Podstawy lotów kosmicznych. Część 2

Podstawy lotów kosmicznych

Rozdział 2.

System odniesienia

Współrzędne czasoprzestrzenne, zostały zdefiniowane w celu dokładnego określenia lokalizacji i ruchu obserwatora, naturalnych obiektów w Układzie Słonecznym, przemieszczania się statków kosmicznych w przestrzeni międzyplanetarnej, na orbitach planet i innych ciał niebieskich. Bez tych jednostek miary i czasu, nawigacja w Układzie Słonecznym nie byłaby możliwa.

Współrzędne geograficzne

Wielkie kręgi, które przechodzą przez zarówno północny jak i południowy biegun sfery, są nazywane południkami lub liniami długości geograficznej. Dla każdego punktu na powierzchni Ziemi można zdefiniować taki południk .

LatLong

Główny południk, od którego rozpoczyna się pomiar położenia na wschód lub zachód, nazywamy południkiem zero i przebiega on przez dawne Królewskie Obserwatorium znajdujące się w Greenwich w Anglii. Długość (południk) wyrażona jest w stopniach, minutach i sekundach kątowych, od 0 do 180 stopni w dowolnym kierunku od głównego południka. Na przykład, centrum miasta Pasadena w Kalifornii, znajduje się 118 stopni, 8 minut i 41 sekund kątowych na zachód od głównego południka: 118° 8′ 41″ W.

Punktem wyjścia do pomiaru położenia na północ lub południe na Ziemi jest równik. Jest to wielki okrąg, znajdujący się w równej odległości od biegunów ziemskich. Kręgi te są ułożone w płaszczyznach równoległych do równika i definiują pomiary północ-południe. Nazywane są równoleżnikami lub liniami szerokości geograficznej. Szerokość jest wyrażona w stopniach łuku i zaczynamy ją liczyć począwszy od równika. Centrum miasta Pasadena, znajduje się 34 stopnie, 08 minut, 44 sekund szerokości geograficznej na północ od równika: 34° 08′ 44″ N.

W całej historii nawigacji, określenie właściwej szerokości geograficznej na powierzchni Ziemi było stosunkowo łatwe. Przykładowo, na półkuli północnej, wystarczy dokonać pomiaru wysokości gwiazdy Polarnej nad horyzontem, z przybliżoną dokładnością co do jednego stopnia szerokości geograficznej. Pomiar długości, nie był jednak już tak prosty. Obliczenie długości geograficznej było sporym wyzwaniem, albowiem wymagało użycia dokładnych zegarów. John Harrison (1693-1776) opracował na tyle dobry chronometr, by w końcu udało się dokonać pomiaru długości geograficznej.Więcej na ten temat możecie przeczytać w moim poprzednim wpisie. Jeden stopień szerokości geograficznej wynosi około 111 km na powierzchni Ziemi, a podążając za definicją, jest to 60 mil morskich. Ponieważ południki zbiegają się na biegunach, długość stopnia długości geograficznej waha się od 111 km na równiku, do 0 po biegunach, gdzie długość staje się punktem.

Siatka współrzędnych geograficznych

 

Obrót i obieg

Pojecie obrotu, odnosi się do ruchu wirowego obiektu, wokół własnej osi. Natomiast pojęcie obiegu, oznacza ruch orbitalny wokół innego obiektu. Na przykład, Ziemia obraca się wokół własnej osi, tworząc przy tym 24-godzinną dobę, z kolei Ziemia obiega Słońce w czasie 365-dni, co daje rok. Satelita obiega planetę.

Obrót Ziemi

Ziemia obraca się wokół własnej osi w stosunku do Słońca co 24 godziny średniego czasu słonecznego, z nachyleniem 23.45 stopni od płaszczyzny orbity wokół Słońca. Średni czas słoneczny, jest czasem, który jest średnią zmian wywołanych przez nie-kołowy ruch Ziemi po orbicie. Jej obrót w stosunku do gwiazd „stałych” (czas gwiazdowy), jest 3 minuty 56.55 sekundy krótszy, niż średnia dnia słonecznego, odpowiednik jednego dnia słonecznego rocznie. Różnica ta jest spowodowana skutkami ruchu orbitalnego Ziemi wokół Słońca.

Precesja osi Ziemi

Siły związane z obrotem Ziemi powodują, że planeta jest nieco spłaszczona na biegunach, natomiast na równiku jest nieznacznie wybrzuszona. Grawitacja Księżyca w sposób dominujący (ale znacznie mniejszy niż grawitacja Słońca), oddziałuje na bezwład Ziemi, dążąc do przesunięcia osi Ziemi w kierunku prostopadłym do płaszczyzny jej orbity. Jednak ze względu na żyroskopowy efekt działania ruchu obrotowego naszej planety, bieguny Ziemi nie skłaniają się ku pozycji prostopadłej względem płaszczyzny orbity. Zjawisko to zwane precesją powoduje, że oś Ziemi niejako wyrysowuje koło o promieniu 23,4 stopni w stosunku do stałego punktu w przestrzeni raz na 26.000 lat. Powolne, rozciągnięte w czasie „kołysanie” Ziemi, przypominające dziecięcego, wirującego bączka zaraz przed upadkiem.

Precesja osi Ziemi na przestrzeni 26 000 lat

Precesja ziemi na przestrzeni 26 000 lat

Z powodu precesji biegunów raz na 26.000 lat, wszystkie gwiazdy i inne ciała niebieskie, wydają się przesuwać z zachodu na wschód z prędkością 0.014 stopniu każdego roku (360 stopni w 26.000 lat). Ten pozorny ruch jest głównym powodem, dla których astronomowie jak i centra kontroli lotów statków kosmicznych odnoszą się do wspólnej epoki (astronomicznej), takich jak przykładowo J2000.0. W obecnej chwili 26.000 letniego cyklu precesji Ziemi, bardzo blisko północnego bieguna niebieskiego, to jest mniej niż 1 stopień, znajduje się jasna gwiazda. Tę gwiazdę nazywamy Gwiazdą Polarną (Polaris) lub Gwiazdą Północy. Wszystkie gwiazdy tak samo jak nasze Słońce, poruszają się w przestrzeni kosmicznej. Ruch ten nazywamy ruchem własnym. W naszym galaktycznym sąsiedztwie, tylko kilka jasnych gwiazd wykazuje na tyle duży ruch własny, że jest możliwy jego pomiar w ciągu ludzkiego życia, co więcej, ich ruch nie wpływa na nawigację statków kosmicznych. Ze względu na ogromne odległości dzielące nas od gwiazd, mogą być one traktowane jako stałe punkty w przestrzeni. (Niektóre gwiazdy w centrum naszej Galaktyki, osiągają ogromne prędkości własne, ponieważ krążą bo ciasnych orbitach, blisko super masywnej czarnej dziury która się tam znajduje.)

Nutacja

Praezession.svgNa trwający 26.000 lat cykl precesji, nakładają się małe drgania osi Ziemi, których okres trwa 18,6 lat i amplitudzie 9,2 sekundy łukowej. Ten ruch nazywany jest nutacją i powodowany jest siłami pływowymi wywoływanymi przez ciągłe zmiany położenia Słońca oraz Księżyca.

 

Obieg Ziemi

Ziemia obiega Słońce w ciągu 365 dni, 6 godzin i 9 minut w odniesieniu do gwiazd, z prędkością w zakresie od 29,29 do 30,29 km/s. Powoduje to, że o cztery lata, następuje rok przestępny, kiedy to w miesiącu lutym dodajemy jeden dzień w celu wyrównania straty czasu (4 x po 6 godzin za każdy rok). Ziemia obiega Słońce po eliptycznej, nieco wydłużonej orbicie i osiąga swój najbliższy Słońcu punkt (peryhelium) w odległości 147,090,000 km i ma to miejsce 4 stycznia każdego roku. Natomiast punkt, kiedy Ziemia znajduje się najdalej od Słońca (Aphelium), następuje sześć miesięcy później, w odległości 152,100,000 km.

Krótkookresowy ruch biegunów

Oprócz ruchów długookresowych, oś obrotu Ziemi oraz jej dwa bieguny, wykazują krótsze okresowe ruchy. Jeden z nich, nazwany falowaniem Chandler’a, jest nutacją z okresem około 435 dni. Daje się też obserwować ruch kołowy biegunów na przestrzeni około jednego roku, oraz stały dryf w kierunku zachodnim, spowodowany ruchami cieczy w płaszczu Ziemi oraz na jej powierzchni. Ruchy te są śledzone przez centrum IERS.

polhody

Obrotowy ruch biegunów Ziemi od 2001 do 2006 roku i średnie położenie bieguna od roku 1900 do 2000. Podane w jednostkach milisekund łuku. Zdjęcie dzięki uprzejmości Centrum Orientacja IERS Ziemi.


Epoki

Obserwacje otaczającego nas Wszechświata prowadzone z Ziemi powodują, że wiedza o jej naturalnych ruchach jest niezbędna, do ich precyzyjnego zrozumienia i weryfikacji. Jak opisano powyżej, nasza planeta obraca się wokół własnej osi w cyklu dobowym, oraz okrąża Słońce w cyklu rocznym. Jej oś poddana jest precesji i nutacji. Nawet „stałe” gwiazdy poruszają się swoim ruchem własnym. Biorąc pod uwagę powyższe zmienne, niezbędnym jest, aby używać systemu odniesienia, który będzie stały i niezmienny. Spowodowało to przyjęcie pojęcia epoki (astronomicznej), jako punktu w czasie, będącego stanem nieba w wybranym dniu i godzinie. Obecnie najnowszą przyjętą taka epoką, jest J2000.0, czyli stan otaczającej nas przestrzeni w dniu 1 stycznia roku 2000 o godzinie 12:00 czasu uniwersalnego. Aby ułatwić zrozumienie tego pojęcia, należy wyobrazić sobie otaczająca nas przestrzeń kosmiczną wraz z nami samymi, jako migawkę w czasie – zdjęcie, względem którego dokonywane są wszelkie późniejsze obliczenia. Epoka ta, jest odnośnikiem dla lokalizowania gwiazd, planet, sond kosmicznych oraz pozostałych obiektów kosmicznych. Przedrostek „J” oznacza epokę Juliańską (rok Juliański), gdzie rok trwa 365.25 dnia. Tylko 26.000 część cyklu precesji/nutacji jest uważana, określając średnią równika i równonocy dla epoki. Ostatnią poprzednio używaną epoką, była B1950.0, dla której średni równik i równonoc były przyjęte dla 31 grudnia 1949 roku o godzinie 22:09 czasu uniwersalnego. Przedrostek”B” oznaczał epokę besseliańską czyli fikcyjny rok słoneczny wprowadzony przez F.W. Bessell’a w XIX wieku. Dostępne są równania dla interpretacji danych w oparciu o epoki przeszłe i teraźniejsze.

Zrozumienie

Całościowe zrozumienie ruchu Ziemi, czyli obrotu wokół własnej osi, precesję, nutację, krótkoterminowe ruchy biegunów i obieg wokół Słońca, oraz dodatkowo wiedza o miejscu przebywania obserwatora na podstawie szerokości i długości geograficznej, umożliwia dokonanie precyzyjnych pomiarów ciał niebieskich na nieboskłonie. Przykładowo, aby zmierzyć dokładną prędkość lecącego statku kosmicznego w kierunku Saturna, trzeba dokładnie znać swoje miejsce na powierzchni Ziemi, następnie dokonać pomiaru prędkości statku, po czym odjąć ruch Ziemi od dokonanego pomiaru, aby uzyskać faktyczną prędkość statku kosmicznego. To samo dotyczy sytuacji, kiedy starasz się zmierzyć ruch własny odległej gwiazdy, lub subtelne kołysanie danej gwiazdy, aby odkryć jej układ planetarny.

Sfera niebieska

W celu opisania położenia obiektów na niebie, posługujemy się pojęciem sfery niebieskiej, posiadającej nieskończony promień. Centrum Ziemi jest środkiem owej sfery niebieskiej. Zarówno jej bieguny jak i równik, są zbieżne z ziemskimi, tak jak widać to na rysunku obok. Możemy określić dokładną lokalizację obiektów znajdujących się na sferze niebieskiej, przez podanie niebiańskiego odpowiednika ich szerokości i długości geograficznej.

Punkt na sferze niebieskiej znajdujący się dokładnie nad obserwatorem nazywamy zenitem. Wyimaginowany łuk przechodzącego przez bieguny sfery niebieskiej oraz zenit, nazywamy południkiem obserwatora. Nadir jest punktem leżącym po przeciwnej stronie zenitu, czyli niejako dokładnie pod nogami obserwatora.

Deklinacja i Rektascensja

Deklinacja (DEC) na sferze niebieskiej (niebie), jest odpowiednikiem ziemskiej szerokości geograficznej i jest wyrażona w stopniach, tak samo  jak długość i szerokość. Dla DEC symbole + i – odnoszą się odpowiednio do północnej i południowej części sfery niebieskiej. Równik niebieski wynosi 0 ° DEC, a bieguny + 90 ° i -90 °.

Rektascensja (RA) jest to niebiański odpowiednik ziemskiej długości geograficznej. Rektascensja może być wyrażone w stopniach, ale częściej stosowanym zapisem, jest podawanie jej w godzinach, minutach i sekundach czasu. Ziemia obraca się o 360 ° w ciągu 24 godzin lub 15 ° w ciągu jednej godziny. Więc godzina RA jest równa 15 ° obrotu nieba. Początkowy punkt dla obliczenia tej współrzędnej znajduje się w punkcie przecięcia ziemskiego równika z ekliptyką w punkcie równonocy wiosennej.

Kolejną ważną cechą sfery niebieskiej jest płaszczyzna ekliptyki. Jest to płaszczyzna, w której Ziemia obiega Słońce i jest odchylona pod kątem 23,4 ° od równika niebieskiego. Po tej wielkiej płaszczyźnie w zdecydowanej większości krążą planety Układu Słonecznego oraz Słońce. Swą nazwę ekliptyka wzięła od zaćmień (ang. eclipse) Słońca powodowanych przez Księżyc.

ra_and_dec_demo_animation_small

Punkt zerowy RA, jest jednym z dwóch punktów, w którym ekliptyka przecina koło równika niebieskiego. Jest zdefiniowana jako punkt, w którym Słońce przecina na półkuli północnej zaczynają wiosnę: równonocy wiosennej, znany również jako pierwszy punkt Barana, często oznaczone symbolem barana. Deklinacja i Rektascensja obiektu, to współrzędne, które są w stanie określić pozycje każdego obiektu na sferze niebieskiej w taki sam sposób, jak szerokość i długość geograficzna dla każdego miejsca na powierzchni Ziemi. Na przykład, bardzo jasna gwiazda Syriusz posiada współrzędne 6 h 45 min RA,  -16 ° 43 ‚DEC.

Międzynarodowy Niebieski System Odniesienia

Icrs (ICRS) jest podstawowym niebiański układ odniesienia, który został przyjęty przez Międzynarodową Unia Astronomiczna (IAU), dla precyzyjnego pozycjonowania obiektów w przestrzeni kosmicznej. Jego zadaniem, jest precyzyjne określanie położenia i ruchu ciał niebieskich. Współrzędne RA i DEC można przełożyć na  system ICRS, który jest kompatybilny z systemem J2000.0 (punkt w czasie przypadający na 01.01.2000 roku, godzina 12 czasu ziemskiego, który jest odniesieniem utworzonym przez ICRS i nosi nazwę Międzynarodowy Niebieski Układ Odniesienia (ICRF).

Radioteleskop paralaktyczny oraz azymutalny

Zanim będziesz mógł korzystać ze współrzędnych RA i DEC w celu wskazania obiektu na niebie, musisz wiedzieć gdzie współrzędna RA jest właściwa dla twojego położenia, ponieważ rotująca  Ziemia niezmiennie powoduje pozorny ruch gwiazd (oraz ich współrzędną RA) na twoim horyzoncie. Jeżeli współrzędna RA obiektu znajduje się dokładnie prostopadle do obserwatora znajdującego się na Ziemi, wtedy nie ma potrzeby użycia współrzędnej RA. Natomiast zdarza się to rzadko i wtedy niezbędna jest nam współrzędna RA, którą wyrażamy w godzinach kątowych (HA hour angle) i  jest ona mierzona w godzinach, minutach i sekundach na wschód, wzdłuż równika niebieskiego od południka obserwatora do punktu RA obiektu. W efekcie HA oznacza RA dla danej lokalizacji i pory dnia. HA wynosi  zero, gdy obiekt jest na południku na którym znajduje się obserwator.

Starsze radioteleskopy były projektowane z jedną mechaniczną osią, która była równoległa do osi Ziemi. Aby śledzić statek poruszający się w przestrzeni kosmicznej, teleskop zwracał się do statku kosmicznego dzięki współrzędnym HA i DEC, a następnie przez resztę czasu śledzenia obiektu, wystarczyło obrócić o wartość  HA nachyloną oś  (zwana osią polarną), w czasie obrotu Ziemi. Ten rodzaj montażu jest nazywany paralaktycznym i najczęściej jest używany w teleskopach optycznych. Taka konstrukcja sprawdza się przy względnie niedużych instrumentach obserwacyjnych, ale nie nadaje się do bardzo ciężkich konstrukcji, ponieważ ruchome części muszą wytrzymać duże obciążenia powodujące nierównomierne odkształcenia. W takiej konstrukcji wymagane jest stosowanie przeciwwagi (ustalenie współrzędnej HA) dla czaszy teleskopu, która jest równie ciężka jak sama czasza. Powoduje to dodatkowe obciążenia dla łożyska (pracującego przy ustalaniu współrzędnej DEC). Co więcej, sama struktura samego teleskopu musi być zaprojektowana specjalnie dla jego lokalizacji, ponieważ kąty pod jakimi poruszają się ruchome części teleskopu, zależą od szerokości geograficznej. Ten obraz pokazuje pierwszą antenę Deep Space Network (DSN) zainstalowaną  w Canberra, Australia. W centrum zdjęcia, znajduje się oś polarna, która stanowi oś dużego, centralnego koła anteny. Przedstawiona tu antena HA-DEC nie jest już używana, nie jest też bliźniaczą, znajdującą się w Madrycie anteną DSN. Jej odpowiednik znajdujący się w Goldstone w Kalifornii,  został przerobiony na radioteleskopu przeznaczony do celów edukacyjnych.

montaze_eq_vs_az

Z czasem pojawiały się coraz większe czasze teleskopów DSN, które wymagały prostszej konstrukcji. Rozwiązaniem problemu okazał się montaż azymutalny. Konstrukcja ta powoduje symetryczne obciążenia mechaniczne, co jest mniej uciążliwe dla konstruktorów oraz tańsze w budowie oraz utrzymaniu. Odszukanie punktu na niebie następuje przez podanie wartości elewacji (EL) nad horyzontem w stopniach, oraz azymutu (AZ) również w stopniach liczonych w prawo (w kierunku wschodnim). Współrzędne te pochodzą z komputera, który przelicza współrzędne RA i DEC. Dopiero rewolucja informatyczna pozwoliła na zastosowanie prostszych konstrukcji teleskopów, wymagających obliczenia dużej ilości danych w krótkim czasie .

W systemie AZ-EL (azymutalnym) w dowolnym miejscu na Ziemi, wschód wynosi 90 stopni AZ, natomiast połowa wysokości (ELevation) lub wysokości (ALTitude), będzie wynosić 45 stopni. AZ-EL i ALT-AZ są po prostu różnymi nazwami dla tego samego systemu referencyjnego. Wysokość ALT  jest tym samym co pomiar elewacji.

Obraz po prawej stronie pokazuje 70-cio metrową antenę DSN znajdującą się w Goldstone. Jest ona ponad dwukrotnie większa niż znajdująca się w Australii antena HA-DEC przedstawiona powyżej. Na zdjęciu antena jest ustawiona około 10 ° EL (niemal równolegle do powierzchni ziemi). Łożysko EL znajduje się na wierzchołku trójkątnego wspornika, widocznego w pobliżu prawego środka obrazu. Cała konstrukcja obraca się w prawo lub w lewo (azymutalnie AZ) na szczycie dużego, cylindrycznego cokołu. Czasza teleskopu na zdjęciu jest zwrócona na wschód (azymut około 90 °) i prawdopodobnie zaczyna śledzić odległy statek kosmiczny, jak pojawił się nad horyzontem pustyni. Wszystkie nowo zaprojektowane radioteleskopy korzystają z systemu AZ-EL.

Anteny  XY (montaż Dobsona)

Aby dopełnić nasz przegląd systemów montażu anten DSN (w tym sterowanych radioteleskopów , nienależących do DSN), musimy opisać montaż  XY. Tak samo jak w konfiguracji  AZ-EL, mocowanie XY posiada również dwie prostopadłe osie. Przyglądając się zdjęciu teleskopu DSS16 (kliknij obraz dla większego  widoku) można zobaczyć, że nie może on jednak obracać się bezpośrednio w azymucie tak jak anteny AZ-EL (ALT-AZ). Pomimo tego, mocowanie XY ma zasadniczą przewagę nad mocowaniem AZ-EL. Jego największą zaletą, jest możliwość swobodnego ruch czaszy z pozycji równoległej do powierzchni Ziemi, aż pionowo w górę patrząc centralnie w zenit. Ruch czaszy następuje bez żadnych problemów związanych z okablowaniem teleskopu. Jedną z anten posiadających ten typ montażu, jest DSN Antena DSS16 znajdująca się w Goldstone.

Inną zaletą jest brak problemu martwych obszarów na niebie. Takie obszary to miejsca gdzie antena nie może śledzić statku kosmicznego. Wyobraźmy sobie antenę AZ-EL, taką jak na 70-cio metrowa DSS opisana powyżej. Jeżeli sonda miała by przejść bezpośrednio nad czaszą, antena AZ-EL musiałaby wznosić się do góry, aż do momentu gdy osiągnęłaby zenit (wychylenie pod kątem 90°). W tym momencie, kiedy sonda znalazłaby się w zenicie, antena musiałaby szybko wykonać obrót o 180° po azymucie. Po wykonaniu obrotu, czasza anteny nadal śledziłaby sondę stopniowo obniżając się. Niestety taki obrót w antenach AZ-EL jest bardzo powolny, co spowodowałoby przerwę w łączności z sondą, co więcej anteny AZ-EL w DSN nie są zaprojektowane, aby być w stanie podnieść czaszę anteny w zenit o 90° (max. 88°), czy więcej, ponad kąt prosty w celu nieprzerwanego śledzenia. Dla anten HA-DEC, martwy obszar jest dość duży i na półkuli północnej, koncentruje się w pobliżu gwiazdy polarnej. Aby śledzić obiekty znajdujące się w tym obszarze, antena musiałaby obrócić się bardzo szybko.

Antena XY jest pod względem budowy podobna do starej anteny HA-DEC, lecz  jej „oś polarna” niekoniecznie jest zorientowana zgodnie z jej typowym, północnym kierunkiem. Antena XY jest usytuowana w taki sposób, że jej martwe pola (posiada dwa), znajdują się są na wschodnim i zachodnim horyzoncie. Umożliwia to śledzenie obiektów niemal na całym niebie, bez konieczności wychylania czaszy o duże wartości kątowe. Antena taka może swobodnie operować w zenicie i jego rejonach. Pierwsze anteny w konfiguracji XY, zostały zbudowane w celu śledzenia sztucznych satelitów Ziemi, które często przelatują nam „nad głowami”. Satelity krążące wokół Ziemi, są w większości ustawione na orbitach o inklinacjach powodujących unikanie obszarów, znajdujących się poza zasięgiem naziemnych anten. Międzyplanetarne sondy zazwyczaj nie przelatują w wysokich szerokościach geograficznych Ziemi. W zdecydowanej większości, poruszają się w pobliżu płaszczyzny ekliptyki. Oczywiście anteny XY, można również stosować do komunikacji z sondami międzyplanetarnymi, ale w sieci radioteleskopów DSN, znajdują się tylko dwa teleskopy XY o średnicy 26 metrów, znacznie mniejsze niż większość innych stacji DSN a więc nieprzydatne dla większości sond międzyplanetarnych.

Format czasu

We różnorakich misjach kosmicznych, używanych jest kilka formatów w jakich prezentowany jest czas:

  • UTC, (Uniwersalny Czas Koordynowany/  Coordinated Universal Time) jest na całym świecie standardem, w jakim jest mierzony pomiaru czasu przez ośrodki naukowe. Jest on oparty na wysoce precyzyjnych i stabilnych zegarach atomowych. Odstępstwa czasowe nie wynoszą więcej niż  około 100 pikosekund dziennie. Dodanie lub odjęcie sekund przestępnych, następuje dwukrotnie w roku i jest to przypadki spowodowane zaburzeniami w rotacji Ziemi. UTC jest używany między innymi przez astronomów, nawigatorów  oraz The Deep Space Network (DSN). Punktem odniesienia jest południk zero w miejscowości Greenwich w Anglii, zegarowa północ (00:00:00). Forma ta często jest nazywana także czasem Zulu (Zulu Time).  

  • UT, (Czas Uniwersalny/ Universal Time), wcześniej nazywany Greenwich Mean Time, GMT. Opiera się on na średnim czasie słonecznym. Średni czas słoneczny różni się od prawdziwego czasu słonecznego, a jest to spowodowane niekołową orbitą Ziemi (zmienna prędkość na orbicie)  oraz jej nachyleniem względem ekliptyki. Czas Uniwersalny nie jest aktualizowany na bieżąco o sekundy przestępne jak ma to miejsce w UTC. Punktem odniesienia jest także południk zero w Greenwich, w Anglii o godzinie dwunastej w  południe (12:00:00) UT.

    W dalszym ciągu możemy się spotkać z przestarzałym formatem czasu, który nadal jest w użyciu. Spotyka się odniesienia do UT lub GMT nawet w obecnie trwających misjach i jest to spowodowane użyciem tych formatów w misjach zaprojektowanych w przeszłości, które nadal trwają.

  • Czas lokalny jest to UT dostosowany do danego miejsca na Ziemi w poszczególnych strefach czasowych. Punktem odniesienia jest czyjaś lokalizacja w danej chwili. Przykładowo, dla godziny 12:00:00 w południe czasu pacyficznego w JPL, to w tej samej chwili jest godzina 20:00:00 według UTC, oraz 13:00:00 Czasu górskiego w Denver, Colorado. Wiele państw co roku zmienia czas pomiędzy czasem standardowym a czasem letnim (patrz niżej). Czas lokalny jest również ustalany  na innych planetach według potrzeb.

Czas lokalny na innych planetach jest obliczany w podobny sposób jak ma to miejsce na Ziemi, czyli odpowiednik odległości Słońca od południka. Przykładowo dla planety, która obraca się wolniej niż Ziemia, Słońce na jej niebie o godzinie 1:00 lokalnego czasu, potrzebowałoby ponad jedną, ziemską godzinę, alby znaleźć się na niebie o godzinie 2:00 czasu lokalnego. Około 11:30 lub 12:30 w określonym miejscu na Wenus, Słońce byłoby niemal w zenicie. O godzinie 5:00 po południu w określonym miejscu na Marsie, słońce będzie znajdować się nisko na zachodzie tej planety.

  • TRM, jest to czas UTC wykonania transmisji danych z Ziemi.

  • OWLT, ( One-Way Light Time) jest to czas jaki potrzebuje światło lub sygnał radiowy, aby dotrzeć z Ziemi do sondy kosmicznej (i vice versa). Znajomość OWLT, jest obliczana z dokładnością do milisekund. OWLT zmienia się wraz ze zmianą odległości obiektu od Ziemi. Punktami odniesienia są środek Ziemi oraz środek obiektu z którym chcemy nawiązać łączność.

  • SCET, (Spacecraft Event Time) jest to czas UTC i jest obliczany na pokładzie sondy. Jest  on równy TRM+OWLT. ERT wynosi SCET+OWLT.

  • SCLK, (Spacecraft Clock) jest wartością licznika znajdującego się na pokładzie sondy. Szerzej opisany jest w rozdziale 11. SCLK jest bezpośrednio powiązany z SCET. Jest to najlepszy możliwy sposób oszacowania wartości SCET. SCLK nie jest wartością stałą i niezmienną jak ma to miejsce w UTC obliczanym na pokładzie sondy. Jego jednostka miary jest inna niż SCET.

  • RTLT, (Round-Trip Light Time) to czas, jaki jest potrzebny aby wysłany z Ziemi sygnał dotarł do obiektu, został natychmiast odesłany lub od niego odbity i powrócił do nadajnika. Czas ten w przybliżeniu wynosi 2 x OWLT. Trzeba mieć na uwadze, że sygnał w każdą stronę pokonuje nieco inny dystans ze względu na ciągły ruch Ziemi oraz obiektu do którego został wysłany i odbity.

     

    Dla porównania RTLT z Ziemi do Księżyca wynosi około 3 sekund, do Słońca, około 17 minut. RTLT dla Voyager’a 1, wynosi do grudnia 2012  ponad 34 godzin i zwiększa się średnio o  godzinę rocznie!

  • ERT, (Earth-Received Time) jest czsem UTC zdarzenia odebranym na Ziemi przez stacje DSN.

    time

  • DT, (Dynamical Time) zastąpił czas efemeryd ET, jako niezależny argument w teoriach dynamicznych i efemerydach. Jego jednostka długości opiera się na ruchach orbity Ziemi, Księżyca i planet. DT posiada dwa wyrażenia, czas ziemski TT, (lub Lądowy Czas Dynamiczny TDT) oraz Barycentryczny Czas Dynamiczny TDB. Bardzo często w obecnie działających misjach, można nadal spotkać nieaktualne odniesienia do ET, gdy zachodzi potrzeba wyrażenia w jednostkach DT.

Czas letni

Czas letni zaczyna się w większości Stanów Zjednoczonych o godzinie 2 w nocy czasu lokalnego, w drugą niedzielę marca (począwszy od 2007 roku). Powrót do czasu standardowego, następuje o godzinie 2 w nocy, w pierwszą niedzielę listopada (zwróć uwagę, że różne strefy czasowe są zmieniane w różnych momentach). Hawaje i Arizona (z wyjątkiem Navajo Nation) oraz terytoria Portoryko, Wysp Dziewiczych, Guam, Samoa Amerykańskie, nie przechodzą na czas letni, ale pozostają w czas standardowym.

W Unii Europejskiej, czas letni rozpoczyna się o godzinie 0100 UTC, w ostatnią niedzielę marca, a kończy o godzinie 0100 UTC w ostatnią niedzielę października (w UE wszystkie strefy czasowe zmieniają czas w tym samym momencie).

Sekwencja zdarzeń

Poniższy obraz jest fragmentem sekwencji zdarzeń (SOE). Możemy zobaczyć użycie poszczególnych formatów czasu UTC, ERT, TRM, OWLT, RTLT, SCET i SCLK. (SOE omówione jest w rozdziale 15.)          

soe

W pierwszej kolumnie widnieją liczby porządkowe. Kolejna kolumna określa czas ziemski UTC, następna kolumna wskazuje, czy jest to czas ERT lub TRM. Wszystko co widnieje na tej stronie jest czasem ERT. Wszelkie elementy obejmujące również nadawanie DSN, wyrażane są w TRM. W kolumnie COMMAND, opisane są polecenia, jakie są wykonywane po odczycie z pamięci komputera. W ostatniej kolumnie po prawej stronie, widnieje SCET, a następnie odpowiednia wartość SCLK, po którym komputer wykonuje polecenie.

 

Reklamy

Skomentuj

Wprowadź swoje dane lub kliknij jedną z tych ikon, aby się zalogować:

Logo WordPress.com

Komentujesz korzystając z konta WordPress.com. Wyloguj / Zmień )

Zdjęcie z Twittera

Komentujesz korzystając z konta Twitter. Wyloguj / Zmień )

Facebook photo

Komentujesz korzystając z konta Facebook. Wyloguj / Zmień )

Google+ photo

Komentujesz korzystając z konta Google+. Wyloguj / Zmień )

Connecting to %s