Metodos
:c I
n=2
í
[+fPn
(cos z )
donde G es la constante de gr-av taclón , z, Me, d son respectivamente la distancia cenital local, la masa y la distanciageocéntrica del astro perturbador (Sol, Luna), r la distancia geoc~ntrica del punto P(~,A,h) y Pn los polinomios de Legendre de grado n. Es suficiente considerar sólo los términos de segundo y tercer grado, n=2,3
W = G M
e [
-3 P (cos z)+ -4 P (cos
d 2 d 3
r
2
r
3
En esta expresión figuran argumentos, z,d, variables con el tiempo dependiendo de la posición del astro y delobservador. Es interesante descomponer la anterior expresión en series de funciones del tiempo puramente armónicas separando los factores G (no confundir con la constante de gravitación) que dependen de la posición del observador y los M que dependen de la posición del astro perturbador (en general de la configuración Sol-Luna-Tierra), expresando los primeros en funcion de las coordenadas ~,A,h del punto ylos segundos en función de los elementos astronómicos habituales (por ejemplo los T,s,h,p,N' ,Pl de Doodsonl. Tal desarrollo fue establecido por Doodson en serie de términos armónicos de grado n y orden m. En este desarrollo los coeficientes geodésicos G son comunes para los términos correspondientes al mismo grado (n=2,3) y para la misma familia de Laplace de marea: largo periodo (m=O), diurnas(m=L) , semidiurnas (m=2) y terciodiurnas (m=3). De este modo expresamos:
3 3 ( 1)
W=
n=2 m=O
L L Gnm Mnm
Para evitar complicar los cálculos con términos reales/complejos trasladaremos la longitud de estación i\ de modo que no aparezca en los términos geodésicos sino en los astronómicos. Los coeficientes G20= G 21 geodésicos
+
Gnm vienen dados por (Melchior.
(1- 3 sen
t/J1983):
nn-)
2
t/J
)
= O(r) sen 2
G
22
= Dt r-)
cos21/J sen sen sen
t/J
r G = 1. 11803 O(r) 30 a r G = 0.72618 D(r) 31 a r G = 2.59808 Dí r-) a 32 r 31/J cos G = Oír} a 33 siendo: Oír) a = semi eJe ecuatorial
t/J
2 (3- 5 sen t/J) 2 (1- 5 sen t/J)
t/J
(2)
t/J
cos2t/J
G M
e
(3) terrestre
del elipsoide
latitud geocéntrica. dada por: tg t/J =(1-e2) tg ~
e ~= a c
= =
excentricidad
del elipsoide h a
terrestre
1 - e sen2~ + distancia
media de la Luna
Los factores Mnm corresponden a las diversas combinaciones de argumentos astronómicos en que se descompone el efecto perturbador. Habiendo separado la longitud i\ para incluirla en estos términos M podemos expresar: M M 20=
L A20J cos J
a.
J
sen (a. +i\) == 21 [ A21J J J 22= 30 [A cos (o: + 2i\) J J 22J J sen o: 30J J A A 31J 32J
-[
J
A
costo: +i\+ 2" 21 J J
1l
M
(4)
1l
M M M donde:
= [A
= -
L A 30Jcosto:J + J
2"
31= J 32=
L L
cos (o: + i\) J J
senf a +
zx)
+ !lo:
J
- L A 32J costo:J+ J
2i\ + ~} 2
o: =
GMST +
1l
con:
y
GMST=
tiempo sidereo medio en Greenwich del tipo...
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