1 Roczny ruch Słońca i ekliptyczny układ współrzędnych

Słońce wraz ze swoim codziennym obrotem powoli porusza się po sferze niebieskiej w przeciwnym kierunku przez cały rok. duże koło, nazywa się ekliptyką. Ekliptyka jest nachylona do równika niebieskiego pod kątem Ƹ, którego wielkość jest obecnie bliska 23 26’. Ekliptyka przecina się z równikiem niebieskim w momencie wiosny ♈ (21 marca) i jesieni Ω (23 września) równonoce. Punkty ekliptyki, oddalone o 90 stopni od równonocy, to punkty przesilenia letniego (22 czerwca) i zimowego (22 grudnia). Współrzędne równikowe środka dysku słonecznego zmieniają się w sposób ciągły w ciągu roku od 0 do 24 (rektascensja) - długość ekliptyki ϒm, mierzona od punktu równonocy wiosennej do koła szerokości geograficznej. A od 23 26’ do -23 26’ (deklinacja) - szerokość ekliptyki, mierzona od 0 do +90 do bieguna północnego i od 0 do -90 do bieguna południowego. Konstelacje zodiakalne to konstelacje położone na linii ekliptyki. Na linii ekliptyki znajduje się 13 konstelacji: Baran, Byk, Bliźnięta, Rak, Lew, Panna, Waga, Skorpion, Strzelec, Koziorożec, Wodnik, Ryby i Wężownik. Ale nie ma wzmianki o konstelacji Wężownika, chociaż Słońce znajduje się w niej przez większość czasu w konstelacjach Strzelca i Skorpiona. Odbywa się to dla wygody. Kiedy Słońce znajduje się pod horyzontem na wysokościach od 0 do -6, trwa zmierzch cywilny, a od -6 do -18 trwa zmierzch astronomiczny.

2 Pomiar czasu

Pomiar czasu opiera się na obserwacjach dziennego obrotu łuku i rocznego ruchu Słońca, tj. obrót Ziemi wokół własnej osi i obrót Ziemi wokół Słońca.

Czas trwania podstawowej jednostki czasu, zwanej dobą, zależy od wybranego punktu na niebie. W astronomii za takie punkty uważa się:

Równonoc wiosenna ♈ ( czas gwiazdowy);

Środek widocznego dysku Słońca ( prawdziwe słońce, prawdziwy czas słoneczny);

- średnie słońce - fikcyjny punkt, którego położenie na niebie można teoretycznie obliczyć w dowolnym momencie ( oznacza czas słoneczny)

Aby zmierzyć długie okresy czasu, rok tropikalny opiera się na ruchu Ziemi wokół Słońca.

Rok tropikalny- okres czasu pomiędzy dwoma kolejnymi przejściami środka prawdziwego środka Słońca przez równonoc wiosenną. Zawiera 365,2422 średnich dni słonecznych.

Ze względu na powolny ruch punktu Równonoc wiosenna w stronę Słońca, tzw precesja względem gwiazd, Słońce pojawia się w tym samym punkcie nieba po upływie 20 minut. 24 sek. dłuższy niż rok tropikalny. Nazywa się to rok gwiazdowy i zawiera 365,2564 średnich dni słonecznych.

3 Czas gwiazdowy

Nazywa się odstęp czasu między dwiema kolejnymi kulminacjami równonocy wiosennej na tym samym południku geograficznym dzień gwiazdowy.

Czas gwiazdowy mierzony jest kątem godzinnym równonocy wiosennej: S=t ♈ i jest równy sumie rektascencji i kąta godzinnego dowolnej gwiazdy: S = α + t.

Czas gwiazdowy w dowolnym momencie jest równy rektascensji dowolnej gwiazdy plus jej kąt godzinny.

W momencie kulminacji górnej jego kąt godzinny wynosił t=0, a S=α.

4 Prawdziwy czas słoneczny

Nazywa się odstęp czasu pomiędzy dwiema kolejnymi kulminacjami Słońca (środkiem dysku słonecznego) na tym samym południku geograficznym Mam naprawdę słoneczne dni.

Za początek prawdziwego dnia słonecznego na danym południku przyjmuje się moment dolnej kulminacji Słońca ( prawdziwa północ).

Czas upływający od dolnej kulminacji Słońca do dowolnej innej pozycji Słońca, wyrażony w ułamkach prawdziwego dnia słonecznego, nazywany jest prawdziwy czas słoneczny T ʘ

Prawdziwy czas słoneczny wyrażony w postaci kąta godzinnego Słońca powiększonego o 12 godzin: T ʘ = t ʘ + 12 h

5 Średni czas słoneczny

Aby dzień miał stałą długość i jednocześnie wiązał się z ruchem Słońca, w astronomii wprowadzono pojęcia dwóch fikcyjnych punktów:

Średnia ekliptyka i średnie słońce równikowe.

Średnie Słońce ekliptyki (średnie zaćmienie.S.) porusza się równomiernie wzdłuż ekliptyki ze średnią prędkością.

Średnie równikowe Słońce porusza się wzdłuż równika stała prędkośćśrodkową ekliptykę Słońca i jednocześnie przechodzi równonoc wiosenną.

Przedział czasu pomiędzy dwiema kolejnymi kulminacjami średniego równikowego Słońca na tym samym południku geograficznym nazywa się przeciętny słoneczny dzień.

Czas, który upłynął od dolnej kulminacji średniego równikowego Słońca do dowolnej innej pozycji, wyrażony w ułamkach średniego dnia słonecznego, nazywany jest oznacza czas słonecznyTM.

Średni czas słoneczny TM na danym południku w dowolnym momencie jest liczbowo równy kątowi godzinnemu Słońca: TM= t M+ 12 godz

Czas średni różni się od czasu rzeczywistego kwotą równania czasu: TM= T + rz .

6 Czas ogólnoświatowy, standardowy i macierzyński

Na całym świecie:

Nazywa się lokalny średni czas słoneczny południka Greenwich czas uniwersalny lub światowy T 0 .

Lokalny średni czas słoneczny dowolnego punktu na Ziemi jest określony przez: TM= T0+ λ godz

Czas standardowy :

Czas liczony jest na 24 głównych południkach geograficznych, oddalonych od siebie na dokładnie 15 długości geograficznej (lub 1 godzinie), w przybliżeniu w środku każdej strefy czasowej. Głównym południkiem zerowym jest Greenwich. Czas standardowy to czas uniwersalny plus numer strefy czasowej: T P = T 0+ rz

Urlop macierzyński:

W Rosji czas macierzyński był wykorzystywany w życiu praktycznym do marca 2011 r.:

T re = T P+ 1 godz.

Czas macierzyński w drugiej strefie czasowej, w której znajduje się Moskwa, nazywany jest czasem moskiewskim. Latem (kwiecień-październik) wskazówki zegara przesuwano o godzinę do przodu, a zimą cofano je o godzinę.


7 Refrakcja

Pozorna pozycja opraw nad horyzontem różni się od obliczonej ze wzorów. Promienie ciała niebieskiego przed wejściem do oka obserwatora przechodzą przez atmosferę ziemską i ulegają w niej załamaniu. A w miarę wzrostu gęstości w kierunku powierzchni Ziemi promień światła jest coraz bardziej odchylany w tym samym kierunku po zakrzywionej linii, tak że kierunek OM 1, w którym obserwator widzi ciało, okazuje się odchylany w stronę zenitu i nie pokrywa się z kierunkiem OM 2, w którym widziałby światło w przypadku braku atmosfery.

Zjawisko załamania promieni świetlnych podczas przechodzenia przez atmosferę ziemską nazywa się astronomicznym refrakcja. Nazywa się kąt M 1 OM 2 kąt załamania Lub załamanie ρ.

Kąt ZOM 1 nazywany jest pozorną odległością zenitową źródła światła zʹ, a kąt ZOM 2 prawdziwą odległością zenitową z: z - zʹ = ρ, tj. rzeczywista odległość źródła światła jest o wiele większa niż odległość widzialna ρ.

Na horyzoncie refrakcjaśrednio równe 35.

W wyniku załamania obserwuje się zmiany kształtu dysków Słońca i Księżyca podczas ich wschodu lub zachodu.

Doba tradycyjnie dzieli się na 24 godziny, godzinę na 60 minut, a minutę na 60 sekund. Ponieważ rektascensję mierzymy w godzinach, minutach i sekundach, moment w czasie na zegarze gwiazdowym jest wyznaczany przez rektascensję gwiazdy znajdującej się w ten moment punkt kulminacyjny. Wynika, że czas gwiazdowy mierzy się za pomocą kąta godzinowego równonocy wiosennej (ryc. 19) w taki sam sposób, w jaki określamy czas za pomocą kątów obrotu wskazówki godzinowej i minutowej. Rzeczywiście, z definicji, kąt godzinny punktu równonocy wiosennej wynosi zero w momencie, gdy czas gwiazdowy wynosi zero. Kąt godzinny zmienia się równomiernie, gdyż sfera niebieska również obraca się równomiernie, czyli mierząc kąt godzinny w mierze godzinowej, od razu otrzymujemy czas, w którym sfera niebieska powróciła do tego kąta.

Czas gwiazdowy jest niezwykle wygodny dla astronomów. Wiedząc o tym, możesz od razu dowiedzieć się, które gwiazdy są obserwowane w tym momencie. Łatwo to określić. Oczywiście można go zainstalować z dokładnością (do dziesiątych lub setnych części sekundy) tylko za pomocą specjalnych narzędzi. Ale z dokładnością do kilku minut astronom określa to jednym spojrzeniem.

Dzień gwiazdowy- jest to okres czasu pomiędzy dwiema kolejnymi górnymi kulminacjami dowolnej gwiazdy. Zwyczajowo uważa się moment kulminacji równonocy wiosennej za początek dnia gwiazdowego.

Zdjęcia (zdjęcia, rysunki)

Na tej stronie znajdują się materiały na następujące tematy:

Jednostki czasu

Obserwacja i pomiar czasu opierają się na obrocie naszej planety wokół Słońca.

Czas, który upłynął, można zmierzyć na podstawie następujących punktów.

Ziemia porusza się niemal równomiernie wokół własnej osi. Okres tego ruchu jest równy okresowi obrotu sklepienia niebieskiego. Z kolei okres obrotu firmamentu można wyznaczyć na podstawie jego obserwacji.

Zatem na podstawie znajomości kąta obrotu Ziemi od pewnego położenia początkowego możliwe jest obliczenie czasu, jaki upłynął.

W tym przypadku za początkowe położenie Ziemi przyjmuje się następujące momenty.

  • moment, w którym nasza planeta przechodzi przez wybrany punkt na niebie
  • moment najwyższego lub najniższego punktu kulminacyjnego na wybranym południku.

Notatka 1

Podstawową jednostką czasu jest dzień. Ich czas trwania zależy od wybranego punktu na niebie.

Te punkty to:

  • punkt równonocy wiosennej
  • środek widocznego dysku Słońca (prawdziwego Słońca)
  • przeciętne słońce jest rodzajem punktu spekulacyjnego, którego położenie można określić teoretycznie i w dowolnym momencie.

Punkty te obowiązują przez trzy jednostki czasu, a mianowicie:

  1. dzień gwiazdowy
  2. prawdziwe słoneczne dni
  3. przeciętny dzień słoneczny

Mierzony czas nazywany jest odpowiednio czasem gwiazdowym, prawdziwym czasem słonecznym i średnim czasem słonecznym.

Dzień gwiazdowy.

Dzień gwiazdowy to okres czasu, który upłynął pomiędzy dwiema kolejnymi kulminacjami o tej samej nazwie podczas równonocy wiosennej, które zaznaczono na tym samym południku.

W tym przypadku za początek dnia gwiazdowego na wybranym południku przyjmuje się moment górnej kulminacji punktu równonocy wiosennej.

Czas gwiazdowy.

Czas gwiezdny to czas, który upłynął od momentu górnej kulminacji równonocy wiosennej do dowolnej innej pozycji. Czas ten określa się w godzinach, minutach i sekundach gwiazdowych.

Uwaga 2

Stosowanie czasu gwiazdowego jest wygodne tylko w naukowych obliczeniach astronomicznych. W życiu codziennym stosowanie takich obliczeń jest niewygodne. W szczególności, ze względu na fakt, że słońce przechodzi przez punkt kulminacyjny równonocy wiosennej tylko raz w roku, później południe występuje o różnych porach dnia, co stwarza niedogodności.

Prawdziwie słoneczne dni.

Termin ten odnosi się do sekwencji tych samych kulminacji Słońca, a dokładniej środka dysku słonecznego na stałym południku geograficznym. W tym przypadku początkiem prawdziwego dnia słonecznego jest moment dolnej kulminacji Słońca, zwany także prawdziwą północą.

Prawdziwy czas słoneczny.

Definicja 1

Przez prawdziwy czas słoneczny $T$ rozumiemy czas, który upłynął od dolnej kulminacji naszej gwiazdy do dowolnej innej pozycji.

Co więcej, położenie to wyraża się w przedziałach czasowych prawdziwego dnia słonecznego, takich jak rzeczywiste godziny słoneczne, minuty i sekundy.

W rezultacie prawdziwy czas słoneczny $T$ na wybranym południku w żądanym momencie jest równy kątowi godzinnemu Słońca $t$. Z kolei godzinowy kąt Słońca $t$ określa się w mierze godzinowej plus $12h$.

Rezultatem jest następująca formuła:

$T¤ = t¤ + 12h$

Należy również powiedzieć, że ruch prawdziwego Słońca po niebie nie jest równomierny z następujących powodów:

Nasza gwiazda porusza się wzdłuż ekliptyki, a nie wzdłuż równika niebieskiego. Ekliptyka jest nachylona do równika niebieskiego pod kątem = 23°27. Słońce porusza się wzdłuż ekliptyki nierównomiernie.

Z tych powodów prawdziwy dzień słoneczny w jednym dniu roku może być większy lub mniejszy w innym. Dlatego też, ze względu na ciągłą zmianę czasu trwania prawdziwej doby słonecznej, należy wykorzystywać je do odliczania czasu prawdziwe życie nie wydaje się możliwe.

Przeciętny dzień słoneczny.

Aby otrzymać dzień o stałym czasie trwania, powiązanym z biegiem Słońca, wprowadzono następujące pojęcia.

Średnia ekliptyka i średnie słońce równikowe to fikcyjne punkty wykorzystywane przez astronomów do ustalenia dnia, który miałby stały czas trwania i był powiązany z biegiem Słońca.

Średnie słońce ekliptyki porusza się wzdłuż ekliptyki ze średnią prędkością naszej gwiazdy. 3 lipca i 4 stycznia średnie słońce ekliptyki pokrywa się z rzeczywistym.

Z kolei przeciętne słońce równikowe porusza się wzdłuż równika niebieskiego ze stałą prędkością, czyli jest to średnie słońce ekliptyki. Słońce ekliptyki i równika jednocześnie przechodzą równonoc wiosenną.

Dzień przeciętny (słoneczny) – termin ten odnosi się do pewnego okresu czasu pomiędzy dwiema kolejnymi kulminacjami przeciętnego słońca równikowego.

Uwaga 3

W tym przypadku za początek przeciętnego dnia równikowego uważa się moment, w którym przeciętne słońce równikowe osiąga swoją dolną kulminację. Ten moment nazywany jest także północą.

Czas średni $Tm$ to przedział, który upłynął od momentu wystąpienia dolnej kulminacji średniego słońca równikowego do dowolnej innej pozycji słońca. Co więcej, położenie to wyraża się w ułamkach przeciętnego dnia słonecznego, czyli w średnich godzinach, minutach i sekundach.

W rezultacie średni czas $Tm$ jest obliczany w oparciu o fakt, że jest on liczbowo równy w dowolnym momencie na żądanym południku kątowi godzinnemu $tm$ średniego słońca równikowego. Z kolei kąt godzinowy średniego słońca równikowego wyznaczany jest w mierze godzinowej $12h$.

W rezultacie otrzymujemy następującą formułę:

Czas efemeryd

Badania wykazały, że przeciętny dzień nie jest stałą wartością, według której można mierzyć czas. Powodem zmienności przeciętnego dnia jest w szczególności taki moment, jak fakt, że Ziemia obraca się nierównomiernie wokół własnej osi, co prowadzi do zmiany prędkości planety. Według obserwacji wielkość takich zmian jest równa jednej tysięcznej sekundy.

W związku z tym w 1956 r. za podstawę wprowadzonego czasu efemerydowego przyjęto tzw. sekundę efemerydową.

Jednak w naszych czasach zamiast obliczania czasu efemerydowego stosuje się inny czas, zwany ziemskim czasem dynamicznym. Czas ten jest w przybliżeniu równy efemerydom.

Czas atomowy

Dzięki rozwojowi technologii możliwe stało się ustalenie większej dokładności czasu niż było to dotychczas możliwe poprzez obserwacje i obliczenia astronomiczne.

W rezultacie w 1964 roku za standard czasu przyjęto cezowe zegary atomowe.

Czas atomowy opiera się na sekundzie atomowej. Z kolei sekundę atomową definiuje się jako okres czasu, w którym fala elektromagnetyczna wykonuje 9 192 631 771 oscylacji. W tym przypadku fala elektromagnetyczna jest emitowana przez atom cezu podczas przejścia z jednego poziom energii do innego.

Czas gwiazdowy jest zwykle wyznaczany na podstawie punktu równonocy wiosennej. Przedział czasowy pomiędzy dwiema kolejnymi górnymi kulminacjami równonocy wiosennej na tym samym południku nazywany jest dniem gwiazdowym. Za początek dnia gwiazdowego na danym południku przyjmuje się moment górnej kulminacji równonocy wiosennej (ryc. 3.1). Czas gwiazdowy mierzony jest kątem godzinnym równonocy wiosennej. Na początku dnia gwiazdowego punkt równonocy wiosennej znajduje się w górnej kulminacji i dlatego jego kąt godzinny wynosi 0. Ponieważ Ziemia obraca się w sposób ciągły wokół własnej osi, z biegiem czasu kąt godzinny będzie się zwiększał i po jego wartości można ocenić czas, który upłynął. Zatem czas gwiazdowy S jest zachodnim kątem godzinnym równonocy wiosennej. W konsekwencji czas gwiezdny na danym południku w dowolnym momencie jest liczbowo równy kątowi godzinnemu równonocy wiosennej, tj.

Rozważając czas gwiazdowy należy mieć na uwadze, że punkt równonocy wiosennej znajduje się w nieskończenie dużej odległości i dlatego ruch Ziemi po orbicie nie zmienia jej pozornego położenia na sferze niebieskiej. Okres obrotu Ziemi względem równonocy wiosennej pozostaje niezmieniony. Dlatego dzień gwiezdny ma stały czas trwania. Czas gwiazdowy jest szeroko stosowany w astronomii lotniczej. W przypadku południka Greenwich jest on podawany w AAE dla każdej godziny odpowiedniego dnia (patrz dodatek 5). Korzystanie z czasu gwiazdowego jest niewygodne, ponieważ nie jest on powiązany ze Słońcem, w odniesieniu do którego budowane są codzienne czynności ludzi.

Względne położenie Słońca i równonocy wiosennej zmienia się w sposób ciągły przez cały rok. Poruszając się wzdłuż ekliptyki, Słońce przesuwa się względem równonocy wiosennej o prawie 1° dziennie (ryc. 3.2). W rezultacie doba gwiazdowa jest krótsza od doby słonecznej o 3 minuty i 56 sekund, a ich początek w ciągu roku przypada na różne pory dnia i nocy. Z ryc. 3.2 jasne jest, że Słońce tylko raz w roku osiąga kulminację wraz z równonocą wiosenną w południe, w godzinach zerowych czasu gwiazdowego. Dzieje się tak, gdy Słońce przechodzi przez równonoc wiosenną, to znaczy, gdy jego rektascensja wynosi 0.

Ryż. 3.1. czas gwiazdowy

Ryż. 3.3. Zależność czasu gwiazdowego, kąta godzinowego i rektascencji źródeł światła

Ryż. 3.2. Związek między dniem gwiezdnym i słonecznym

Po jednym dniu gwiazdowym punkt równonocy wiosennej ponownie znajdzie się w górnej kulminacji, a kulminacja Słońca nastąpi dopiero po około 4 minutach, gdyż w ciągu jednego dnia gwiazdowego przesunie się ono na wschód względem punktu równonocy wiosennej o około 1°. Po kolejnym dniu gwiazdowym kulminacja Słońca nastąpi około 8 minut po rozpoczęciu dnia gwiazdowego.

Zatem czas kulminacji Słońca stale się wydłuża. W ciągu miesiąca czas kulminacji gwiazdowej wzrośnie o około 2 godziny, a za rok o 24 godziny, dlatego przypada zero godzin czasu gwiazdowego inny czas słoneczne dni, co utrudnia wykorzystanie czasu gwiazdowego w życiu codziennym.

Zależność pomiędzy czasem gwiezdnym, kątem godzinowym i rektascensją źródła światła.

Nie da się zmierzyć kąta godzinnego równonocy wiosennej ani zauważyć momentu jego przejścia przez południk obserwatora, gdyż jest on wyimaginowany i niewidoczny na sferze niebieskiej. Dlatego niemożliwe jest bezpośrednie określenie czasu gwiazdowego na podstawie punktu równonocy wiosennej. Dlatego w praktyce określenie początku dnia gwiazdowego i czasu gwiazdowego w dowolnym momencie przeprowadza dowolna gwiazda, której znana jest rektascensja (ryc. 3.3.). Znając rektascensję gwiazdy i mierząc jej kąt godzinny, możesz określić czas gwiazdowy. Z ryc. 3.3 jasne jest, że istnieje oczywisty związek pomiędzy czasem gwiazdowym, kątem godzinowym i rektascensją gwiazdy, który można zapisać poprzez współrzędne gwiazdy w postaci

Z tej zależności wynika, że ​​czas gwiazdowy w dowolnym momencie jest równy sumie kąta godzinnego gwiazdy i jej rektascencji. Zwykle w obserwatoriach astronomicznych zegar gwiazdowy jest sprawdzany przez gwiazdę kulminacyjną. Ponieważ w tym momencie kąt godzinny gwiazdy wynosi zero, czas gwiazdowy będzie odpowiadał rektascensji danej gwiazdy, tj.

Z ryc. 3.3 możemy wyprowadzić inną zależność, która jest szeroko stosowana w praktyce astronomii lotniczej do wyznaczania kątów godzinnych gwiazd: t=S-a. Na podstawie tego wzoru obliczane są kąty godzinne gwiazd nawigacyjnych na podstawie czasu gwiazdowego i rektascencji wziętych z AAE. Obliczenie to upraszcza przygotowanie AAE i zmniejsza jego objętość.


Jednostką miary czasu w astronomii jest dzień- okres czasu, w którym Ziemia dokonuje pełnego obrotu wokół własnej osi względem jakiegoś punktu na niebie. W zależności od tego punktu początkowego istnieją dzień gwiazdowy- okres czasu pomiędzy dwiema kolejnymi kulminacjami o tej samej nazwie podczas równonocy wiosennej, oraz prawdziwe słoneczne dni- okres pomiędzy dwiema kolejnymi kulminacjami o tej samej nazwie w centrum Słońca. Doba słoneczna jest o około 4 minuty dłuższa od doby gwiazdowej, ponieważ Słońce porusza się wśród gwiazd w kierunku obrotu Ziemi i aby go dogonić, Ziemia musi wykonać nieco więcej niż jeden obrót względem gwiazdy. Do pomiaru długich okresów użytkowania rok tropikalny- okres pomiędzy dwoma kolejnymi przejściami środka Słońca przez równonoc wiosenną.

Do pomiaru czasu można używać zarówno dni gwiazdowych, jak i prawdziwych słonecznych. Jeśli stosuje się dni gwiazdowe, zmierzony czas nazywa się czas gwiazdowy, a jeśli są to prawdziwe dni słoneczne - to prawdziwy czas słoneczny. Nie oznacza to jednak, że mierzymy dwa razy niezależnie od siebie. W rzeczywistości są to dwie różne linijki do pomiaru czasu. Zatem odległość między miastami można wyrazić zarówno w kilometrach, jak i milach. Podobnie jest z pomiarem czasu.

Za początek dnia gwiazdowego na danym południku geograficznym przyjmuje się moment górnej kulminacji równonocy wiosennej. czas gwiazdowy- czas, jaki upłynął od momentu górnej kulminacji równonocy wiosennej do dowolnej innej pozycji, wyrażony w ułamkach dni gwiazdowych (godziny, minuty i sekundy gwiazdowe). A więc czas gwiazdowy S równy pod względem wielkości kątowi godzinnemu równonocy wiosennej lub sumie kąta godzinnego dowolnego źródła światła O i jego rektascensja (patrz ryc. 17):


Stąd w szczególności wynika, że ​​w momencie górnej kulminacji dowolnej gwiazdy O czas gwiazdowy jest dokładnie równy jego rektascencji.

9.2. Prawdziwy czas słoneczny

Za początek prawdziwego dnia słonecznego przyjmuje się moment dolnej kulminacji środka Słońca. Prawdziwy czas słoneczny to czas, który upłynął od momentu dolnej kulminacji środka Słońca do dowolnej innej pozycji, wyrażony w ułamkach rzeczywistej doby słonecznej (rzeczywiste godziny słoneczne, minuty i sekundy). Oznacza to, że prawdziwy czas słoneczny jest równy kątowi godzinnemu środka Słońca plus 12 godzin:

Niestety długość prawdziwego dnia słonecznego zmienia się w ciągu roku, ponieważ:

1) Słońce nie porusza się wzdłuż równika niebieskiego, ale wzdłuż nachylonej do niego ekliptyki, tj. Zmiana w bezpośrednim wznoszeniu się Słońca w ciągu jednego dnia w pobliżu przesileń jest większa niż w pobliżu równonocy. Dlatego też pomiędzy niższymi kulminacjami Słońca w pobliżu przesileń i równonocy upływają nieco inne okresy czasu.

2) Słońce porusza się nierównomiernie wzdłuż ekliptyki ze względu na eliptyczność orbity Ziemi.

Z tych powodów na przykład prawdziwy dzień słoneczny 22 grudnia jest o około 50 sekund dłuższy niż 23 września. Jest oczywiste, że stosowanie prawdziwego czasu słonecznego jest niewygodne, dlatego wprowadzono średni czas słoneczny.

9.3. Średni czas słoneczny

Wprowadzono dwa fikcyjne punkty - oznacza ekliptykę Słońca I oznacza równikowe słońce. Przeciętne Słońce ekliptyki porusza się równomiernie wzdłuż ekliptyki i pokrywa się z prawdziwym w momencie przejścia Ziemi przez peryhelium. Przeciętne Słońce równikowe porusza się równomiernie wzdłuż równika ze średnią prędkością prawdziwego Słońca i jednocześnie ze średnim Słońcem ekliptyki przechodzi równonoc wiosenną.

Przeciętny dzień słoneczny- okres czasu pomiędzy dwiema kolejnymi dolnymi kulminacjami średniej równikowej Słońca na tym samym południku geograficznym. Za początek dnia słonecznego przyjmuje się dolną kulminację średniego Słońca równikowego, a średni czas słoneczny T M równa się


Gdzie T M- kąt godzinny średniego słońca równikowego.

Oczywiste jest, że średniego czasu słonecznego nie można bezpośrednio zmierzyć na podstawie obserwacji astronomicznych, można go jedynie obliczyć. Związek między prawdziwym czasem słonecznym a średnim czasem słonecznym wyraża się poprzez równanie czasu:

Należy zauważyć, że równanie czasu można zdefiniować nie tylko jako różnicę między średnim i prawdziwym czasem słonecznym, ale także odwrotnie, jako różnicę między prawdziwym i średnim czasem słonecznym. Rocznik Astronomiczny posługuje się drugą definicją, my natomiast, podążając za Woroncowem-Wielaminowem, będziemy posługiwać się pierwszą. Wartość waha się od +14 M(około 11 lutego) do -16 M(około 3 listopada), a jego wartość dla każdego dnia podana jest w Roczniku Astronomicznym (patrz też ryc. 18).

Ryż. 18. Zmiana równania czasu w ciągu roku

9.4. Czas efemeryd

Obserwacje wykazały, że przeciętny dzień nie jest wartością stałą. Powodem jest nierówny obrót Ziemi wokół własnej osi. Następuje ciągłe spowolnienie obrotu Ziemi z powodu tarcia pływowego, zmian sezonowych związanych z redystrybucją mas powietrza i wody na powierzchni Ziemi. Odkryto także nieregularne, nagłe zmiany prędkości Ziemi, których przyczyna jest nieznana. Wielkość tych nieprawidłowości wynosi tysięczne części sekundy.

Dlatego wprowadzono jednolity czas efemeryd, który wyznacza ruch Księżyca i planet. W 1956 roku Międzynarodowy Komitet Miar i Wag przyjął jako podstawę czas efemeryd efemerydy drugie, jako 1/31 556 925,9747 części roku tropikalnego o godzinie 12 czasu efemerydowego 0 stycznia 1900 roku.

Obecnie zamiast czasu efemerydowego stosuje się tzw. ziemski czas dynamiczny, który w przybliżeniu odpowiada czasowi efemerydowemu.

9,5. Czas atomowy

Rozwój nauki doprowadził do sytuacji, w której środki techniczne mogą zapewnić pomiary czasu z większą dokładnością niż z obserwacji astronomicznych. W 1964 roku Międzynarodowy Komitet Miar i Wag przyjął cezowy zegar atomowy jako miarę czasu.

Czas atomowy opiera się na sekunda atomowa, jako okres czasu, w którym następuje 9 192 631 771 oscylacji fali elektromagnetycznej, emitowanych przez atom cezu podczas przejścia z jednego stałego poziomu energii na drugi.

Sekunda atomowa jest nieco mniejsza niż sekunda efemerydowa, a w ciągu roku różnica między czasem atomowym i efemerydalnym osiąga 0,9 sekundy. Dlatego prawie co roku zegary atomowe cofają się o 1 sekundę. Dokładne sygnały czasu przesyłane drogą radiową odpowiadają czasowi atomowemu. Sygnały te są przesyłane w sześciosekundowych impulsach, przy czym początek ostatniego sygnału oznacza koniec godziny. Kilka stacji radiowych na całym świecie nadaje ciągłe sygnały czasu przez całą dobę.

9.6. Systemy pomiaru czasu

Czas lokalny to czas mierzony na danym południku geograficznym.

Różnica dowolnych czasów lokalnych na dwóch południkach w tym samym momencie fizycznym jest równa różnicy długości geograficznych tych południków:



Czas uniwersalny UT- lokalny średni czas słoneczny południka Greenwich (=0). Jeżeli długość geograficzną miejsca na Ziemi wyraża się w jednostkach godzinowych i przyjmuje się, że na wschód od Greenwich jest dodatnia, zachodzi następująca zależność:

Czas standardowy. W 1884 roku wprowadzono pasowy system liczenia średniego czasu. Czas liczony jest tylko na 24 głównych południkach geograficznych, oddalonych od siebie o dokładnie 15 długości geograficznej o zaczynając od południka zerowego. Granice pasów znajdują się z reguły niedaleko głównego południka. Numery pasów N od 0 do 23. Lokalny średni czas słoneczny głównego południka dowolnej strefy czasowej nazywany jest czasem standardowym T p, który służy do śledzenia czasu na całym terytorium leżącym w danej strefie czasowej. Czas standardowy jest powiązany z czasem światowym poprzez numer strefy czasowej:


Czas macierzyński. W 1930 r. dekretem rządu ZSRR wskazówki zegara przesunięto o 1 godzinę do przodu w stosunku do czasu standardowego:


Czas ten nazywany jest czasem macierzyńskim.

Czas letni. W 1981 roku wprowadzono go także w ZSRR, wzorem większości krajów świata czas letni, na 1 godzinę przed urlopem macierzyńskim. Czas letni wprowadza się od ostatniej niedzieli marca do ostatniej niedzieli października:


Zatem czas, który zimą nazywamy Moskwą, jest czasem macierzyńskim drugiej strefy czasowej i jest 3 godziny przed czasem UT. Latem różnica w stosunku do czasu Greenwich wynosi 4 godziny.

Najwygodniej jest przejść od czasu gwiezdnego do średniego czasu roku tropikalnego. Jego czas trwania w dniach gwiezdnych jest dokładnie o jeden dzień dłuższy niż czas trwania przeciętnej doby słonecznej. Wynika to z faktu, że w ciągu roku Słońce dokonuje pełnego obrotu na sferze niebieskiej w tym samym kierunku, w którym obraca się Ziemia. Dlatego w ciągu roku Ziemia wykonuje o jeden obrót mniej w stosunku do Słońca niż w stosunku do gwiazd.

Rok tropikalny wynosi 365,2422 dni słonecznych i 366,2422 dni gwiazdowych. Dlatego powiązanie średniego czasu słonecznego z czasem gwiazdowym odbywa się poprzez równość: 365,2422 dni średnich = 366,2422 dni gwiazdowych. Lub


Wszystkie pozostałe jednostki czasu powiązane są ze sobą tymi samymi współczynnikami, tj. 1 śr. godzina = 1,002738 gwiazdek godziny itp., tj.


I


Dla wygody obliczenia czasu gwiazdowego dla danej chwili, wyznaczonego na podstawie średniego czasu słonecznego, Rocznik Astronomiczny podaje czas gwiazdowy dla Greenwich Mean Midnight S 0. Wartość dla przeciętnego dnia słonecznego S 0 wzrasta o 3 M 56 S 0,555, ponieważ Dokładnie o tę kwotę dzień gwiazdowy jest krótszy od przeciętnego.

Porozumiewawczy S 0, można obliczyć czas gwiazdowy S 0 średnio o północy na danym południku. Ponieważ północ nastąpi na tym południku wcześniej niż w Greenwich, wówczas wartość S 0 będzie nieco mniejsze niż S 0:

Dla Kazania () S 0 =S 0 - 32 S .

Przykład. Konieczne jest znalezienie czasu gwiazdowego w Kazaniu w chwili 3 H oznacza czas słoneczny. Aby to zrobić, musisz znaleźć czas gwiazdowy o średniej lokalnej północy S 0 i dodaj do tego okres czasu w środku 3 H, przeliczony na czas gwiazdowy:

9,8. Kalendarz

Kalendarz to system liczenia długich okresów czasu.

Natura zapewniła nam 3 naturalne procesy okresowe: zmianę dnia i nocy, zmianę faz księżyca i zmianę pór roku. W innych czasach różne narody Kalendarz opierał się na różnych procesach, więc istniały kalendarze słoneczne, księżycowe i księżycowo-słoneczne. Kalendarze słoneczne opierają się na czasie trwania roku tropikalnego, kalendarze księżycowe opierają się na miesiącu księżycowym, kalendarze księżycowo-słoneczne łączą oba okresy.

Żyjemy według kalendarz słoneczny. Ze względów praktycznych kalendarz musi spełniać następujące warunki:

1) Rok kalendarzowy musi zawierać całkowitą liczbę dni.

2) Długość roku kalendarzowego powinna być jak najbardziej zbliżona do długości roku tropikalnego.

9.8.1. Kalendarz juliański

Jak już wiemy, rok tropikalny zawiera 365,2422 dni słonecznych, czyli 365 D 5 H 48 M 46 S 365 D 6 H. Na tej podstawie opracował aleksandryjski astronom Sosigenes, a cesarz rzymski Juliusz Cezar w 46 roku p.n.e. wprowadził kalendarz, zwany obecnie juliański. Jego istota jest następująca. Długość prostego roku kalendarzowego wynosi 365 D. Co więcej, przez 4 lata kumuluje się różnica prawie 1 dnia, więc co czwarty rok zawiera 366 D i nazywany jest rokiem przestępnym. Za lata przestępne zwykle uważa się te lata, których liczby są podzielne przez 4 bez reszty (na przykład 2004).

Rok juliański jest o 0 dłuższy niż rok tropikalny D.0078 i po 128 latach rozbieżność zaczyna wynosić 1 dzień. Kalendarz juliański był używany przez około 16 wieków i w tym czasie narosła różnica 10 dni. Prowadziło to do zamieszania w ustalaniu dat świąt kościelnych.

Przykładowo, zgodnie z zasadami Kościoła chrześcijańskiego, Wielkanoc powinna przypadać w pierwszą niedzielę po pierwszej pełni księżyca po równonocy wiosennej. W 325 r. równonoc wiosenna przypadała na 21 marca, a w 1582 r. – na 11 marca, co spowodowało trudności w ustaleniu daty Wielkanocy.

9.8.2. kalendarz gregoriański

Dlatego też reforma kalendarza juliańskiego stała się koniecznością i została przeprowadzona przez papieża Grzegorza XIII w 1582 roku nowy kalendarz jest nazywany gregoriański. Nowy projekt kalendarza został opracowany przez włoskiego matematyka i lekarza Lilio i ma na celu zbliżenie średniej długości roku kalendarzowego do długości roku tropikalnego. Istota reformy jest następująca.

1) Wyeliminowano skumulowaną rozbieżność 10 dni między kalendarzem juliańskim a liczeniem lat tropikalnych (po 4 października zdecydowano się liczyć 15 października).

2) W kalendarzu juliańskim na przestrzeni 400 lat rozbieżność z czasem rzeczywistym wynosi prawie dokładnie 3 dni. Dlatego w kalendarzu gregoriańskim zwyczajowo nie uważa się za lata przestępne tych lat stuleci, których liczby nie są podzielne przez 400. Na przykład rok 2000 był rokiem przestępnym, ale rok 1900 nie.

W rezultacie średnia długość roku kalendarzowego w kalendarzu gregoriańskim na przestrzeni 400 lat wynosi 365 D.2425, rozbieżność tylko 0 D.0003, co da rozbieżność o 1 dzień dopiero po 3300 latach.

W Rosji kalendarz gregoriański został wprowadzony dopiero w 1918 r. (po 1 lutego postanowiono od razu liczyć 14 lutego) oraz Sobór nadal używa Juliana.

Kalendarz gregoriański nazywany jest także nowym stylem, a kalendarz juliański nazywany jest starym stylem.

Początek roku kalendarzowego (1 stycznia), początek liczenia lat (od narodzenia Chrystusa), dzielenie roku na 12 miesięcy i tygodnie po 7 dni to przyjęta w drodze porozumienia konwencja, tradycja.

9,9. Linia daty

Licząc dni kalendarzowe, należy ustalić, od którego południka rozpoczyna się nowy dzień. Zgodnie z umową międzynarodową takim południkiem jest południk położony 180° od Greenwich o . Linia daty, w oceanie przebiega wzdłuż tego południka i opływa wyspy. Zatem linia daty biegnie przez cały ocean.

Na zachód od linii daty, zwanej także linią demarkacyjną, dzień miesiąca jest zawsze o jeden większy niż na wschód od niej (na przykład na zachód na Czukotce, 15 września i na wschodzie na Alasce , 14 września), zatem przy przekraczaniu linii demarkacyjnej należy to wziąć pod uwagę. Przekraczając tę ​​linię z zachodu na wschód, liczbę miesiąca należy zmniejszyć o jeden, a ze wschodu na zachód dodać. NA statki morskie zmiany takiej dokonuje się najpóźniej o północy po przekroczeniu linii daty. Statki płynące na wschód (z Chin do Kalifornii) liczą tę samą datę dwukrotnie (po 15 września przychodzi ponownie 15 września), a statki płynące na zachód (z Kalifornii do Chin) przeoczają jedną datę (po 14 września liczą od razu 16 września). To oczywiste Nowy Rok a nowy miesiąc również zaczyna się na linii daty.

9.10. Dni juliańskie

W astronomii często pojawia się problem określenia liczby dni, jakie upłynęły pomiędzy dwiema odległymi datami (obserwacje komet, gwiazd zmiennych, wybuchy nowych i supernowych).

Dla wygody rozwiązania tego problemu w XVI wieku naszej ery. Scaliger przedstawił tę koncepcję Okres juliański Trwający 7980 lat, za początek proponowano uznać 1 stycznia 4713 r. p.n.e. i prowadź ciągłą liczbę dni tzw Julian Days JD począwszy od tej daty. Za początek dnia juliańskiego uważa się południe w Greenwich. Daty juliańskie na dni bieżącego roku podawane są w kalendarzach astronomicznych i Roczniku Astronomicznym. Na przykład godzina 0 1 stycznia 2000 roku w Greenwich to JD 2451544,5. Często pomijane są dwie pierwsze cyfry daty juliańskiej.

Okres i dni zostały nazwane przez Scaligera Julianem na cześć jego ojca Juliusza i nie mają żadnego związku z Juliuszem Cezarem.

Zadania

35. (269) Gwiazdę Ursa Minor () zaobserwowano w jej dolnej kulminacji, a zegar gwiazdowy w tym czasie pokazywał 3 H 39 M 33 S. Na czym polega korekta zegara?

Rozwiązanie: Korekcja zegara to różnica pomiędzy odpowiedni czas i odczytanie zegara . W momencie kulminacji dolnej, zgodnie ze wzorem (), czas gwiazdowy wynosi 3 H 20 M 49 S stąd korekta zegara .

36. (228) W Orle według zegara kijowskiego czasu gwiazdowego o godzinie 4.00 H 48 M zaobserwowano górną kulminację Capelli (). Jaka jest różnica w długości geograficznej tych dwóch miast?

Rozwiązanie: Różnica długości geograficznej dwóch punktów jest równa różnicy pomiędzy dowolnymi dwoma czasami lokalnymi, w tym przypadku czasami gwiazdowymi. W Orelu czas gwiezdny jest równy rektascencji gwiazdy w momencie górnej kulminacji, więc różnica długości geograficznej wynosi .

37. (233) Zaćmienie Księżyca 2 kwietnia 1950 r. rozpoczęło się o godz. 19 H 03 M według czasu uniwersalnego. Kiedy to się zaczęło w Ałmaty (V strefa czasowa) według standardowego, macierzyńskiego i lokalnego czasu słonecznego?