大地测量学基础(第2章 天文大地测量+2012.02.13)课件
1,从不同的角度，地球的运转可分为四类：,一、地球运动：,太阳系在银河系中的运动,绕太阳旋转（公转）,地球的自转（周日视运动）,2,地球的公转：开普勒三大运动定律： 运动的轨迹是椭圆，太阳位于其椭圆的一个焦点上； 在单位时间内扫过的面积相等； 运动的周期的平方与轨道的长半轴的立方的比为常数。,3,地球的自转： (1) 地轴方向相对于空间的变化（岁差和章动） 地球自转轴在空间的变化，是日月引力的共同结果。假设月球的引力及其运行轨道是固定不变的,由于日、月等天体的影响，地球的旋转轴在空间围绕黄极发生缓慢旋转，类似于旋转陀螺，形成一个倒圆锥体（见下图），其锥角等于黄赤交角=23.5 ，旋转周期为26000年，这种运动称为岁差，是地轴方向相对于空间的长周期运动。岁差使春分点每年向西移动50.3 ,4,5,月球绕地球旋转的轨道称为白道，月球运行的轨道与月的之间距离是不断变化的，使得月球引力产生的大小和方向不断变化，从而导致北天极在天球上绕黄极旋转的轨道不是平滑的小园，而是类似园的波浪曲线运动，即地球旋转轴在岁差的基础上叠加周期为18.6年，且振幅为9.21的短周期运动。这种现象称为章动。 考虑岁差和章动的共同影响：真旋转轴、瞬时真天极、真天球赤道、瞬时真春分点。 考虑岁差的影响：瞬时平天极、瞬时平天球赤道、瞬时平春分点。,6,(2)地轴相对于地球本身相对位置变化（极移） 地球自转轴存在相对于地球体自身内部结构的相对位置变化，从而导致极点在地球表面上的位置随时间而变化，这种现象称为极移。 某一观测瞬间地球极所在的位置称为瞬时极，某段时间内地极的平均位置称为平极。地球极点的变化，导致地面点的纬度发生变化。 天文联合会(IAU)和大地测量与地球物理联合会(IUGG) 建议采用国际上5个纬度服务(ILS)站以19001905年的平均纬度所确定的平极作为基准点，通常称为国际协议原点CIO (Conventional International Origin),7,国际极移服务 ( IPMS ) 和国际时间局( BIH )等机构分别用不同的方法得到地极原点。 与CIO相应的地球赤道面称为平赤道面或协议赤道面 。,8,(3)地球自转速度变化（日长变化） 地球自转不是均匀的，存在着多种短周期变化和长期变化，短周期变化是由于地球周期性潮汐影响，长期变化表现为地球自转速度缓慢变小。地球的自转速度变化，导致日长的视扰动和缓慢变长，从而使以地球自转为基准的时间尺度产生变化。 描述上述三种地球自转运动规律的参数称为地球定向参数 (EOP)，描述地球自转速度变化的参数和描述极移的参数称为地球自转参数(ERP)，EOP 即为 ERP 加上岁差和章动，其数值可以在国际地球旋转服务(IERS)网站( )上得到。,9,二、天球的基本概念 所谓天球，是指以地球质心O为中心，半径 r为任意长度的一个假想的球体。在天文学中，通常均把天体投影到天球的球面上，并利用球面坐标来表达或研究天体的位置及天体之间的关系。 建立球面坐标系统，如图21所示.,10,11,图21 天球的概念,12,天轴与天极 地球自转轴的延伸直线为天轴，天轴与天球的交点 PN 和 PS 称为天极，其中 PN 称为北天极， PS 为南天极。 天球赤道面与天球赤道 通过地球质心 O 与天轴垂直的平面称为天球赤道面。天球赤道面与地球赤道面相重合。该赤道面与天球相交的大圆称为天球赤道。 天球子午面与子午圈 含天轴并通过任一点的平面，称为天球子午面. 天球子午面与天球相交的大园称为天球子午圈。,参考点、线、面和园,13,时圈 通过天轴的平面与天球相交的大圆均称为时圈。 黄道 地球公转的轨道面(黄道面)与天球相交的大园称为黄道。 黄道面与赤道面的夹角称为黄赤交角，约为23.5度。 黄极 通过天球中心，且垂直于黄道面的直线与天球的交点，称为黄极。其中靠近北天极的交点称为北黄极，靠近南天极的交点称为南黄极。,14,春分点与秋分点 黄道与赤道的两个交点称为春分点和秋分点。视太阳在黄道上从南半球向北半球运动时，黄道与天球赤道的交点称为春分点，用 表示。 在天文学中和研究卫星运动时，春分点和天球赤道面，是建立参考系的重要基准点和基准面 赤经与赤纬 地球的中心至天体的连线与天球赤道面的夹角称为赤纬,春分点的天球子午面与过天体的天球子午面的夹角为赤经。,15,时间的描述包括时间原点、单位（尺度）两大要素。 时间是物质运动过程的连续的表现，选择测量时间单位的基本原则是选取一种物质的运动。时间的特点是连续、均匀，故一种物质的运动也应该连续、均匀。 周期运动满足如下三项要求，可以作为计量时间的方法。 运动是连续的； 运动的周期具有足够的稳定性； 运动是可观测的。 选取的物理对象不同，时间的定义不同: 地球的自转运动、地球的公转、物质的振动等。,三、时间系统,16,恒星时(ST) 以春分点作为基本参考点，由春分点周日视运动确定的时间，称为恒星时。 春分点连续两次经过同一子午圈上中天的时间间隔为一个恒星日，分为24个恒星时。 某一地点的地方恒星时，在数值上等于春分点相 对于这一地方子午圈的时角： 地方真恒星时、平恒星时、格林尼治真恒星时、 格林尼治平恒星时之间的关系： ,17,平太阳时MT 以真太阳作为基本参考点，由其周日视运动确定的时间，称为真太阳时。一个真太阳日就是真太阳连续两次经过某地的上中天（上子午圈）所经历的时间。 地球绕太阳公转的速度不均匀。近日点快、远日点慢。真太阳日在近日点最长、远日点最短。 假设以平太阳作为参考点，其速度等于真太阳周年运动的平均速度。平太阳连续两次经过同一子午圈的时间间隔，称为一个平太阳日,18,平太阳日是以平子夜的瞬时作为时间的起算零点，如果LAMT 表示平太阳时角，则某地的平太阳时 MT = LAMT + 12 (平子夜与平正午差12小时） 世界时UT： 以格林尼治平子夜为零时起算的平太阳时称为世界时。 UT = GAMT + 12 GAMT 代表格林尼治平太阳时角。,19,未经任何改正的世界时表示为UT0，经过极移改正的世界时表示为UT1，进一步经过地球自转速度的季节性改正后的世界时表示为UT2。 UT1=UT0+, UT2=UT1+T 历书时ET与力学时 DT 由于地球自转速度不均匀，导致用其测得的时间不均匀。1958年第10届IAU决定，自1960年起开始以地球公转运动为基准的历书时来量度时间，用历书时系统代替世界时。 历书时的秒长规定为1900年1月1日12时整回归年长度的131556925.9747,20,在天文学中，天体的星历是根据天体动力学理论建立的运动方程而编写的，其中采用的独立变量是时间参数T,其变量被定义为力学时，力学时是均匀的。 参考点不同，力学时分为两种： 1) 太阳系质心力学时TDB 2) 地球质心力学时TDT TDT和TDB可以看作是ET分别在两个坐标系中的实现，TDT代替了过去的ET 地球质心力学时的基本单位国际秒制，与原子时的尺度相同。IGU规定：1977年1月1日原子时（TAI) 0时与地球力学时严格对应为： TDT=TAI+32.184,21,原子时(AT) 原子时是一种以原子谐振信号周期为标准。原子时的基本单位是原子时秒，定义为：在零磁场下，位于海平面的铯原子基态两个超精细能级间跃迁辐射192631770周所持续的时间为原子时秒，规定为国际单位制中的时间单位。 原子时的原点定义：1958年1月1日UT2的0时。 AT=UT20.0039(s) 地球自转的不均性，原子时与世界时的误差逐年积累。,22,协调世界时(UTC) 原子时与地球自转没有直接联系，由于地球自转速度长期变慢的趋势，原子时与世界时的差异将逐渐变大，秒长不等，大约每年相差1秒，便于日常使用，协调好两者的关系，建立以原子时秒长为计量单位、在时刻上与平太阳时之差小于0.9秒的时间系统，称之为世界协调时(UTC)。 当大于0.9秒，采用12月31日或6月30日调秒。调秒由国际计量局来确定公布。 世界各国发布的时号均以UTC为准。 TAI=UTC+1n(秒）,23,GPS时间系统 时间的计量对于卫星定轨、地面点与卫星之间距离测量至关重要，精确定时设备是导航定位卫星的重要组成部分。 GPS的时间系统采用基于美国海军观测实验室USNO维持的原子时称为GPST，它与国际原子的原点不同，瞬时相差一常量： TAIGPST=19(s) GPST的起点，规定1980年1月6日0时GPS与UTC相等。,24,四、天文测量 通过观测太阳或其他恒星位置以确定地面点的经度、纬度和至某点天文方位角的测量方法。 由于地球和天体处于运动之中，所以必须精确测定观测时刻的时间。 某天体在某时刻在天球上的位置应当是已知的，一般可由已经多年天文观测资料推算。,25,26,27,第一赤道坐标系（时角坐标系） 以天球赤道和过天顶（地方）天球子午线为基准面；用（赤纬 +时角）表示。 注意：时角与地球自转有关。 第二赤道坐标系 以天球赤道和过春分点的天球子午线为基准面；用（赤纬 +赤经）表示。 注意：赤经与地球自转无关。,28,时 角： 一个天体的时角表示该天体是否通过了当地的子午圈(中天)。其数值则表示了该天体与当地子午圈的角距离，并借用时间的单位，以小时来计量(1HA = 15度)。 例如：一个天体的时角是2.5HA，就表示他已经在2.5个小时之前通过当地的子午圈，并且在当地子午圈的西方37.5度的距离上。负数则表示在多少小时之后将通过当地的子午圈。当然，当时角为0时的意思就是这个天体就在当地的子午圈上。,29,测站恒星时：S = + t 钟面时：S L= S S = + t S,1、测站的天文经度等于测站与格林威治天文台在同一瞬间同类正确时刻之差。,30,2、天文纬度测量基本原理,铅锤线与天球赤道面的交角等于测站纬度。, = i+/- Zi,31,3、天文方位角测量基本原理,天文方位角：通过测站和目标（B）的铅锤面与测站天球子午面之间的夹角。,32,aN = AN + (Rb - R),Cos(AN) =,sin( )cos(t)- cos( )tan( ) sin（t）,恒星方位角,B目标水平读盘读数,恒星水平读盘读数,t= s +u - ,33,垂线偏差的基本概念 大地坐标同天文坐标的区别主要是由同一点的法线和垂线不一致，亦即由垂线偏差引起的。 地面一点上的重力向量g和相应椭球面上的法线向量 n之间的夹角定义为该点的垂线偏差。很显然，根据所采用的椭球不同可分为绝对垂线偏差及相对垂线偏差，垂线同总地球椭球(或参考椭球)法线构成的角度称为绝对(或相对)垂线偏差，它们统称为天文大地垂线偏差。,4、天文大地坐标转变为椭球大地坐标,34,图中，u是垂线偏差，、分别是u在子午圈和卯酉圈上的分量,4、天文大地坐标转变为椭球大地坐标,35,1) 在球面直角三角形Z1Z2P中利用球面正弦定理可得：,2) 在球面直角三角形Z1Z2P中利用球面余切定理可得：,即,可见，通过垂线偏差把天文坐标和大地坐标联系起来，从而实现两种坐标的转换。,36,3）、天文天顶距Z0与大地天顶距Z的归算公式： 由半边差公式有：,4）、拉普拉斯方程：天文方位角的归算公式 由半角和公式 有：,
