§ 24. Системы счета времени 

1. Местное время и долгота. Время, измеренное на данном географическом меридиане, называется местным временем этого меридиана.. Для всех мест на одном и том же меридиане часовой угол точки весеннего равноденствия (или Солнца, или среднего солнца) в какой-либо момент один и тот же. Поэтому на всем географическом меридиане местное время (звездное или солнечное) в один и тот же момент одинаково.

Если разность географических долгот двух мест есть Dl , то в более восточном месте часовой угол любого светила будет на Dl  больше, чем часовой угол того же светила в более западном месте. Поэтому разность любых местных времен на двух меридианах в один и тот же физический момент всегда равна разности долгот этих меридианов, выраженной в часовой мере (в единицах времени):
&nb ... Читать дальше »

§ 23. Связь среднего солнечного времени со звездным 

Из многолетних наблюдений установлено, что в тропическом году содержится 365,2422 средних солнечных суток. Нетрудно показать, что звездных суток в тропическом году на единицу больше, т.е. 366,2422.

Действительно, предположим, что в момент весеннего равноденствия некоторого года среднее экваториальное солнце и точка весеннего равноденствия находятся в верхней кульминации. Спустя одни звездные сутки точка весеннего равноденствия снова придет на небесный меридиан, а среднее экваториальное солнце не дойдет до него, так как за звездные сутки оно сместится по небесному экватору к востоку на дугу примерно в 1°. Оно пройдет небесный меридиан после поворота небесной сферы на этот угол, на что потребуется около 4m времени, а точнее Зm56s. Следовательно, средние сутки продолжительнее звездных суток на Зm56s.

Отходя каждые звездные сутки к востоку на дугу в 3m56s (или ~1°), среднее экваториальное солнце ... Читать дальше »

§ 22. Уравнение времени 

Разность между средним временем и истинным солнечным временем в один и тот же момент называется уравнением времени h. На основании (1.18), (1.19) и (1.15) уравнение времени 

h = Tm —  T¤ =  tm — t¤  = a ¤ — a m. (1.20)

Из последнего соотношения следует:

Tm = T¤ + h ,(1.21)

 т.е. среднее солнечное время в любой момент равно истинному солнечному времени плюс уравнение времени.

Таким образом, измерив непосредственно часовой угол Солнца t¤, определяют по (1.18) истинное солнечное время и, зная уравнение времени h в этот момент, находят по (1.21) среднее солнечное время: Tm = t¤ + 12h + h.

Так как среднее экваториальное солнце проходит через меридиан то раньше, то позже истинного Солнца, разность их часовых углов (уравнение ... Читать дальше »

§ 21. Средние солнечные сутки. Среднее солнечное время 

Чтобы получить сутки постоянной продолжительности, и в то же время связанные с движением Солнца, в астрономии введены понятия двух фиктивных точек — среднего эклиптического и среднего экваториального солнца. Среднее эклиптическое солнце равномерно движется по эклиптике со средней скоростью Солнца и совпадает с ним около 3 января и 4 июля.

Среднее экваториальное солнце равномерно движется по небесному экватору с постоянной скоростью среднего эклиптического солнца и одновременно с ним проходит точку весеннего равноденствия.

Следовательно, в каждый момент времени прямое восхождение среднего экваториального солнца равно долготе среднего эклиптического солнца. Их же прямые восхождения одинаковы только четыре раза в году, а именно, в моменты прохождения ими точек равноденствий и в моменты прохождения средним эклиптическим солнцем точек солнцестояний.

Введением среднего экваториального со ... Читать дальше »

§ 20. Истинные солнечные сутки. Истинное солнечное время

 Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями Солнца (точнее, центра солнечного диска) на одном и том же географическом меридиане называется истинными солнечными сутками. За начало истинных солнечных суток на данном меридиане принимается момент нижней кульминации Солнца (истинная полночь).

Время, протекшее от нижней кульминации Солнца до любого другого его положения, выраженное в долях истинных солнечных суток (в истинных солнечных часах, минутах и секундах), называется истинным солнечным временем T¤.

Истинное солнечное время T¤ на данном меридиане в любой момент численно равно часовому углу Солнца t¤, выраженному в часовой мере, плюс 12h, т.е.

T¤=  t¤ + 12h(1.18)

Часовой угол Солнца, когда оно находится над горизонтом и не закрыто облаками, всегда можно измерить непосредственно. В момент верхней ку ... Читать дальше »

§ 19. Звездные сутки. Звездное время 

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

За начало звездных суток на данном меридиане принимается момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия.

Время, протекшее от верхней кульминации точки весеннего равноденствия до любого другого ее положения, выраженное в долях звездных суток (в звездных часах, минутах и секундах), называется звездным временем s.

Угол, на который Земля повернется от момента верхней кульминации точки весеннего равноденствия до какого-нибудь другого момента, равен часовому углу точки весеннего равноденствия в этот момент. Следовательно, звездное время s на данном меридиане в любой момент численно равно часовому углу точки весеннего равноденствия t^,выраженному в часовой мере, т.е.

s = t^.(1.14)
... Читать дальше »

§ 18. Основы измерения времени 

На наблюдениях суточного вращения небесного свода и годичного движения Солнца, т.е. на вращении Земли вокруг оси и на обращении Земли вокруг Солнца, основано измерение времени.

Вращение Земли вокруг оси происходит почти равномерно, с периодом, равным периоду вращения небесного свода, который достаточно точно может быть определен из наблюдений. Поэтому по углу поворота Земли от некоторого начального положения можно судить о протекшем времени. За начальное положение Земли принимается момент прохождения плоскости земного меридиана места наблюдения через избранную точку на небе, или, что одно и то же, момент верхней (или нижней) кульминации этой точки на данном меридиане.

Продолжительность основной единицы времени, называемой сутками, зависит от избранной точки на небе. В астрономии за такие точки принимаются: а) точка весеннего равноденствия; б) центр видимого диска Солнца (истинное Солнце); в) «сред ... Читать дальше »

§ 17. Суточное движение Солнца на разных широтах

а) Для наблюдателя на северном полюсе Земли (j = + 90°) незаходящими светилами являются те, у которых d   ³ 0, а невосходящими те, у которых d   < 0 (см. § 13, рис. 10).

Положительное склонение у Солнца бывает с 21 марта по 23 сентября, а отрицательное — с 23 сентября по 21 марта. Следовательно, на северном полюсе Земли Солнце приблизительно полгода бывает незаходящим, а полгода — невосходящим светилом. Около 21 марта Солнце здесь появляется над горизонтом (восходит) и вследствие суточного вращения небесной сферы описывает кривые, близкие к окружности и почти параллельные горизонту, поднимаясь с каждым днем все выше и выше. В день летнего солнцестояния (около 22 июня) Солнце .достигает максимальной высоты hmах = + 23° 27'. После этого Солнце начинает приближаться к горизонту, высота его постепенно уменьшается и после дня осеннего равноденствия (после 23 с ... Читать дальше »

§ 16. Изменение экваториальных координат Солнца 

Изменение экваториальных координат Солнца при его движении по эклиптике происходит следующим образом. Когда Солнце находится в точке весеннего равноденствия ^(см. § 15), его прямое восхождение и склонение равны нулю. Затем с каждым днем прямое восхождение и склонение Солнца увеличиваются, и когда Солнце придет в точку летнего солнцестояния, его прямое восхождение станет равным 90° или бh, а склонение достигает максимального значения + 23° 27'. После этого склонение Солнца начинает уменьшаться, а прямое восхождение по-прежнему растет. Когда Солнце придет в точку осеннего равноденствия, его прямое восхождение a  = 180° или 12h, а склонение d   = 0°. Далее, прямое восхождение Солнца, продолжая увеличиваться, в точке зимнего солнцестояния становится равным 270° или 18h, а склонение достигает своего минимального значения — 23° 27'. После этого склонение Солнца начинает расти ... Читать дальше »

§ 15. Эклиптика. Эклиптическая система координат 

Измерениями зенитного расстояния или высоты Солнца в полдень (т.е. в момент его верхней кульминации) на одной и той же географической широте было установлено, что склонение Солнца в течение года изменяется в пределах от +23° 27' до —23°27', два раза в году переходя через нуль. Из наблюдений за изменением вида ночного неба следует, что и прямое восхождение Солнца на протяжении года также постепенно изменяется от 0° до 360°, или от 0h до 24h. Действительно, в полночь в верхней кульминации находятся те звезды, прямые восхождения которых отличаются от прямого восхождения Солнца на 180° или на 12h. Наблюдения же показывают, что с каждым днем в полночь кульминируют звезды все с большим и большим прямым восхождением, следовательно, и прямое восхождение Солнца с каждым днем увеличивается.

Рассматривая непрерывное изменение обеих координат Солнца, нетрудно установить, что оно перемещается среди звезд с запада ... Читать дальше »