항성시 천문학. 항성시

지구의 자전 시간은 천구의 매일의 자전을 관찰하여 측정할 수 있습니다.

천구의 완전한 회전 기간은 같은 이름(예: 위쪽)의 별 또는 천구의 특정 지점의 두 개의 연속적인 절정 사이의 시간 간격으로 높은 정확도로 결정할 수 있습니다. 춘분(T)이 그러한 점으로 선택됩니다.

등 춘분의 두 개의 연속적인 상위 절정 사이의 시간 간격을 항성일이라고 합니다.

점 T의 상단 정점의 순간은 항성일의 시작으로 간주됩니다.

항성 하루는 24 항성 시간으로, 1시간은 60분, 1분은 60초로 나뉩니다. 자오선과 점 T 사이에 둘러싸인 천구 적도의 호를 특징으로 하는 자오선에 대한 점 T의 위치가 천구의 매일 자전 방향으로 계산됨을 쉽게 알 수 있습니다( 녹색 화살표), 주어진 날짜의 시작부터 고려 중인 순간까지 경과된 하루의 비율을 결정합니다. 즉, 적도의 지정된 호는 주어진 순간의 시간 측정입니다. 이 호(도)는 자오선과 극과 점 T(빨간색 화살표로 표시)를 통해 그린 대원이 이루는 구각과 같기 때문에 시각, 다음 정의에 도달합니다. 항성시 S는 현재 춘분의 시각과 같습니다. 하루가 24시간으로 나뉘고 원에 360 °가 포함되기 때문에 다음 비율이 얻어집니다.

1시간 = 15°, 1분 - 15", 1초 - 15".

시, 분, 초는 시각의 단위를 나타내므로 이러한 단위의 명칭은 도 측정 단위의 명칭과 같이 해당 그림의 우측 상단에 위치한다. 따라서 시간의 기록은 다음과 같습니다. S = 14h06m27s.

항성시는 천체 관측에 사용됩니다. 세속적인 목적으로는 우리의 삶이 태양과 일치하기 때문에 불편합니다.

태양시

항성일과 유추하여 태양 원반 중심의 두 개의 연속적인 상부 정점 사이의 시간 간격인 진정한 태양일의 개념이 도입되었습니다.

진태양시는 태양 중심의 시각(/0)입니다. 태양은 황도를 따른 연간 이동의 결과로 일일 이동과 반대 방향으로 하루에 약 1 ° 이동하기 때문에, 실제 태양일은 항성일보다 평균 약 4분 더 길다..

진태양시의 불규칙한 흐름

진정한 태양시는 태양의 시각이 고르지 않게 변하기 때문에 이 시간에 작동하는 시계를 만드는 것이 매우 어렵다는 점에서 불편합니다. 이것은 첫째, 황도를 따라 태양의 고르지 않은 운동의 결과로 발생하고 둘째, 적도에 대한 황도의 경사로 인해 발생합니다. 동일한 기간 동안 근일점과 원일점 근처의 황도를 따라 움직이는 태양의 움직임은 같지 않을 것이며, 춘분과 지점 근처에서 황도를 따라 움직이는 태양의 동등한 움직임은 시간 각도의 불평등한 변화에 해당할 것입니다(그림 38).

평균 황도 및 평균 적도 태양

진정한 태양 시간의 불균일성을 제거하기 위해 "평균 태양"의 개념이 도입되었습니다. 이 용어는 이 용어에서 일부 보조 이동 지점을 의미합니다. "평균 황도 태양"은 황도를 따라 균일하게 이동하며 실제 태양 원반의 중심과 동시에 근일점과 원일점을 통과하는 점입니다. 진정한 태양을 "평균 황도"로 대체하면 황도를 따라가는 태양 속도의 가변성으로 인한 태양 시간의 불규칙성이 제거됩니다. 적도에 대한 황도 기울기의 영향을 제거하기 위해 적도를 따라 균일하게 이동하며 춘분과 추분점을 동시에 통과하는 점인 "평균 적도 태양"의 개념이 도입되었습니다. 황도 태양"을 의미합니다.

평균 태양시

가상의 "평균 적도 태양"은 실제 태양과 같은 방식으로 천구의 매일 회전에 참여합니다. "평균 적도 태양"의 연속적인 동일한 두 절정 사이의 시간 간격을 평균일이라고 합니다. 정오의 시작은 "평균 적도 태양"의 정점의 순간으로 간주됩니다. "평균 적도 태양"의 시간당 각도는 주어진 순간의 평균 시간을 결정합니다. 평균 하루는 24시간으로, 1시간은 60분으로, 1분은 60초로 나뉩니다.

표준시

지구 표면의 각 지점에는 자체 현지 시간이 있으며 경도에 따라 다른 지점의 시간과 시, 분, 초 수만큼 다릅니다. 실제 생활에서 현지 시간을 사용하는 것은 특히 운송 및 통신에 매우 불편합니다. 이 상황은 지구 전체에서 시간 계산을 간소화하는 작업을 설정했습니다. 현재 이 문제는 표준시간제 도입으로 해결된다.

15 °마다 자오선을 따라 전체 지구가 24 개의 벨트로 나뉩니다. 가운데 "초기 또는 0"벨트는 그리니치 자오선을 통과하고 이 전체 벨트에는 그리니치 자오선의 현지 시간이 채택됩니다. 다음 동부 벨트에서는 이 벨트의 중간 자오선의 현지 시간이 채택되며 이는 세계 시간과 1시간 차이가 납니다. , 등. 이 시간을 Ta로 표시하고 구역이라고 하고 벨트를 센트리라고 합니다.

지구상의 어느 지점에서나 표준 시간은 현지 시간과 약 30분(최대)만큼 다릅니다. 표준 시간의 도입은 서로 가깝게 위치한 여러 정착지에서 시간이 한 시간 차이가 있다는 사실로 이어집니다. 그러나 이것은 표준시를 사용할 때 전 세계적으로 분과 초가 동일하고 여러 지점의 시간이 정수 시간만큼만 다르다는 사실에 의해 상쇄됩니다.

시간대의 경계는 경우에 따라 자오선에서 후퇴하여 주, 행정 또는 자연(강, 산맥) 경계를 따라 그려집니다.

날짜 변경 라인

본초 자오선의 동쪽을 계산하는 현지 또는 표준 시간(그리니치를 통과)은 경도에 비례하여 증가합니다. 0 자오선의 서쪽을 계산하여 현지 시간을 고려하면 현지 시간이 감소합니다. 이와 관련하여 다음 사실을 고려하십시오.

평균 위도의 같은 장소에 있는 세 명의 관찰자가 동시에 날을 세어 일출에 표시하고 첫 번째 관찰자는 제자리에 남아 있고 두 번째 관찰자는 동쪽과 평행선을 따라 세계 일주 여행을 떠나게 하십시오. 세 번째는 동서의 평행선을 따라 세계 일주 여행입니다. 세 관찰자 모두가 한 장소에 다시 모였을 때 그 자리에 남아 있던 관찰자는 회의 사이에 다음과 같이 말할 것입니다. N며칠, 동쪽으로 여행한 사람은 이렇게 말할 것이다. (N + 1)날. 이것은 두 번째 관찰자가 동쪽으로 이동할 때 고정된 관찰자보다 약간 더 일찍 매번 태양의 정점을 관찰할 것이라는 사실 때문입니다.

서쪽으로 여행하는 관찰자는 그것이 지났다고 말할 것입니다. (N - 1)왜냐하면 그는 지구의 자전과 반대 방향으로 움직이기 때문에 고정된 관찰자에 비해 약간의 지연으로 매번 태양의 정점을 관찰할 것이기 때문입니다.

고정된 관찰자와 여행자의 경우 일수를 일치시키기 위해 국제 협정에 따라 날짜 표시줄 ". 그것은 모두 바다 표면에 위치하고 있으며 그리니치에서 계산하여 대략 180도 자오선을 따라 이어집니다. 서쪽 방향으로 이 선을 넘으면 일 수에서 하루가 삭제됩니다(예: 네 번째 숫자는 항목의 두 번째 숫자 바로 뒤에 옴). 국제 날짜선을 동쪽으로 넘을 때 날짜를 세는 경우 하루가 더 추가됩니다(예: 기록할 때 숫자가 두 번 반복됨).

그리니치에서 자오선을 계산하는 것은 편리합니다. 이 경우 날짜 라인은 암기하기에 편리한 경도(180°)에 있기 때문에 다른 천문대에서 자오선을 계산하는 경우에는 그렇지 않습니다.

여러 위치에서 측정한 값을 기준으로 한 평균값입니다. 평균 태양시본초 자오선. 그리니치(영국)에 있는 천문대의 자오선은 조건부로 초기 자오선으로 간주됩니다.

협정 세계시(UTC)

시계 시간에 대한 보편적으로 인정되는 국제 표준으로 그리니치 표준시를 대체합니다. 그것은 많은 주에서 시민 시간의 기초이며 항공에서 사용되는 세계 시간 신호의 방송에 사용됩니다.

현지 시간

관찰자의 자오선 시간. 그것은 진정한 태양, 평균 태양 및 항성일 수 있습니다.

진태양시(Ti)

시각(천구의 적도를 따라 천구 자오선 서쪽으로 측정한 각 거리, 24시간 = 360o(1시간 = 15o, 1분 = 15")의 비율로 시간당 측정으로 표시됨) 태양, 12시간 증가( 천구 자오선의 서쪽으로 측정).

시간을 각도 값으로 또는 그 반대로 변환

평균 태양시(MT)

평균 태양이라고 하는 가상 지점의 시간 각도로 측정한 시간으로, 적도를 따라 균일하게 이동하며, 그 위치는 가을과 춘분의 순간에 참 태양의 중심과 일치합니다. 지구 궤도의 타원성과 적도에 대한 기울기로 인해 태양시와 다릅니다. 평균 태양시와 실제 태양시 사이의 차이는 16분을 초과하지 않는 시간 방정식(진정한 태양시와 평균 태양시 사이의 현재 차이)이라고 하는 수정값과 동일하며, 이론적으로 계산되고 천문 달력으로 표시됩니다. 평균 태양 정오는 현지 시간으로 정오 12시입니다. 평균과 실제 태양시 사이의 차이 또는 실제 태양과 평균 태양의 적경 사이의 차이를 "시간의 방정식".

항성시(S)

현재 로컬 항성시는 수치적으로 춘분의 시각과 동일하며, 양자리 포인트. 같은 지리적 자오선에서 같은 이름의 춘분의 두 연속 정점 사이의 시간 간격을 항성일이라고 합니다. 천구의 다른 지점과 마찬가지로 춘분의 완전한 회전은 평균 태양시 23시간 56분 04초에 발생합니다. 왜냐하면 황도를 따라 움직이는 태양은 천구의 매일 자전보다 뒤쳐지기 때문입니다. 1년에는 평균 태양일보다 항성일수가 정확히 하루 더 있습니다. 항성일은 항성시, 분, 초로 나뉩니다. 항성일은 평균 태양일보다 3분 56초 짧고 항성시는 일반적으로 인정되는 시간보다 9.86초 짧습니다. 항성시(Sidereal Time)는 항성에서 항공기의 위치와 항로의 선 또는 천문학적 방법을 사용하여 항공기(MS)의 위치를 ​​결정할 때 항공 천문학에서 사용됩니다.

현지 시민 시간

평균 태양 시간은 평균 태양의 더 낮은 절정의 순간부터 계산됩니다.

표준시(Tp)

주어진 시간대의 중간 자오선의 현지 시민 시간과 같은 시간입니다. 지구 전체의 현지시와 세계시의 차이가 정수 시간이 되도록 지역과 국가의 국제적 합의에 의해 설정됩니다. 이를 위해 지구의 전체 표면은 대략 자오선을 따라 24개의 시간대로 나뉩니다. 시간대의 평균 자오선은 경도 15, 30, 45, ... 그리니치에서 서쪽으로 지구 표면의 지점을 따라 진행되며, 여기서 평균 태양시(MT)는 각각 1, 2, 3, . .. 그리니치보다 몇 시간 늦습니다. 일반적으로 도시와 인접 지역은 가장 가까운 평균 자오선의 시간에 따라 산다. 다른 공식 시간으로 구역을 구분하는 선을 시간대 경계라고 합니다. 일반적으로 그들은 자오선을 엄격하게 따르지 않지만 행정 경계와 일치합니다.

시간 비율

따라서 경도 X에 위치한 지구의 각 지점에 대해 지역의 실제 태양시 Ti를 지정할 수 있습니다. 현지 평균 태양시 MT; 표준시 Tp; 계절 겨울 시간 Tz; 계절 여름 시간 T1; 현지 항성시 S. 다음은 한 시간을 다른 시간으로 변환해야 하는 사람들을 위한 공식입니다(표준 시간으로 인해 러시아에서는 마지막 두 공식이 정확함).

• MT \u003d Ti + t,
• MT = UTC + X,
• Tp = UTC + n,
• Тз = UTC + n + 1시간,
• T = UTC + n + 2시간,
• S = s + MT(대략),

여기서 t는 시간 방정식입니다. n - 시간대 번호. s - 그리니치 자정의 항성시(항성시 표는 천문 달력으로 표시됨).

예: 모스크바 X의 경도는 2시간 30분입니다. 평균 태양 정오는 현지 시간(MT) 12:00입니다. 세계 시간에 따르면 UT = 12시간 - 2시간 30분 = 9시간 30분, 모스크바 겨울 시간 - 12시간 30분, 모스크바 여름 시간 - 13시간 30분에 해당합니다.

따라서 모스크바 거주자인 경우 시간은 겨울에는 세계 시간보다 3시간, 여름에는 4시간 빠릅니다. 그러나 이 모든 것은 실제 태양시를 제외하고는 실제 천문학적 사건과 직접적인 관련이 없는 조건부 점입니다. 해시계의 도움을 받아 지구의 올바른 지점에서 정확한 순간에 직접 설정되는 일출, 일몰 및 정오의 시간만이 우주 과정과 실제 연결되어 있습니다. (완전히 정확하게 말하면, 진정한 일출은 관측된 것보다 5분 늦게 일어나고, 진정한 일몰은 대기의 굴절 현상으로 인해 5분 일찍 일어난다).

FS2004의 시간

FS2004의 시간 기록은 완전히 천문학에 따라 GMT를 기반으로 합니다. 시간대는 경도 15도마다 변경됩니다. 따라서 표준(겨울, 여름) 시간에 대한 계산은 위치와 GMT 시간에 따라 독립적으로 이루어져야 합니다. 표준 시간에 대한 시뮬레이터 시간의 경우 추가 유틸리티 또는 스크립트가 사용됩니다(링크 참조). 그러나 경우에 따라 이러한 유틸리티로 인해 일부 장치, 트래픽 및 기타 시간 관련 응용 프로그램의 작동이 없는 경우와 다르게 보일 수 있음을 기억해야 합니다.

항성시는 춘분에 의해 결정됩니다. 같은 자오선에 있는 춘분의 연속적인 두 정점 사이의 시간 간격을 항성일이라고 합니다. 주어진 자오선에서 항성일의 시작은 춘분점의 상부 정점의 순간으로 간주됩니다(그림 3.1). 항성시는 춘분의 시간각으로 측정됩니다. 항성일의 시작에 춘분점은 정점에 있으므로 시간각은 0입니다. 지구는 축을 중심으로 계속 자전하기 때문에 시간당 각은 시간이 지남에 따라 증가하고 그 값을 사용하여 판단할 수 있습니다. 경과 시간. 따라서 항성시 S는 춘분의 서쪽 시간각입니다. 결과적으로, 주어진 자오선의 항성시는 어떤 순간에도 춘분점의 시각, 즉 .

항성시를 고려할 때, 춘분점은 무한히 먼 거리에 있으므로 궤도에서 지구의 움직임은 천구에서 겉보기 위치를 변경하지 않는다는 점을 염두에 두어야 합니다. 춘분점에 대한 지구의 자전 주기는 변하지 않습니다. 따라서 항성일은 지속 시간이 일정합니다. 항성시는 항공 천문학에서 널리 사용됩니다. 그리니치 자오선의 경우 해당 날짜의 각 시간에 대해 AAE로 표시됩니다(부록 5 참조). 항성시를 사용하는 것은 사람들의 일상이 형성되는 태양과 연결되지 않기 때문에 불편하다.

태양과 춘분의 상호 위치는 일년 내내 끊임없이 변합니다. 황도를 따라 이동하면서 태양은 춘분점을 기준으로 하루에 거의 1°씩 이동합니다(그림 3.2). 결과적으로 항성일은 태양일보다 3분 56초 짧고 연중 시작은 낮과 밤의 다른 시간에 해당합니다. 무화과에서. 3.2는 태양이 항성시 0시 정오에 춘분과 함께 절정에 도달하는 것을 일년에 한 번만 보여줍니다. 이것은 태양이 춘분점을 통과할 때, 즉 적경이 0일 때 발생합니다.

쌀. 3.1. 항성시

쌀. 3.3. 항성시, 시각, 천체의 적경 사이의 관계

쌀. 3.2. 항성일과 태양일의 관계

항성일의 하루가 지나면 춘분점은 다시 정점에 도달하고 태양의 절정은 약 4분 후에 올 것입니다. 1 °. 또 다른 항성일 이후, 태양의 절정은 항성일의 시작 약 8분 후에 이미 올 것입니다.

따라서 태양의 절정 시간은 지속적으로 증가하고 있습니다. 한 달이면 절정의 항성시가 약 2시간, 1년에는 24시간이 늘어나게 되어 항성시 0시간이 태양일의 다른 시간에 떨어지게 되어 항성시를 사용하기 어렵다. 일상 생활에서.

항성시, 시각, 별의 적경 사이의 관계.

춘분점의 시각을 측정하거나 관측자의 자오선을 통과하는 순간을 알아차리는 것은 불가능하며, 이는 가상이고 천구에서 볼 수 없기 때문입니다. 따라서 춘분점으로부터 항성시를 직접 결정하는 것은 불가능하다. 따라서 실제로 항성일의 시작과 항성 시간의 결정은 적경이 알려진 별에 따라 수행됩니다 (그림 3.3.). 별의 적경을 알고 시간각을 측정하여 항성시를 결정할 수 있습니다. 무화과에서. 3.3 항성시, 시각, 적경 사이에 명백한 관계가 있음을 알 수 있습니다.

이 의존성으로부터 항성시가 항성시각과 적경의 합과 같다는 결론이 나온다. 일반적으로 천문대에서 항성 시간은 정점에 있는 별에 의해 확인됩니다. 이 순간 별의 시간 각도가 0과 같기 때문에 항성 시간은이 별의 적경, 즉 .

무화과에서. 3.3, 항성의 시간당 각도를 결정하기 위해 항공 천문학에서 널리 사용되는 또 다른 관계를 도출할 수 있습니다. t = S-a. 이 공식에 기초하여 항성시각은 항성시와 적경에 따라 AAE에서 취한 시간당 각도를 계산합니다. 이 계산은 AAE의 편집을 단순화하고 볼륨을 줄입니다.

항성시

항성시는 춘분점 또는 양자리 점에서 다른 위치, 더 간단히 말하면 춘분의 시각까지 경과된 시간입니다. 망원경이 원하는 물체를 보기 위해 어디로 향해야 하는지를 결정하기 위해 주로 천문학자들이 사용합니다. 문자 S로 지정됩니다.

춘분점을 결정할 때 세차를 수행하는 회전하는 고체의 약한 불규칙한 움직임인 다른 방식으로 nutation을 고려하거나 고려하지 않을 수 있습니다. 이에 따라 항성 시간은 true, quasi-true 및 평균입니다.

실제 항성시에서는 경도의 일반적인 세차 운동으로 인해 황도면에서 연간 50.25"의 속도로 이동하고 동시에 회전으로 인해 주기적으로 변동하는 세차 운동과 교전 운동을 갖는 춘분점의 실제점이 고려됩니다. .

준참을 결정할 때, 그 단기 부분은 견제에서 제외된다.

그리고 마지막으로 평균 항성시를 결정할 때 nutation은 전혀 고려하지 않습니다.

항성시는 지구의 경도에 따라 다릅니다. 경도가 동쪽으로 15° 변경되면 약 1시간만큼 증가합니다.

장소에 따라 다음과 같이 구분합니다. 로컬 실제 항성시 - 주어진 장소에 대한 춘분점의 시간 각도(국소 자오선); 지역 평균 항성시 - 춘분의 중점의 시간 각도; 그리니치 실제 항성시 - 그리니치 자오선에 대한 춘분점의 실제 지점의 시간 각도. 그리니치 평균 항성시 - 그리니치 자오선에 대한 춘분의 중점의 시간 각도.

같은 지리적 자오선에 있는 별의 연속적인 두 정점 사이의 시간 간격, 즉 축을 중심으로 한 천체에 대한 천체의 공전 주기를 항성일이라고 합니다. 때로는 항성일이 양자리 점을 기준으로 지구의 완전한 회전에 대한 기간이라는 정의가 사용됩니다.

항성일을 측정하려면 먼저 적경(α)이 알려진 별의 시각(t)을 측정해야 합니다. 양자리 포인트의 경우, 최고 절정의 시간 각도는 0°입니다. 항성일의 시작이 발광체의 시간 각도 계산 시작과 일치하기 때문에 결과적으로 주어진 순간의 항성 시간은 춘분의 시간 각도입니다. 에스 = 티.

천구의 투영을 천구의 적도면에 옮깁시다. 점 C가 주어진 시간에 구체에 있는 어떤 별의 위치를 ​​나타낸다고 하자. ♈ - 춘분점의 위치(양자리점). 그림에서 주어진 순간의 항성시는 같은 순간 별의 적경과 시각의 합과 같다는 것을 알 수 있습니다. 에스 = t + α. 이 공식을 기본 시간 공식이라고도 합니다.

태양의 상부 정점의 순간에 태양의 시간각 t = 0°, 그리고 나서 s = α입니다.

더 낮은 절정의 순간에 그것의 시각은 t = 12h이고 항성시는 s = α + 12h였다.

항성일은 항성 시간, 분 및 초와 같은 더 작은 기간으로 나뉩니다.

항성 시간은 항성일의 1/24와 같으며 0시간 59분입니다. 50.1704387847초

항성 분의 지속 시간은 0시간 0분입니다. 59.8361739797451초 항성 초 - 0.9972695663290856초

일상 생활에서는 항성일이 서로 다른 기간에 시작되기 때문에 항성시를 사용하는 것이 불편합니다. 사람의 일상 생활은 태양의 겉보기 위치와 관련이 있습니다. 떠오르는 태양, 최고 절정(태양이 수평선 위로 최대 높이로 떠오르는 동안) 및 일몰입니다. 그리고 매일 태양과 춘분의 상대적인 위치는 끊임없이 변하고 있습니다. 연중 다른 날에 태양의 최고점은 항성일의 다른 순간에 발생합니다. 일 년에 한 번, 춘분 당일 정오에 태양과 춘분의 위치가 일치합니다. 항성일의 하루가 지나면 춘분점이 다시 정점에 도달하고 태양은 약 4분 후에야 자오선에 도달합니다. 한 항성일에는 춘분점에 대해 거의 1°만큼 동쪽으로 이동할 것이기 때문입니다. 그것의 명백한 움직임을 향해. 저것들. 항성시 24시간은 23시간 56분에 해당합니다. 4.091초 태양 시간을 의미합니다. 1년에는 평균 태양일보다 항성일이 정확히 하루 더 있습니다.

따라서 3월 21일에 태양은 양자리 점에 위치하고 항성일은 정오에 시작합니다. 하루에 태양은 황도를 따라 약 1 ° 이동하고 양자리 점에서 4 분 후에 절정에 이릅니다. 3개월 후인 6월 22일에 양자리의 절정은 아침 6시에 발생합니다. 9월 23일에는 항성일이 자정에 시작됩니다. 12월 22일, 항성일은 오후 18시에 시작됩니다.

항성시 i, s - 춘분의 시간 각도. 항성시 i는 천문학자들이 원하는 물체를 보기 위해 망원경을 가리킬 위치를 결정하는 데 사용됩니다.
정의하다 항성시춘분에 찍은. 같은 자오선에 있는 춘분의 연속적인 두 정점 사이의 시간 간격을 항성일이라고 합니다. 주어진 자오선에서 항성일의 시작은 춘분점의 상부 정점의 순간으로 간주됩니다(그림 3.1). 항성시는 춘분의 시간각으로 측정됩니다. 항성일의 시작에 춘분점은 정점에 있으므로 시간각은 0입니다. 지구는 축을 중심으로 계속 자전하기 때문에 시간당 각은 시간이 지남에 따라 증가하고 그 값을 사용하여 판단할 수 있습니다. 경과 시간. 따라서 항성시 S는 춘분의 서쪽 시간각입니다. 따라서 임의의 순간에 주어진 자오선의 항성시는 춘분의 시각과 수치적으로 동일합니다.

항성시를 고려할 때, 춘분점은 무한히 먼 거리에 있으므로 궤도에서 지구의 움직임은 천구에서 겉보기 위치를 변경하지 않는다는 점을 염두에 두어야 합니다. 춘분점에 대한 지구의 자전 주기는 변하지 않습니다. 따라서 항성일은 지속 시간이 일정합니다. 항성시는 항공 천문학에서 널리 사용됩니다. 그리니치 자오선의 경우 해당 날짜의 각 시간에 대해 MAE로 제공됩니다. 항성시를 사용하는 것은 사람들의 일상이 형성되는 태양과 연결되지 않기 때문에 불편하다.

태양과 춘분의 상호 위치는 일년 내내 끊임없이 변합니다. 황도를 따라 이동하면서 태양은 춘분점을 기준으로 하루에 거의 1°씩 이동합니다(그림 3.2). 결과적으로 항성일은 태양일보다 3분 56초 짧고 연중 시작은 낮과 밤의 다른 시간에 해당합니다. 무화과에서. 3.2는 태양이 항성시 0시 정오에 춘분과 함께 절정에 도달하는 것을 일년에 한 번만 보여줍니다. 이것은 태양이 춘분점을 통과할 때, 즉 적경이 0일 때 발생합니다.

쌀. 3.1. 항성시

쌀. 3.3. 항성시, 시각, 천체의 적경 사이의 관계

쌀. 3.2. 항성일과 태양일의 관계

항성일의 하루가 지나면 춘분점은 다시 정점에 도달하고 태양의 절정은 약 4분 후에 올 것입니다. 1 °. 또 다른 항성일 이후, 태양의 절정은 항성일의 시작 약 8분 후에 이미 올 것입니다.

따라서 태양의 절정 시간은 지속적으로 증가하고 있습니다. 한 달이면 절정의 항성시가 약 2시간, 1년에는 24시간이 늘어나게 되어 항성시 0시간이 태양일의 다른 시간에 떨어지게 되어 항성시를 사용하기 어렵다. 일상 생활에서.

항성시, 시각, 별의 적경 사이의 관계.

춘분점의 시각을 측정하거나 관측자의 자오선을 통과하는 순간을 알아차리는 것은 불가능하며, 이는 가상이고 천구에서 볼 수 없기 때문입니다. 따라서 춘분점으로부터 항성시를 직접 결정하는 것은 불가능하다. 따라서 실제로 항성일의 시작과 항성 시간의 결정은 적경이 알려진 별에 따라 수행됩니다 (그림 3.3.). 별의 적경을 알고 시간각을 측정하여 항성시를 결정할 수 있습니다. 무화과에서. 3.3 항성시, 시각, 적경 사이에 명백한 관계가 있음을 알 수 있습니다.

이 의존성으로부터 항성시가 항성시각과 적경의 합과 같다는 결론이 나온다. 일반적으로 천문대에서 항성 시간은 정점에 있는 별에 의해 확인됩니다. 이 순간 별의 시간 각도는 0이므로 항성시는 이 별의 적경, 즉 S=a에 해당합니다.

무화과에서. 3.3, 항성의 시간당 각도를 결정하기 위해 항공 천문학에서 널리 사용되는 또 다른 관계를 도출할 수 있습니다. t = S-a. 이 공식을 기반으로 항성시와 MAE에서 가져온 적경으로부터 항성 항법의 시간당 각도를 계산합니다. 이 계산은 MAE의 편집을 단순화하고 볼륨을 줄입니다.