите с элементами, вычисленными именно для этого момента. Орбита, определённая таким методом для заданного момента времени t, называется оскулирующей орбитой, а момент t —эпохой оскуляции. Оскулирующая орбита непрерывно изменяет своё положение в пространстве и форму.

  Метод определения первоначальной параболической орбиты был разработан Г. Ольберсом (1797), а эллиптической — К. Гауссом (1809). Методам улучшения орбит и определения окончательных орбит были посвящены многочисленные работы в 19—20 вв. Элементы орбит планет, малых планет, комет регулярно публикуются в астрономических ежегодниках и др. изданиях.

  Классические методы небесной механики с успехом применяются также и для вычисления орбит искусственных спутников Земли (ИСЗ). В этом случае учитываются вековые изменения большой полуоси орбиты, долготы узла и аргумента широты, вызываемые тормозящим воздействием атмосферы, несферичностью Земли, а в некоторых случаях и световым давлением Солнца. Радиотехнические, радиолокационные и лазерные дальномерные методы наблюдений ИСЗ позволяют непосредственно определять расстояния до спутника и его радиальную скорость. Аналогичные методы наблюдений применяются и к естественным небесным телам (например, радиолокация Венеры и Марса, лазерная локация Луны). Поэтому в середине 20 в. разработаны новые способы определения орбит, специально приспособленные для наблюдений, выполненных современными техническими средствами.