1 Годовое движение Солнца и эклиптическая система координат

Солнце наряду с суточным вращением медленно в течение года перемещается по небесной сфере в противоположном направлении по большому кругу, называется эклиптикой. Эклиптика наклонена к небесному экватору под углом Ƹ, Величина которого в настоящее время близка к 23 26´. Эклиптика пересекается с небесным экватором в точке весеннего ♈ (21 марта) и осеннего Ω (23 сентября) равноденствий. Точки эклиптики, отстоящие от равноденственных на 90 , есть точки летнего (22 июня) и зимнего (22 декабря) солнцестояний. Экваториальные координаты центра солнечного диска непрерывно изменяются в течении года от 0h до 24 h (прямое восхождение) - эклиптическая долгота ϒm, отсчитывается от точки весеннего равноденствия до круга широты. И от 23 26´ до -23 26´ (склонение) - эклиптическая широта, отсчитывается от 0 до +90 к северному полюсу и 0 до -90 к южному полюсу. Зодиакальными созвездиями называются созвездия, которые находятся на линии эклиптики. Находится на линии эклиптики 13 созвездий: Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей, Рыбы и Змееносец. Но созвездие Змееносца не упоминается, хотя Солнце и находится в нём большую часть времени созвездий Стрельца и Скорпиона. Сделано это для удобства. При нахождении Солнца под горизонтом на высотах от 0 до -6 - длятся гражданские сумерки, а от -6 до -18 - астрономические сумерки.

2 Измерение времени

Измерение времени основано на наблюдениях суточного вращения свода и годичного движения Солнца, т.е. вращения Земли вокруг своей оси и на обращении Земли вокруг Солнца.

Продолжительность основной единицы времени, называемой сутками, зависит от избранной точки на небе. В астрономии за такие точки принимаются:

Точка весеннего равноденствия ♈ (звёздное время );

Центр видимого диска Солнца (истинное Солнце , истинное солнечное время);

- среднее Солнце - фиктивная точка, положение которой на небе может быть вычислено теоретически для любого момента времени (среднее солнечное время )

Для измерения длинных промежутков времени служит тропический год, основанный на движении Земли вокруг Солнца.

Тропический год - промежуток времени, между двумя последовательными прохождениями центра истинного центра Солнца через точку весеннего равноденствия. Он содержит 365,2422 средних солнечных суток.

Из-за медленного движения точки весеннего равноденствия навстречу Солнцу, вызванного прецессией , относительно звёзд Солнце оказывается в той же точке неба через промежуток времени на 20 мин. 24 сек. больший, чем тропический год. Он называется звёздным годом и содержит 365,2564 средних солнечных суток.

3 Звёздное время

Промежуток времени между двумя последовательными кульминациями точки весеннего равноденствия на одном и том же географическом меридиане называется звёздными сутками .

Звёздное время измеряется часовым углом точки весеннего равноденствия: S=t ♈ , и равно сумме прямого восхождения и часового угла любой звезды: S = α + t.

Звёздное время в любой момент равно прямому восхождению какого - либо светила плюс его часовой угол.

В момент верхней кульминации светила его часовой угол t=0, а S = α.

4 Истинное солнечное время

Промежуток времени между двумя последовательными кульминациями Солнца (центра солнечного диска) на одном и том же географическом меридиане называется истинными солнечными сутками .

За начало истинных Солнечных суток на данном меридиане принимают момент нижней кульминации Солнца (истинная полночь ).

Время, протекающее от нижней кульминации Солнца до любого другого его положения, выраженное в долях истинных солнечных суток называется истинным солнечным временем Т ʘ

Истинное солнечное время выражается через часовой угол Солнца, увеличенный на 12 часов: Т ʘ = t ʘ + 12 h

5 Среднее солнечное время

Для того, чтобы сутки имели постоянную продолжительность и при этом были связаны с движением Солнца, в астрономии введены понятия двух фиктивных точек:

Средне эклиптического и средне экваториального Солнца.

Среднее эклиптическое Солнце (ср.эклип.С.) равномерно движется по эклиптике со средней скоростью.

Среднее экваториальное Солнце движется по экватору с постоянной скоростью среднего эклиптического Солнца и одновременно с ним проходит точку весеннего равноденствия.

Промежуток времени между двумя последовательными кульминациями среднего экваториального Солнца на одном и том же географическом меридиане, называется средними солнечными сутками .

Время, протекающее от нижней кульминации среднего экваториального Солнца до любого другого его положения, выраженное в долях средних солнечных суток называется средним солнечным временем Т m .

Средне солнечное время Т m на данном меридиане в любой момент численно равно часовому углу Солнца: Т m = t m + 12 h

Среднее время отличается от истинного на величину уравнения времени : Т m = Т ʘ + n .

6 Всемирное, поясное и декретное время

Всемирное:

Местное среднее солнечное время гринвичского меридиана называется всемирным или мировым временем Т 0 .

Местное среднее солнечное время любого пункта на Земле определяется: Т m = Т 0 + λ h

Поясное время :

Счёт времени ведётся на 24 основных географических меридиана, расположенных друг от друга на долготе точно через 15 (или 1 час) приблизительно посредине каждого часового пояса. Основным нулевым меридианом считается гринвичский. Поясное время есть всемирное время плюс номер часового пояса: Т П = Т 0 + n

Декретное:

В России в практической жизни до марта 2011 г. использовалось декретное время:

Т Д = Т П + 1 h .

Декретное время второго часового пояса, в котором располагается Москва, называют московским временем. В летний период (апрель-октябрь) стрелки часов переводились на час вперёд, а в зимний возвращались на час назад.


7 Рефракция

Видимое положение светил над горизонтом отличается от вычисленного по формулам. Лучи от небесного объекта, прежде чем попасть в глаз наблюдателя, проходят сквозь атмосферу Земли и преломляются в ней. И так ка плотность увеличивается к поверхности Земли, то луч света всё более отклоняется в одну и ту же сторону по кривой линии, так что направление ОМ 1 , по которому наблюдатель видит светило, оказывается отклонённым в сторону зенита и не совпадает с направлением ОМ 2 , по которому бы он видел светило при отсутствии атмосферы.

Явление преломления световых лучей при прохождении земной атмосферы называется астрономической рефракцией . Угол М 1 ОМ 2 называют углом рефракции или рефракцией ρ .

Угол ZOM 1 называется видимым зенитным расстоянием светила zʹ, а угол ZOM 2 - истинным зенитным расстоянием z: z - zʹ = ρ, т.е. истинное расстояние светила больше видимого на величину ρ.

На линии горизонта рефракция в среднем равна 35ʹ.

Вследствие рефракции наблюдаются изменения формы дисков Солнца и Луны при их восходе или заходе.

Сутки по традиции делятся на 24 ч, час — на 60 мин, ми-нута — на 60 с. Поскольку мы измеряем прямое восхождение в часах, минутах и секундах, то момент време-ни по звёздным часам определяется по прямому восхождению звезды, которая в данный момент куль-минирует . Отсюда следует, что звёздное время измеряется часовым углом точки весеннего равноденствия (рис. 19) аналогично тому, как мы определяем время по углам поворота часовой и минутной стрелок. Действительно, по определению часовой угол точки весен-него равноденствия равен нулю в мо-мент, когда звёздное время равно нулю. Часовой угол меняется равномерно, поскольку небесная сфера тоже враща-ется равномерно, т. е., измерив часовой угол в часовой мере, сразу получается время, за которое небесная сфера по-вернулась на этот угол.

Звёздное время исключительно удобно для астрономов. Зная его, сразу можно сообразить, какие звезды наблюдаются в этот момент времени. Просто его и определять. Конечно, точ-но (до десятых или сотых долей секунды) его можно устано-вить только с помощью специальных инструментов. Но с точ-ностью до нескольких минут астроном определяет его одним взглядом.

Звёздные сутки — это промежуток времени между двумя по-следовательными верхними кульминациями любой звезды. При-нято считать за начало звёздных суток момент кульмина-ции точки весеннего равноденствия.

Картинки (фото, рисунки)

На этой странице материал по темам:

Единицы измерения времени

Наблюдение и измерение времени основано на обращении нашей планеты вокруг Солнца.

Время, которое прошло можно измерить исходя из следующих моментов.

Земля вокруг своей оси движется почти равномерно. Период этого движения равен периоду вращения небесного свода. В свою очередь период вращения небесного свода может быть определен из наблюдений за ним.

Таким образом, исходя из знания об угле поворота Земли от некоего начального положения можно сделать расчет прошедшего времени.

При этом за начальное положение Земли принимаются следующие моменты.

  • момент прохождения нашей планеты через выбранную точку на небе
  • момент верхней или нижней точки кульминации на выбранном меридиане.

Замечание 1

Основной единицей времени являются сутки. Их продолжительность зависит от выбранной точки на небе.

Такими точками являются:

  • точка весеннего равноденствия
  • центр видимого диска Солнца (истинное Солнце)
  • среднее солнце – некая умозрительная точка, расположение которой может быть определено теоретически и для любого момента времени.

Данные точки действуют для трех единиц времени, а именно:

  1. звездные сутки
  2. истинные солнечные сутки
  3. средние солнечные сутки

Время, которое при этом измеряется, соответственно называется звездное время, истинное солнечное, и среднее солнечное.

Звездные сутки.

Звездными сутками называется отрезок прошедшего времени, который был зафиксирован между двумя последовательными одноименными кульминациями точки весеннего равноденствия, которые были отмечены на одном и том же меридиане.

При этом за начало звездных суток на выбранном меридиане принимается момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия.

Звездное время.

Звездным временем называют время, которое прошло с момента верхней кульминации точки весеннего равноденствия до любого иного её положения. Это время определяется в звездных часах, минутах и секундах.

Замечание 2

Пользование звездным временем удобно лишь в научных астрономических расчетах. В быту пользование такими расчетами неудобно. В частности, из-за того, что солнце лишь раз в году проходит точку кульминации весеннего равноденствия, в дальнейшем полдень наступает в различное время суток, что создает неудобство.

Истинные солнечные сутки.

Под этим термином понимается последовательность одноименных кульминаций Солнца, а если быть более точным, то центра солнечного диска на не меняющемся географическом меридиане. При этом началом истинных солнечных суток является момент нижней кульминации Солнца, что также называют истинной полночью.

Истинное солнечное время.

Определение 1

Под истинным солнечным временем $T$ понимается такое время, которое истекло после нижней кульминации нашего светила до любого иного его положения.

При этом, данное положение выражается в отрезках времени истинных солнечных суток, таких как истинные солнечные часы, минуты и секунды.

В результате истинное солнечное время $T$ на выбранном меридиане в искомый момент равняется часовому углу Солнца $t$. В свою очередь часовой угол Солнца $t$ определяется в часовой мере плюс $12h$.

В результате получается следующая формула:

$T¤ = t¤ + 12h$

Также следует сказать, что движение по небосклону истинного Солнца не равномерно в силу следующих причин:

Наше светило идет по эклиптике, а не по небесному экватору. Эклиптика наклонена к небесному экватору под углом = 23°27 Солнце движется по эклиптике неравномерно.

В силу данных причин истинные солнечные сутки в один день года могут быть больше чем в другой, или меньше. Поэтому из-за постоянного изменения длительности истинных солнечных суток применять их для отсчета времени в реальной жизни не представляется возможным.

Средние солнечные сутки.

Для получения суток постоянной длительности, взаимосвязанных с ходом Солнца, были введены следующие понятия.

Среднее эклиптическое и среднее экваториальное солнце – фиктивные точки, используемые астрономами для получения суток, которые отличались бы постоянной длительностью и были связаны с ходом Солнца.

Среднее эклиптическое солнце, двигается по эклиптике со среднею скоростью нашего светила. 3 июля и 4 января среднее эклиптическое солнце совпадает с реальным.

В свою очередь среднее экваториальное солнце идет по небесному экватору с постоянной скоростью, которая есть у среднего эклиптического солнца. Эклиптическое и экваториальное солнце одновременно проходят точку весеннего равноденствия.

Средние (солнечные) сутки – данным термином называется определенный промежуток времени между двумя последовательными кульминациями среднего экваториального солнца.

Замечание 3

При этом началом средних экваториальных суток считается момент, когда среднее экваториальное солнце достигает нижней своей кульминации. Этот момент так же называется средней полночью.

Среднее время $Tm$ – промежуток, который прошел от момента, когда произошла нижняя кульминация среднего экваториального солнца до любого иного положения солнца. При этом данное положение выражается в долях средних солнечных суток, а именно в средних часах, минутах и секундах.

В результате среднее время $Tm$ рассчитывается исходя из того, что оно равно численно в любой момент на нужном меридиане часовому углу $tm$ среднего экваториального солнца. В свою очередь часовой угол среднего экваториального солнца определяется в часовой мере $12h$.

В результате получаем такую формулу:

Эфемеридное время

Исследования показали, что средние сутки не являются постоянной величиной с помощью которой можно измерять время. Причиной непостоянства средних суток является в частности такой момент как то, что Земля вращается вокруг своей оси неравномерно, что приводит к изменению скорости планеты. Согласно наблюдениям величина таких изменений равна тысячной доли секунды.

В связи с этим в 1956 г. за основу за основу введенного эфемеридного времени была взята так называемая эфемеридная секунда.

Однако, в наше время взамен эфемеридного расчёта времени используется иное время, называемое земным динамическим временем. Это время приблизительно равно эфемеридному.

Атомное время

В связи с развитием технологий стало возможным установить большую точность времени, чем ранее астрономическими наблюдениями и расчетами.

В результате в 1964 г. были приняты атомные цезиевые часы как эталон времени.

Атомное время основано на атомной секунде. В свою очередь атомная секунда определяется как промежуток времени в ходе, которого электромагнитная волна совершает 9 192 631 771 колебаний. При этом электромагнитную волну излучает атом цезия во время перехода с одного энергетического уровня на иной.

Определять звездное время принято по точке весеннего равноденствия. Промежуток времени между двумя последовательными верхними кульминациями точки весеннего равноденствия на одном и том же меридиане называется звездными сутками. За начало звездных суток на данном меридиане принимается момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия (рис. 3.1). Звездное время измеряется часовым углом точки весеннего равноденствия. В момент начала звездных суток точка весеннего равноденствия находится в верхней кульминации и поэтому ее часовой угол равен 0. Так как Земля непрерывно вращается вокруг своей оси, то с течением времени часовой угол будет увеличиваться и по его значению можно судить о протекшем времени. Таким образом звездным временем S называется западный часовой угол точки весеннего равноденствия. Следовательно, звездное время на данном меридиане в любой момент численно равно часовому углу точки весеннего равноденствия, т. е. .

Рассматривая звездное время, следует иметь в виду, что точка весеннего равноденствия находится на бесконечно большом расстоянии и поэтому движение Земли по орбите не изменяет ее видимого положения на небесной сфере. Период вращения Земли относительно точки весеннего равноденствия остается неизменным. Поэтому звездные сутки имеют постоянную продолжительность. Звездное время широко применяется в авиационной астрономии. Для гринвичского меридиана оно дано в ААЕ на каждый час времени соответствующей даты (см. приложение 5). Пользоваться звездным временем неудобно, так как оно не связано с Солнцем, относительно которого строится распорядок жизни людей.

Взаимное положение Солнца и точки весеннего равноденствия в течение года непрерывно меняется. Двигаясь по эклиптике, Солнце за сутки смещается относительно точки весеннего равноденствия почти на 1° (рис. 3.2). Вследствие этого звездные сутки короче солнечных на 3 мин 56 с и их начало в течение года приходится на различное время дня и ночи. Из рис. 3.2 видно, что Солнце только раз в году кульминирует вместе с точкой весеннего равноденствия в полдень в ноль часов звездного времени. Это бывает тогда, когда Солнце проходит через точку весеннего равноденствия, т. е. когда его прямое восхождение равно 0.

Рис. 3.1. Звездное время

Рис. 3.3. Зависимость между звездным временем, часовым углом и прямым восхождением светил

Рис. 3.2. Связь между звездными и солнечными сутками

Через одни звездные сутки точка весеннего равноденствия снова будет находиться в верхней кульминации, а кульминация Солнца наступит примерно лишь через 4 мин, так как за одни звездные сутки оно сместится к востоку относительно точки весеннего равноденствия примерно на 1°. Еще через одни звездные сутки кульминация Солнца наступит уже приблизительно через 8 мин после начала звездных суток.

Таким образом, время кульминации Солнца непрерывно увеличивается. За месяц звездное время кульминации увеличится примерно на 2 ч, а за год - на 24 ч. Следовательно, ноль часов звездного времени приходится на разное время солнечных суток, что затрудняет пользование звездным временем в повседневной жизни.

Зависимость между звездным временем, часовым углом и прямым восхождением светила.

Измерить часовой угол точки весеннего равноденствия или заметить момент прохождения ее через меридиан наблюдателя невозможно, так как она является воображаемой и на небесной сфере не видна. Следовательно, непосредственно определить звездное время по точке весеннего равноденствия нельзя. Поэтому практически определение начала звездных суток и звездного времени в любой момент производят по какой-либо звезде, прямое восхождение которой известно (рис. 3.3.). Зная прямое восхождение звезды и измерив ее часовой угол, можно определить звездное время. Из рис. 3.3 видно, что между звездным временем, часовым углом и прямым восхождением светила имеется очевидная зависимость, которую через координаты звезды можно записать в виде

Из этой зависимости следует, что звездное время в любой момент равно сумме часового угла звезды и ее прямого восхождения. Обычно в астрономических обсерваториях звездные часы проверяют по кульминирующей звезде. Поскольку в этот момент часовой угол звезды равен нулю, то звездное время будет соответствовать прямому восхождению данной звезды, т. е. .

Из рис. 3.3 можно вывести еще одну зависимость, которая широко применяется в практике авиационной астрономии для определения часовых углов звезд: t=S-a. На основании этой формулы производится расчет часовых углов навигационных звезд по звездному времени и прямому восхождению, взятых из ААЕ. Этот расчет упрощает составление ААЕ и уменьшает его объем.


Единицей измерения времени в астрономии служат сутки - промежуток времени, в течение которого Земля делает полный оборот вокруг своей оси относительно какой-нибудь точки на небе. В зависимости от этой точки отсчета различают звездные сутки - промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями точки весеннего равноденствия, и истинные солнечные сутки - промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями центра Солнца. Солнечные сутки примерно на 4 минуты длиннее звездных, так как Солнце двигается среди звезд в сторону вращения Земли, и для того, чтобы его догнать, Земле надо сделать относительно звезд чуть больше одного оборота. Для измерения больших промежутков времени используют тропический год - промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия.

Для измерения времени можно использовать как звездные, так и истинные солнечные сутки. Если используются звездные сутки, измеряемое время называют звездным временем , а если истинные солнечные сутки - то истинным солнечным временем . Однако это не означает, что мы измеряем два каких-то независимых друг от друга времени. Фактически, это как бы две разные линейки для измерения времени. Так, расстояние между городами можно выразить и в километрах, и в милях. Ситуация с измерением времени та же самая.

За начало звездных суток на данном географическом меридиане принимается момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия. Звездное время - время, протекшее с момента верхней кульминации точки весеннего равноденствия до любого другого ее положения, выраженное в долях звездных суток (звездные часы, минуты и секунды). Таким образом, звездное время s равно по величине часовому углу точки весеннего равноденствия, или сумме часового угла какого либо светила O и его прямого восхождения (см. рис. 17):


Отсюда, в частности, следует, что в момент верхней кульминации какой-либо звезды O звездное время в точности равно ее прямому восхождению .

9.2. Истинное солнечное время

За начало истинных солнечных суток принимается момент нижней кульминации центра Солнца. Истинное солнечное время - это время, протекшее от момента нижней кульминации центра Солнца до любого другого его положения, выраженное в долях истинных солнечных суток (истинные солнечные часы, минуты и секунды). Значит, истинное солнечное время равно часовому углу центра Солнца плюс 12 часов:

К сожалению, продолжительность истинных солнечных суток различна в течение года, т.к.:

1) Солнце движется не по небесному экватору, а по наклонной к нему эклиптике, т.е. изменение прямого восхождения Солнца за один день вблизи солнцестояний больше, чем вблизи равноденствий. Поэтому между нижними кульминациями Солнца вблизи солнцестояний и равноденствий проходят немного разные промежутки времени.

2) Солнце и по эклиптике двигается неравномерно из-за эллиптичности орбиты Земли.

По этим причинам, например, истинные солнечные сутки 22 декабря приблизительно на 50 секунд длиннее, чем 23 сентября. Понятно, что использование истинного солнечного времени неудобно, и поэтому было введено среднее солнечное время.

9.3. Среднее солнечное время

Были введены две фиктивные точки - среднее эклиптическое Солнце и среднее экваториальное Солнце . Среднее эклиптическое Солнце равномерно двигается по эклиптике и совпадает с истинным в момент прохождения Землей перигелия. Среднее экваториальное Солнце двигается равномерно по экватору со средней скоростью истинного Солнца и одновременно со средним эклиптическим Солнцем проходит точку весеннего равноденствия.

Средние солнечные сутки - промежуток времени между двумя последовательными нижними кульминациями среднего экваториального Солнца на одном и том же географическом меридиане. За начало солнечных суток принимается нижняя кульминация среднего экваториального Солнца, и среднее солнечное время T M равно


где t M - часовой угол среднего экваториального Солнца.

Понятно, что среднее солнечное время нельзя непосредственно измерить из астрономических наблюдений, его можно только вычислить. Связь между истинным солнечным временем и средним солнечным временем выражается через уравнение времени :

Заметим, что уравнение времени можно определить не только как разность между средним и истинным солнечным временем, но и наоборот, как разницу между истинным и средним солнечным временем. В Астрономическом Ежегоднике используется второе определение, но мы, вслед за Воронцовым-Вельяминовым, будем использовать первое. Значение изменяется от +14 m (около 11 февраля) до -16 m (около 3 ноября), и его величина на каждый день дается в Астрономическом Ежегоднике (см. также рис. 18).

Рис. 18. Изменение уравнения времени в течение года

9.4. Эфемеридное время

Наблюдения показали, что и средние сутки не являются постоянной величиной. Причина - неравномерность вращения Земли вокруг своей оси. Существует вековое замедление вращения Земли из-за приливного трения, сезонные изменения, связанные с перераспределением воздушных и водяных масс на поверхности Земли. Обнаружены и нерегулярные, скачкообразные изменения скорости Земли, причина которых неизвестна. Величина этих неравномерностей - тысячные доли секунды.

Поэтому было введено равномерное эфемеридное время, которое определяется по движению Луны и планет. В 1956 г. Международный комитет мер и весов принял за основу эфемеридного времени эфемеридную секунду , как 1/31 556 925.9747 часть тропического года на 12 часов эфемеридного времени 0 января 1900 года.

В настоящее время вместо эфемеридного времени используют так называемое земное динамическое время, которое приблизительно соответствует эфемеридному.

9.5. Атомное время

Развитие науки привело к ситуации, когда техническими средствами можно обеспечить измерение времени с большей точностью, чем из астрономических наблюдений. В 1964 г. Международный комитет мер и весов в качестве эталона времени принял атомные цезиевые часы.

В основе атомного времени лежит атомная секунда , как промежуток времени, за который происходит 9 192 631 771 колебание электромагнитной волны, которую излучает атом цезия при переходе с одного фиксированного энергетического уровня на другой.

Атомная секунда немного меньше эфемеридной, и за год разность между атомным и эфемеридным временем достигает 0.9 сек. Поэтому почти каждый год атомные часы переводят на 1 секунду назад. Сигналы точного времени, передаваемые по радио, соответствуют атомному времени. Эти сигналы передаются в виде шести секундных импульсов, причем начало последнего сигнала означает конец часа. Несколько радиостанций мира круглосуточно ведут непрерывную передачу сигналов точного времени.

9.6. Системы счета времени

Местное время - это время, измеренное на данном географическом меридиане.

Разность любых местных времен на двух меридианах в один и тот же физический момент, равна разности долгот этих меридианов:



Всемирное время UT - местное среднее солнечное время гринвичского (=0) меридиана. Если долготу места на Земле выражать в часовой мере и считать положительной к востоку от Гринвича, то имеет место следующее соотношение:

Поясное время. В 1884 г. введена поясная система счета среднего времени. Счет времени ведется только на 24 основных географических меридианах, расположенных друг от друга по долготе точно через 15 o начиная с нулевого меридиана. Границы поясов отстоят, как правило, на от основного меридиана. Номера поясов N от 0 до 23. Местное среднее солнечное время основного меридиана какого-либо часового пояса называется поясным временем T п, по которому и ведется счет времени на всей территории, лежащей в данном часовом поясе. Поясное время связано со всемирным через номер часового пояса:


Декретное время. В 1930 г. декретом правительства СССР стрелки часов переведены на 1 час вперед относительно поясного времени:


Это время и называется декретным временем.

Летнее время. В 1981 г. в СССР, по примеру большинства стран мира, было введено еще и летнее время, на 1 час опережающее декретное. Летнее время вводится с последнего воскресенья марта по последнее воскресенье октября:


Таким образом, то время, которое мы называем московским, зимой является декретным временем второго часового пояса и опережает всемирное время UT на 3 часа. Летом отличие от гринвичского времени составляет 4 часа.

Удобнее всего переходить от звездного времени к среднему через тропический год. Его продолжительность в звездных сутках ровно на одни сутки больше, чем продолжительность в средних солнечных сутках. Связано это с тем, что за год Солнце делает полный оборот на небесной сфере в ту же сторону, в какую вращается Земля. Поэтому за год Земля делает относительно Солнца на один оборот меньше, чем относительно звезд.

Тропический год равен 365.2422 средних солнечных суток и 366.2422 звездных суток. Поэтому связь среднего солнечного времени и звездного времени осуществляется через равенство: 365.2422 ср.суток = 366.2422 зв.суток. Или


Все остальные единицы времени соотносятся друг с другом через эти же коэффициенты, т.е. 1 ср. час = 1.002738 зв. часа, и т.д., т.е.


и


Для удобства вычисления звездного времени на тот или иной момент, определенный по среднему солнечному времени, в Астрономическом Ежегоднике дается значение звездного времени на среднюю гринвичскую полночь S 0 . За средние солнечные сутки величина S 0 увеличивается на 3 m 56 s .555, т.к. звездные сутки короче средних именно на эту величину.

Зная S 0 , можно вычислить звездное время s 0 в среднюю полночь на данном меридиане . Так как на этом меридиане полночь наступит на раньше, чем в Гринвиче, то и величина s 0 , будет несколько меньше, чем S 0:

Для Казани () s 0 =S 0 - 32 s .

Пример. Необходимо найти звездное время в Казани на момент 3 h среднего солнечного времени. Для этого надо найти звездное время в местную среднюю полночь s 0 , и прибавить к нему промежуток времени в средние 3 h , переведенный в промежуток звездного времени:

9.8. Календарь

Календарь - это система счета длительных промежутков времени.

Природа предоставила нам 3 естественных периодических процесса: смена дня и ночи, смена лунных фаз, смена времен года. В разное время у разных народов в основе календаря лежали разные процессы, поэтому существовали солнечные, лунные, лунно-солнечные календари. В основе солнечных календарей лежит продолжительность тропического года, в основе лунных календарей - лунного месяца, лунно-солнечные календари сочетают оба периода.

Мы живем по солнечному календарю. Из практических соображений календарь должен удовлетворять следующим условиям:

1) Календарный год должен содержать целое число суток.

2) Продолжительность календарного года должна быть как можно ближе к продолжительности тропического года.

9.8.1. Юлианский календарь

Как мы уже знаем, тропический год содержит 365.2422 солнечных суток или 365 d 5 h 48 m 46 s 365 d 6 h . На основе этого факта александрийский астроном Созиген разработал, а римский император Юлий Цезарь в 46 г. до нашей эры ввел календарь, называемый ныне юлианским . Суть его заключается в следующем. Продолжительность простого календарного года устанавливается в 365 d . При этом за 4 года накапливается разница почти в 1 сутки, поэтому каждый четвертый год содержит 366 d и называется високосным. Принято считать високосными те годы, номера которых делятся на 4 без остатка (например, 2004 г.).

Юлианский год длиннее тропического на 0 d .0078 и за 128 лет расхождение начинает составлять 1 сутки. Юлианским календарем пользовались около 16 столетий, и за это время накопилась разница в 10 суток. Это приводило к путанице в определении дат церковных праздников.

Например, по правилам христианской церкви праздник Пасхи должен наступать в первое воскресенье после первого полнолуния после дня весеннего равноденствия. В 325 г. день весеннего равноденствия приходился на 21 марта, а в 1582 г. - на 11 марта, что и приводило к трудностям в определении даты Пасхи.

9.8.2. Григорианский календарь

Реформа юлианского календаря стала необходимостью и в 1582 г. была проведена римским папой Григорием XIII, поэтому новый календарь носит название григорианского . Проект нового календаря был разработан итальянским математиком и врачом Лилио и направлен на приближение средней продолжительности календарного года к продолжительности тропического года. Суть реформы состоит в следующем.

1) Было устранено накопившееся расхождение в 10 суток юлианского календаря с счетом тропических лет (после 4 октября постановили считать 15 октября).

2) В юлианском календаре за 400 лет расхождение с реальным временем составляет почти ровно 3 суток. Поэтому в григорианском календаре принято не считать високосными те годы столетий, у которых номера не делятся без остатка на 400. Например, 2000 год был високосным, а 1900 - нет.

В результате средняя за 400 лет продолжительность календарного года в григорианском календаре составляет 365 d .2425, расхождение всего 0 d .0003, что даст расхождение в 1 сутки лишь через 3300 лет.

В России григорианский календарь был введен только в 1918 году (после 1 февраля постановили считать сразу 14 февраля), а православная церковь до сих пор пользуется юлианским.

Григорианский календарь называют еще новым стилем, а юлианский - старым стилем.

Начало календарного года (1 января), начало счета лет (от рождества Христова), деление года на 12 месяцев и недели по 7 дней - это условность, принятая по соглашению, традиция.

9.9. Линия перемены даты

При счете календарных дней необходимо условиться, на каком меридиане начинаются новые сутки. По международному соглашению таким меридианом является меридиан, отстоящий от гринвичского на 180 o . Линия перемены даты , в океане проходит по этому меридиану, и огибает острова. Так что линия перемены даты всюду проходит по акватории океана.

К западу от линии перемены даты, называемой еще демаркационной линией, число месяца всегда на единицу больше, чем к востоку от нее (например, к западу, на Чукотке, 15 сентября, а к востоку, на Аляске, 14 сентября), поэтому при пересечении демаркационной линии это небходимо учитывать. При пересечении этой линии с запада на восток надо уменьшить число месяца на единицу, а с востока на запад - прибавить. На морских судах такое изменение производят в ближайшую полночь после пересечения линии перемены даты. Суда, плывущие на восток, (из Китая в Калифорнию) дважды считают одну и ту же дату (после 15 сентября вновь наступает 15 сентября), а плывущие на запад (из Калифорнии в Китай) - пропускают одну дату (после 14 сентября сразу считают 16 сентября). Очевидно, что Новый год и новый месяц также начинаются на линии перемены даты.

9.10. Юлианские дни

В астрономии часто возникает задача определения числа суток, прошедших между двумя далеко отстоящими датами (наблюдения комет, переменных звезд, вспышки Новых и Сверхновых звезд).

Для удобства решения этой задачи в XVI веке н.э. Скалигер ввел понятие юлианского периода длиной 7980 лет, предложил считать за его начало 1 января 4713 года до н.э. и вести непрерывный счет дней, называемых юлианскими днями JD , начиная с этой даты. Началом юлианского дня считается средний гринвичский полдень. Юлианские даты дней текущего года даются в астрономических календарях и Астрономическом Ежегоднике. Например, 0 часов 1 января 2000 г. в Гринвиче это JD 2451544.5. Часто первые две цифры юлианской даты опускаются.

Период и дни названы Скалигером юлианскими в честь его отца Юлия, и не имеют отношения к Юлию Цезарю.

Задачи

35. (269) Звезда Малой Медведицы () наблюдалась в нижней кульминации, причем звездные часы в это время показывали 3 h 39 m 33 s . Какова поправка часов?

Решение: Поправкой часов называется разность между правильным временем и показанием часов . В момент нижней кульминации в соответствии с формулой () звездное время равно 3 h 20 m 49 s , следовательно поправка часов .

36. (228) В Орле по часам, идущим по киевскому звездному времени, в 4 h 48 m наблюдалась верхняя кульминация Капеллы (). Какова разность долгот этих двух городов?

Решение: Разность долгот двух пунктов равна разности двух любых местных времен, в данном случае звездных. В Орле звездное время равно прямому восхождению звезды в момент верхней кульминации, поэтому разность долгот составляет .

37. (233) Затмение Луны 2 апреля 1950 г. началось в 19 h 03 m по всемирному времени. Когда оно началось в Алма-Ате (, V часовой пояс) по поясному, декретному и местному солнечному времени?