Гринвичское время и открытие долготы

Хауз Дерек

Предположение Вернера о том, что положение Луны на небе не зависит от географического положения наблюдателя, ошибочно. Штурману обычно приходилось прибегать к довольно утомительным арифметическим вычислениям, чтобы учесть параллакс и различные рефракционные эффекты, влияющие на видимые положения двух небесных тел, имеющих разные высоты. Теоретически метод Вернера был обоснован, хотя для выполнения практической работы требовались следующие условия: знание точных положений звезд относительно друг друга; возможность заранее предсказывать положение Луны по отношению к звездам (эти предсказанные положения штурман должен иметь перед отправлением в плавание, которое может продолжаться несколько лет), а также инструмент для проведения наблюдений с требуемой степенью точности. Прошло 250 лет, прежде чем эти требования удалось удовлетворить.

Возможность

практического применения метода лунных расстояний была получена в 1760-х гг., когда с публикацией «Морского альманаха» было обеспечено выполнение первых двух условий. В альманахе приводились таблицы расстояний от Луны до Солнца и некоторых зодиакальных звезд на каждые три часа для всего года. Третье условие было выполнено с изобретением секстанта. Короче говоря, при использовании метода лунных расстояний было необходимо произвести три одновременных или почти одновременных наблюдения: углового расстояния между Луной и звездой или Солнцем, высоты Луны и высоты звезды или Солнца; время при этом должно было отсчитываться по самым совершенным из имевшихся в то время часам. Этот метод успешно мог применяться при полностью видимом горизонте (в дневное время или в сумерки), но это условие было не столь существенно, так как при наблюдениях высот не требовалась слишком высокая точность - достаточно было просто хоть как-то видеть горизонт. Наблюдения и обработка результатов производились следующим образом.

А. Определение местного времени в наблюдательном пункте путем измерения высоты Солнца или звезды, лучше всего в тот же самый момент, когда измерялось лунное расстояние. Если же горизонт был закрыт, можно было воспользоваться значением высоты, определенной накануне вечером или на следующее утро, учитывая при этом сдвиг во времени. Местное время относительно просто определялось путем расчетов с применением сферической тригонометрии.

Б. Определение лунного расстояния с учетом эффектов параллакса и рефракции. Для этого существовали таблицы, но вычисления были довольно трудоемкими. В результате получали исправленное расстояние между центром Луны и центром Солнца или звезды, такое, каким его можно было бы видеть из центра Земли. Для получения этих данных и были составлены таблицы «Морского альманаха».

В. Определение гринвичского времени из наблюдений. С помощью таблиц альманаха производилась интерполяция исправленного лунного расстояния, полученного на этапе Б. Так, примерно в 04.30 астрономического времени (16.30 гражданского) 4 октября 1772 г. Уильям Уэйлс, астроном, принимавший участие в экспедиции капитана Кука по Южной Атлантике на корабле «Резолюшн», произвел по пути от Плимута к мысу Доброй Надежды четыре последовательных измерения лунных расстояний. Он наблюдал лимбы (края) Солнца и Луны и после усреднения отсчетов получил лунное расстояние 102° 26'55". Исправленное лунное расстояние (этап Б) равнялось 102°36'08". Затем после интерполирования по «Морскому альманаху», где были приведены данные для 6 и 9 ч (для Солнца на 4 октября, см. рис. 17) было определено гринвичское время наблюде-ния-6 ч 23 мин 39 с (См. статьи Комитета долготы (RGO MSS), vol. 53, f. 46, где приведены эти и другие наблюдения лунных расстояний Уэйлса за 1772 г. Описание дано в книге в виде рукописи, отпечатанной шрифтом, предложенным Маскелайном).

Г. Определение долготы по разности местного времени, найденного на этапе А, и гринвичского времени, найденного на этапе В. Таким образом, для нашего случая получаем:

что соответствует 29° 11' з. д.

(Чтобы определить, получилась ли при этом восточная или западная долгота, можно воспользоваться следующим указанием: «восточная долгота-если гринвичское время меньше; западная долгота - если гринвичское время больше». Пример воспроизведен с полной числовой точностью, но ошибка измерения лунного расстояния в 10" соответствует ошибке около 5' в долготе.)

Определение долготы по затмениям спутников Юпитера

Изобретение телескопа в самом начале XVII в. позволило обнаружить четыре ярких спутника Юпитера. Подобно нашей Луне они при вхождении в тень планеты периодически

затмевались. Галилей заметил, что если бы эти затмения можно было заранее предсказывать и точно отмечать их время, то они могли бы использоваться для определения долготы таким же образом, как это делается по затмениям Луны. Этот метод имеет дополнительное преимущество, поскольку затмения спутников Юпитера происходят гораздо чаще, а время наблюдения их много короче. Указанный метод стал интенсивно применяться для наблюдений на суше, но не нашел применения в море из-за трудностей наблюдения. В «Морском альманахе» приводились таблицы с предвычисленными моментами затмений спутников Юпитера.

Определение долготы хронометрическим методом

Этот метод, как уже отмечалось в гл. 3, стал практически возможен во второй половине XVIII в. По своему основному принципу он аналогичен методу лунных расстояний, за исключением того, что при хронометрическом методе для определения местного времени в наблюдательном пункте необходимо измерять только одну высоту небесного тела, что значительно упрощает процесс вычислений и одновременно увеличивает точность.

II. Определение времени астрономическими методами

Для астрономических целей основным является определение точного момента среднего полудня, т.е. того момента, когда среднее солнце находится в самой высокой точке небесной сферы, или кульминирует. В этот момент оно, будучи над горизонтом, пересекает меридиан наблюдателя. Интервал между двумя последовательными прохождениями средним солнцем одного и того же меридиана-это и есть средние солнечные сутки, которые можно поделить на часы, минуты и секунды с помощью какого-либо хранителя времени, например солнечных или механических часов. Среднее солнце - это фиктивное тело, принятое астрономами еще в эллинские времена, когда стало ясно, что Солнце не является совершенным хранителем времени, так как иногда оно движется немного быстрее, иногда - медленнее. Конечно, до того как были изготовлены точные часы - а это произошло всего несколько сотен лет назад, - понятие среднего солнечного времени интересовало только астрономов. В повседневной жизни пользовались истинным Солнцем - его восходом, кульминацией, заходом, - которое определяло время суток, и применяли солнечные часы, показывающие истинное солнечное время.

В этом приложении мы рассматриваем астрономические методы и поэтому будем пользоваться понятием не истинного, а среднего времени. Будучи фиктивной точкой, среднее солнце движется по небесному экватору с постоянной скоростью (тогда как истинное солнце на протяжении года движется по эклиптике неравномерно); момент среднего полудня не может быть определен непосредственно, а только путем наблюдений некоторого реального тела, в качестве которого с древних времен использовалось истинное Солнце. Момент среднего полудня можно получить с помощью уравнения времени (см. рис. 10), выражающего разность между средним и истинным солнечным временем на любой момент. Величина уравнения времени меняется в течение года в зависимости от уклонения Солнца на север или юг от небесного экватора и от расстояния между Солнцем и Землей в определенный день года. Каждый год 4 ноября, например, истинное Солнце пересекает меридиан приблизительно на 16 мин раньше наступления полудня, тогда как 2 сентября уравнение времени равняется нулю, т.е. среднее и истинное времена совпадают.

Однако использование истинного Солнца для определения точного времени затруднительно, так как провести непосредственное наблюдение Солнца нелегко и, кроме того, именно в нужный момент оно может быть закрыто облаками. Поэтому астрономы редко используют Солнце для определения времени, предпочитая вместо него наблюдать яркие звезды, положения которых известны с высокой точностью. Из наблюдений любой звезды получают звездное время, от которого всегда можно перейти к среднему солнечному времени. Положение звезды, видимой наблюдателем как точечный источник света, может быть определено очень точно. Благодаря существованию множества звезд облачная погода в гораздо меньшей степени влияет на их наблюдения, а общая точность определения времени увеличивается, поскольку за одну ночь можно наблюдать десяток и более звезд (наиболее яркие звезды с успехом можно наблюдать и в дневное время), тогда как за один день обычно невозможно провести более одного наблюдения Солнца для определения времени.