Час та годинний кут. Зірковий та сонячний час

1 Річний рух Сонця та еліптична система координат

Сонце поряд із добовим обертанням повільно протягом року переміщається небесною сферою в протилежному напрямку по великому колу, називається екліптикою. Екліптика нахилена до небесного екватора під кутом Ƹ, величина якого нині близька до 23 26´. Екліптика перетинається з небесним екватором у точці весняного ♈ (21 березня) та осіннього Ω (23 вересня) рівнодення. Точки екліптики, віддалені від рівноденних на 90, є точки літнього (22 червня) та зимового (22 грудня) сонцестоянь. Екваторіальні координати центру сонячного диска безперервно змінюються протягом року від 0h до 24h (пряме сходження) - еліптична довгота ϒm, що відраховується від точки весняного рівнодення до кола широти. І від 23 26' до -23 26' (відмінювання) - еліптична широта, відраховується від 0 до +90 до північного полюса та 0 до -90 до південного полюса. Зодіакальними сузір'ями називаються сузір'я, що знаходяться на лінії екліптики. Знаходиться на лінії екліптики 13 сузір'їв: Овен, Телець, Близнюки, Рак, Лев, Діва, Терези, Скорпіон, Стрілець, Козеріг, Водолій, Риби та Змієносець. Але сузір'я Зміїносця не згадується, хоча Сонце і знаходиться в ньому більшу частину часу сузір'їв Стрільця та Скорпіона. Зроблено це для зручності. При знаходженні Сонця під горизонтом на висотах від 0 до -6 - тривають цивільні сутінки, а від -6 до -18 - астрономічні сутінки.

2 Вимірювання часу

Вимірювання часу грунтується на спостереженнях добового обертання склепіння та річного руху Сонця, тобто. обертання Землі навколо своєї осі та на зверненні Землі навколо Сонця.

Тривалість основної одиниці часу, яка називається цілодобово, залежить від обраної точки на небі. В астрономії за такі точки приймаються:

Крапка весняного рівнодення ♈ ( зірковий час);

Центр видимого диска Сонця ( справжнє Сонце, Справжній сонячний час);

- середнє Сонце -фіктивна точка, положення якої на небі може бути обчислено теоретично для будь-якого моменту часу ( середній сонячний час)

Для виміру довгих проміжків часу служить тропічний рік, заснований на русі Землі навколо Сонця.

Тропічний рік- проміжок часу між двома послідовними проходженнями центру істинного центру Сонця через точку весняного рівнодення. Він містить 365,2422 середньої сонячної доби.

Через повільний рух точки весняного рівноденняназустріч Сонцю, викликаного прецесією, щодо зірок Сонце виявляється у тій точці неба через проміжок часу на 20 хв. 24 сек. більший, ніж тропічний рік. Він називається зірковим рокомі містить 365,2564 середньої сонячної доби.

3 Зірковий час

Проміжок часу між двома послідовними кульмінаціями точки весняного рівнодення на тому самому географічному меридіані називається зірковою добою.

Зоряний час вимірюється годинниковим кутом точки весняного рівнодення: S=t ♈ , і дорівнює сумі прямого сходження і кута годинника будь-якої зірки: S = α + t.

Зоряний час у будь-який момент дорівнює прямому сходження будь-якого - або світила плюс його годинний кут.

У момент верхньої кульмінації світила його кут t=0, а S = α.

4 Справжній сонячний час

Проміжок часу між двома послідовними кульмінаціями Сонця (центру сонячного диска) на тому самому географічному меридіані називається я справжньою сонячною добою.

За початок справжньої Сонячної доби на даному меридіані приймають момент нижньої кульмінації Сонця ( справжня опівночі).

Час, що протікає від нижньої кульмінації Сонця до будь-якого іншого його становища, виражений у частках справжньої сонячної доби. істинним сонячним часом Т ʘ

Справжній сонячний часвиражається через годинний кут Сонця, збільшений на 12 годин: Т = t + 12 h

5 Середній сонячний час

Для того, щоб доба мала постійну тривалість і при цьому була пов'язана з рухом Сонця, в астрономії введено поняття двох фіктивних точок:

Середньо еліптичного та середньо екваторіального Сонця.

Середнє еліптичне Сонце (ср.екліп.С.) поступово рухається екліптикою із середньою швидкістю.

Середнє екваторіальне Сонце рухається екватором з постійною швидкістю середнього еліптичного Сонця і одночасно з ним проходить точку весняного рівнодення.

Проміжок часу між двома послідовними кульмінаціями середнього екваторіального Сонця на тому самому географічному меридіані, називається середньою сонячною добою.

Час, що протікає від нижньої кульмінації середнього екваторіального Сонця до будь-якого іншого його положення, виражене в частках середньої сонячної доби називається середнім сонячним часомТm.

Середній сонячний час Тmна цьому меридіані в будь-який момент чисельно дорівнює часовому куту Сонця: Тm= t m+ 12 h

Середній час відрізняється від істинного на величину рівняння часу: Тm= Т ʘ + n .

6 Всесвітній, поясний та декретний час

Всесвітнє:

Місцевий середній сонячний час гринвічського меридіана називається всесвітнім або світовим часом Т 0 .

Місцевий середній сонячний час будь-якого пункту на Землі визначається: Тm= Т 0+ λ h

Поясний час:

p align="justify"> Рахунок часу ведеться на 24 основних географічних меридіана, розташованих один від одного на довготі точно через 15 (або 1 година) приблизно посередині кожного часового поясу. Основним нульовим меридіаном вважається грінвічський. Поясний час є всесвітній час плюс номер часового поясу: Т П = Т 0+ n

Декретне:

У Росії в практичному житті до березня 2011 р. використовувався декретний час:

Т Д = Т П+ 1 h.

Декретний час другого часового поясу, в якому знаходиться Москва, називають московським часом. У літній період (квітень-жовтень) стрілки годинника переводилися на годину вперед, а в зимовий поверталися на годину назад.

7 Рефракція

Видимо положення світил над горизонтом відрізняється від обчисленого за формулами. Промені від небесного об'єкта, перш ніж потрапити в око спостерігача, проходять крізь атмосферу Землі та заломлюються у ній. І так як щільність збільшується до поверхні Землі, то промінь світла все більше відхиляється в ту саму сторону по кривій лінії, так що напрямок ОМ 1 , по якому спостерігач бачить світило, виявляється відхиленим у бік зеніту і не збігається з напрямом ОМ 2 , яким він бачив світило за відсутності атмосфери.

Явище заломлення світлових променів під час проходження земної атмосфери називається астрономічною. рефракцією. Кут М 1 ЗМ 2 називають кутом рефракціїабо рефракцією ρ.

Кут ZOM 1 називається видимим зенітним відстанню світила zʹ, а кут ZOM 2 - істинним зенітним відстанню z: z - zʹ = ρ, тобто. справжня відстань світила більше видимого на величину ρ.

На лінії горизонту рефракціяв середньому дорівнює 35?.

Внаслідок рефракції спостерігаються зміни форми дисків Сонця та Місяця при їх сході чи заході.

Одиницею виміру часу в астрономії є доба- проміжок часу, протягом якого Земля робить повний оберт навколо своєї осі щодо якоїсь точки на небі. Залежно від цієї точки відліку розрізняють зіркова доба- проміжок часу між двома послідовними однойменними кульмінаціями точки весняного рівнодення, та справжня сонячна доба- Проміжок часу між двома послідовними однойменними кульмінаціями центру Сонця. Сонячна доба приблизно на 4 хвилини довша за зоряну, оскільки Сонце рухається серед зірок у бік обертання Землі, і для того, щоб його наздогнати, Землі треба зробити відносно зірок трохи більше одного обороту. Для виміру великих проміжків часу використовують тропічний рік- Проміжок часу між двома послідовними проходженнями центру Сонця через точку весняного рівнодення.

Для вимірювання часу можна використовувати як зоряну, так і справжню сонячну добу. Якщо використовується зіркова доба, вимірюваний час називають зірковим часома якщо справжня сонячна доба - то справжнім сонячним часом. Однак це не означає, що ми вимірюємо два якісь незалежні один від одного часу. Фактично, це дві різні лінійки для вимірювання часу. Так, відстань між містами можна висловити і за кілометри, і за милі. Ситуація з виміром часу та сама.

За початок зоряної доби на даному географічному меридіані приймається момент верхньої кульмінації точки весняного рівнодення. Зірковий час- час, що пройшов з моменту верхньої кульмінації точки весняного рівнодення до будь-якого іншого її положення, виражене в частках зоряної доби (зоряний годинник, хвилини та секунди). Таким чином, зірковий час sодно за величиною годинникового кута точки весняного рівнодення, або сумою годинникового кута якогось світила Oта його прямого сходження (див. рис. 17):

9.2. Справжній сонячний час

За початок справжньої сонячної доби приймається момент нижньої кульмінації центру Сонця. Справжній сонячний час - це час, що протік від моменту нижньої кульмінації центру Сонця до будь-якого іншого його положення, виражене в частках справжньої сонячної доби (справжній сонячний годинник, хвилини та секунди). Отже, справжній сонячний час дорівнює годинниковому куту центру Сонця плюс 12 годин:

На жаль, тривалість справжньої сонячної доби різна протягом року, тому що:

1) Сонце рухається за небесним екватором, а, по похилої щодо нього екліптиці, тобто. зміна прямого сходження Сонця за один день поблизу сонцестояння більше, ніж поблизу рівнодення. Тому між нижніми кульмінаціями Сонця поблизу сонцестоянь та рівнодень проходять трохи різні проміжки часу.

2) Сонце і з екліптиці рухається нерівномірно через еліптичність орбіти Землі.

З цих причин, наприклад, справжня сонячна доба 22 грудня приблизно на 50 секунд довша, ніж 23 вересня. Зрозуміло, що використання справжнього сонячного часу незручно, і тому запроваджено середній сонячний час.

9.3. Середній сонячний час

Було введено дві фіктивні точки - середнє еліптичне Сонцеі середнє екваторіальне Сонце. Середнє еліптичне Сонце поступово рухається екліптикою і збігається з істинним у час проходження Землею перигелія. Середнє екваторіальне Сонце рухається рівномірно екватором із середньою швидкістю справжнього Сонця і водночас із середнім еліптичним Сонцем проходить точку весняного рівнодення.

Середня сонячна доба- проміжок часу між двома послідовними нижніми кульмінаціями середнього екваторіального Сонця на тому самому географічному меридіані. За початок сонячної доби приймається нижня кульмінація середнього екваторіального Сонця, та середній сонячний час T Mодно

Зрозуміло, що середній сонячний час не можна безпосередньо виміряти з астрономічних спостережень, його можна лише обчислити. Зв'язок між істинним сонячним часом і середнім сонячним часом виражається через рівняння часу:

Рис. 18. Зміна рівняння часу протягом року

9.4. Ефемеридний час

Спостереження показали, що середня доба не є постійною величиною. Причина – нерівномірність обертання Землі навколо своєї осі. Існує вікове уповільнення обертання Землі через припливне тертя, сезонні зміни, пов'язані з перерозподілом повітряних та водяних мас на поверхні Землі. Виявлено і нерегулярні, стрибкоподібні зміни швидкості Землі, причина яких невідома. Розмір цих нерівномірностей - тисячні частки секунди.

Тому було введено рівномірний ефемеридний час, який визначається за рухом Місяця та планет. У 1956 р. Міжнародний комітет мір і терезів прийняв за основу ефемеридного часу ефемеридну секунду 1/31 556 925.9747 частина тропічного року на 12 годин ефемеридного часу 0 січня 1900 року.

В даний час замість ефемеридного часу використовують так званий динамічний земний час, який приблизно відповідає ефемеридному.

9.5. Атомний час

Розвиток науки призвело до ситуації, коли технічними засобами можна забезпечити вимір часу з більшою точністю, ніж астрономічних спостережень. У 1964 р. Міжнародний комітет заходів і терезів як зразок часу прийняв атомний цезієвий годинник.

В основі атомного часу лежить атомна секунда, Як проміжок часу, за який відбувається 9192631771 коливання електромагнітної хвилі, яку випромінює атом цезію при переході з одного фіксованого енергетичного рівня на інший.

Атомна секунда трохи менша за ефемеридну, і за рік різниця між атомним і ефемеридним часом досягає 0.9 сек. Тому майже щороку атомний годинник переводить на 1 секунду тому. Сигнали точного часу, що передаються радіо, відповідають атомному часу. Ці сигнали передаються як шести секундних імпульсів, причому початок останнього сигналу означає кінець години. Декілька радіостанцій світу цілодобово ведуть безперервну передачу сигналів точного часу.

9.6. Системи рахунку часу

Місцевий час- цей час, виміряний на даному географічному меридіані.

Різниця будь-яких місцевих часів на двох меридіанах в той самий фізичний момент, дорівнює різниці довгот цих меридіанів:

Всесвітній час UT- місцевий середній сонячний час грінвічського (=0) меридіана. Якщо довготу місця на Землі висловлювати в годинній мірі і вважати позитивною на схід від Грінвіча, має місце таке співвідношення:

Поясні часи.У 1884 р. запроваджено поясну систему рахунки середнього часу. p align="justify"> Рахунок часу ведеться тільки на 24 основних географічних меридіанах, розташованих один від одного по довготі точно через 15 oпочинаючи з нульового меридіана. Межі поясів відстоять, як правило, від основного меридіана. Номери поясів Nвід 0 до 23. Місцевий середній сонячний час основного меридіана якогось часового поясу називається поясним часом Tп, яким і ведеться рахунок часу по всій території, що у даному часовому поясі. Поясний час пов'язаний із всесвітнім через номер часового поясу:

Декретний час.У 1930 р. декретом уряду СРСР стрілки годинника переведені на 1 годину вперед щодо поясного часу:

Літній час.У 1981 р. в СРСР, за прикладом більшості країн світу, було введено ще й літній час, що на 1 годину випереджає декретний. Літній час вводиться з останньої неділі березня до останньої неділі жовтня:

Таким чином, той час, який ми називаємо московським, узимку є декретним часом другого часового поясу та випереджає всесвітній час UT на 3 години. Влітку на відміну від гринвічського часу становить 4 години.

Найзручніше переходити від зоряного часу до середнього через тропічний рік. Його тривалість у зоряній добі рівно на одну добу більша, ніж тривалість у середній сонячній добі. Пов'язано це з тим, що протягом року Сонце робить повний оборот на небесній сфері у той самий бік, у яку обертається Земля. Тому протягом року Земля робить щодо Сонця однією оборот менше, ніж щодо зірок.

Тропічний рік дорівнює 365.2422 середньої сонячної доби та 366.2422 зіркової доби. Тому зв'язок середнього сонячного часу та зоряного часу здійснюється через рівність: 365.2422 порівн.доба = 366.2422 зв.добу. Або

Для зручності обчислення зоряного часу на той чи інший момент, визначений за середнім сонячним часом, в Астрономічному Щорічнику дається значення зоряного часу на середню грінвічську північ S 0 . За середню сонячну добу величина S 0 збільшується на 3 m 56 s.555, т.к. зіркова доба коротша за середню саме на цю величину.

Знаючи S 0 можна обчислити зірковий час s 0 в середню опівночі на даному меридіані. Так як на цьому меридіані опівночі настане раніше, ніж у Грінвічі, то і величина s 0 буде трохи менше, ніж S 0:

приклад. Необхідно знайти зоряний час у Казані на момент 3 hсереднього сонячного часу. Для цього треба знайти зоряний час у місцеву середню опівночі s 0 і додати до нього проміжок часу в середні 3 h, Переведений у проміжок зоряного часу:

9.8. Календар

Календар – це система рахунку тривалих проміжків часу.

Природа надала нам 3 природні періодичні процеси: зміна дня і ночі, зміна місячних фаз, зміна пір року. У різний час у різних народів основу календаря лежали різні процеси, тому існували сонячні, місячні, місячно-сонячні календарі. В основі сонячних календарів лежить тривалість тропічного року, в основі місячних календарів – місячного місяця, місячно-сонячні календарі поєднують обидва періоди.

Ми живемо за сонячним календарем. З практичних міркувань календар повинен задовольняти такі умови:

1) Календарний рік має містити цілу кількість діб.

2) Тривалість календарного року має бути якомога ближчою до тривалості тропічного року.

9.8.1. Юліанський календар

Як ми вже знаємо, тропічний рік містить 365.2422 сонячних діб або 365 d 5 h 48 m 46 s 365 d 6 h. На основі цього факту олександрійський астроном Созіген розробив, а римський імператор Юлій Цезар у 46 р. до нашої ери ввів календар, який нині називають юліанським. Суть його полягає у наступному. Тривалість простого календарного року встановлюється у 365 d. При цьому за 4 роки накопичується різниця майже в 1 добу, тож кожен четвертий рік містить 366 dі називається високосним. Вважають високосними ті роки, номери яких діляться на 4 без залишку (наприклад, 2004 р.).

Юліанський рік довший за тропічний на 0 d.0078 та за 128 років розбіжність починає становити 1 добу. Юліанським календарем користувалися близько 16 століть, і за цей час накопичилася різниця у 10 діб. Це призводило до плутанини у визначенні дат церковних свят.

Наприклад, за правилами християнської церкви свято Великодня має наступати в першу неділю після першої повні після дня весняного рівнодення. У 325 р. день весняного рівнодення припадав на 21 березня, а в 1582 р. - на 11 березня, що призводило до труднощів у визначенні дати Великодня.

9.8.2. Григоріанський календар

Реформа юліанського календаря стала необхідністю і в 1582 р. була проведена римським папою Григорієм XIII, тому новий календар має назву григоріанського. Проект нового календаря був розроблений італійським математиком та лікарем Ліліо та спрямований на наближення середньої тривалості календарного року до тривалості тропічного року. Суть реформи полягає у наступному.

1) Було усунено розбіжність, що накопичилася, в 10 діб юліанського календаря з рахунком тропічних років (після 4 жовтня ухвалили вважати 15 жовтня).

2) У юліанському календарі за 400 років розбіжність із реальним часом становить майже рівно 3 доби. Тому в григоріанському календарі прийнято не вважати високосними ті роки століть, у яких номери не діляться без залишку на 400. Наприклад, 2000 був високосним, а 1900 - ні.

У результаті середня за 400 років тривалість календарного року у григоріанському календарі становить 365 d.2425, розбіжність всього 0 d.0003, що дасть розбіжність у 1 добу лише через 3300 років.

У Росії григоріанський календар був запроваджений лише у 1918 році (після 1 лютого ухвалили вважати одразу 14 лютого), а православна церква досі користується юліанською.

Григоріанський календар називають ще новим стилем, а юліанський – старим стилем.

Початок календарного року (1 січня), початок рахунку років (від Різдва Христового), поділ року на 12 місяців і тижнів по 7 днів - це умовність, прийнята за згодою, традиція.

9.9. Лінія зміни дати

За рахунку календарних днів необхідно домовитися, на якому меридіані розпочинається нова доба. За міжнародною угодою таким меридіаном є меридіан, що віддалений від Грінвічського на 180 o . Лінія зміни дати, в океані проходить цим меридіаном, і огинає острови. Так що лінія зміни дати всюди проходить акваторією океану.

На захід від лінії зміни дати, яка називається ще демаркаційною лінією, число місяця завжди на одиницю більше, ніж на схід від неї (наприклад, на захід, на Чукотці, 15 вересня, а на схід, на Алясці, 14 вересня), тому при перетині демаркаційної лінії це необхідно враховувати. При перетині цієї лінії із заходу на схід треба зменшити число місяця на одиницю, а зі сходу на захід – додати. На морських судах таку зміну проводять у найближчу північ після перетину лінії зміни дати. Судна, що пливуть на схід, (з Китаю до Каліфорнії) двічі вважають одну й ту саму дату (після 15 вересня знову настає 15 вересня), а пливучі на захід (з Каліфорнії до Китаю) – пропускають одну дату (після 14 вересня одразу вважають 16) вересня). Очевидно, що Новий рік та новий місяць також починаються на лінії зміни дати.

9.10. Юліанські дні

В астрономії часто виникає завдання визначення числа діб, що пройшли між двома далеко віддаленими датами (спостереження комет, змінних зірок, спалахи Нових та Наднових зірок).

Для зручності розв'язання цього завдання у XVI столітті н.е. Скалігер увів поняття юліанського періодудовжиною 7980 років, запропонував рахувати за його початок 1 січня 4713 до н.е. і вести безперервний рахунок днів, званих юліанськими днями JDпочинаючи з цієї дати. Початком юліанського дня вважається середній грінвічський полудень. Юліанські дати днів поточного року надаються в астрономічних календарях та Астрономічному Щорічнику. Наприклад, 0 годин 1 січня 2000 р. у Грінвічі це JD 2451544.5. Часто перші дві цифри юліанської дати знижуються.

Період і дні названі Скалігером Юліанським на честь його батька Юлія, і не мають відношення до Юлія Цезаря.

Завдання

35. (269) Зірка Малої Ведмедиці () спостерігалася в нижній кульмінації, причому зірковий годинник у цей час показував 3 h 39 m 33 s. Яка поправка годинника?

Рішення:Поправкою годинника називається різниця між правильним часом і показанням годинника . У момент нижньої кульмінації відповідно до формули () зоряний час дорівнює 3 h 20 m 49 s, отже поправка годин .

36. (228) В Орлі по годинах, що йдуть за київським зоряним часом, о 4 h 48 mспостерігалася верхня кульмінація Капели (). Яка різниця довгот цих двох міст?

Рішення:Різниця довгот двох пунктів дорівнює різниці двох будь-яких місцевих часів, у разі зоряних. В Орлі зоряний час дорівнює прямому сходження зірки в момент верхньої кульмінації, тому різниця довгот становить .

37. (233) Затемнення Місяця 2 квітня 1950 р. почалося в 19 h 03 mза всесвітнім часом. Коли воно почалося в Алма-Аті (V часовий пояс) за поясним, декретним і місцевим сонячним часом?

Час та його види. Співвідношення між часом на різних меридіанах.

Зоряний час.

У морській астрономії важливу роль відіграє зоряний час. Зоряною добоюназивається проміжок часу повного обороту Землі щодо точки Овна. За початок зоряної доби приймається момент верхньої кульмінації точки весняного рівнодення. Отже, проміжок часу між двома послідовними верхніми кульмінаціями точки весняного рівнодення називається зірковою добою. Проміжок часу в зіркових одиницях, що пройшов від початку зіркової доби до цього фізичного моменту, називається зоряним часом. Зірковий час прийнято позначати літерою S. Оскільки початок зоряної доби збігається з початком рахунку годинникових кутів світил, то, отже, зоряний час нині є кутової точки весняного рівнодення, тобто.

S = t

Зобразимо небесну сферу на площину небесного екватора. Нехай точка C представляє становище будь-якої зірки на сфері на даний момент часу; - становище точки весняного рівнодення (точка Овна); t - західний кут і- пряме сходження зірки. З малюнка видно, що зоряне час нині дорівнює сумі, прямого сходження і годинникового кута зірки у той самий момент, тобто.

S = t + (2.1)

Цей вираз називається основною формулою часу. Воно пов'язує координати світил з часом, дозволяє переходити від зоряного часу до сонячного та вирішувати інші важливі завдання. У морській астрономії цю формулу часто застосовують для розрахунку годинникових кутів зірок:

t * W = S -

Щоб спростити розрахунки, замінимо віднімання більш зручним додаванням, ввівши зіркове доповнення:

= 360 ° -.

t * W = S +.

Зіркове доповнення- це дуга небесного екватора від точки Овна до меридіана світила, що відраховується у бік добового обертання небесної сфери. Т.к. Зіркове доповнення враховується в ту ж сторону, що і західні годинні кути, то в англійських посібниках з морехідної астрономії ця координата позначається як SHA - абривиатура від Sideral Hour Angle, що дослівно перекладається як зоряний кут.

Основна перевага зоряного часу – його рівномірна зміна. Але в повсякденному житті зоряний час не використовується, тому що її основний недолік - початок зоряної доби припадає на час сонячної доби. Так 21 березня Сонце (становище 1 на малюнку) розташоване в точці Овна, при цьому зіркова доба починається опівдні. Через добу Сонце переміститься екліптикою приблизно на 1° = 4 м і кульмінуватиме через 4 м після точки Овна. Через три місяці - 22 червня Сонце переміститься в положення 3 - кульмінація точки Овна відбудеться о 6 год ранку. 23 вересня, коли Сонце буде в положенні 4, зіркова доба почнеться опівночі. 22 грудня Сонце буде в положенні 4, тому зіркова доба розпочнеться ввечері о 18 год.

Середній час.

Сонячним, або справжньою добоюназивається проміжок часу між двома послідовними верхніми або нижніми кульмінаціями центру Сонця на тому самому меридіані. За початок сонячної доби зазвичай приймається нижня кульмінація Сонця, тому справжнім сонячним часом(Т)називається проміжок часу від нижньої кульмінації Сонця до цього моменту.

Однак справжній час має велику ваду - воно змінюється нерівномірно. Це випливає з другого закону Кеплера, за яким за рівні проміжки часу радіус-вектор планети описує однакові площі. Тому добова зміна прямого сходження Сонця неоднакова протягом року - змінюється від 53,8 "до 66,6". Отже, різниця між найдовшою і найкоротшою сонячною добою становитиме 66,6" -53,8" = 12,8" або 51с (майже 1 хвилина).

Для того щоб доба була однаковою тривалістю, їх відлік ведеться за так званим середнім Сонцем. Середнім Сонцемназивається фіктивна точка, яка на відміну від істинного Сонця рухається рівномірно небесним екватором. Середньою добоюназивається проміжок часу між двома послідовними нижніми кульмінаціями середнього Сонця на меридіані спостерігача.

Середнім часомназивається проміжок часу між нижньою кульмінацією середнього Сонця та даним моментом. Вимірюється дугою небесного екватора від півночі меридіана спостерігача до меридіана середнього Сонця. Середній час вимірюється у часовій мірі.

T = t±12 год (2.2)

Так як середнє Сонце рухається рівномірно, а Справжнє Сонце нерівномірно, то Справжнє Сонце буде то обганяти, то відставати від середнього Сонця.

Визначати зоряний час прийнято за точкою весняного рівнодення. Проміжок часу між двома послідовними верхніми кульмінаціями точки весняного рівнодення на тому самому меридіані називається зоряною добою. За початок зоряної доби на даному меридіані приймається момент верхньої кульмінації точки весняного рівнодення (рис. 3.1). Зоряний час вимірюється годинниковим кутом точки весняного рівнодення. У момент початку зоряної доби точка весняного рівнодення знаходиться у верхній кульмінації і тому її годинний кут дорівнює 0. Так як Земля безперервно обертається навколо своєї осі, то з часом годинний кут буде збільшуватися і за його значенням можна судити про час, що пройшов. Таким чином, зоряним часом S називається західний годинниковий кут точки весняного рівнодення. Отже, зоряний час цьому меридіані будь-якої миті чисельно дорівнює годинниковому кутку точки весняного рівнодення, т. е. .

Розглядаючи зоряний час, слід пам'ятати, що точка весняного рівнодення перебуває в нескінченно великій відстані і тому рух Землі орбітою не змінює її видимого становища на небесній сфері. Період обертання Землі щодо точки весняного рівнодення залишається незмінним. Тому зоряна доба має постійну тривалість. Зоряний час широко застосовується в авіаційній астрономії. Для грінвічського меридіана воно дано в ААЕ на кожну годину часу відповідної дати (див. додаток 5). Користуватися зоряним часом незручно, оскільки він пов'язані з Сонцем, щодо якого будується розпорядок життя людей.

Взаємне становище Сонця та точки весняного рівнодення протягом року безперервно змінюється. Рухаючись екліптикою, Сонце за добу зміщується щодо точки весняного рівнодення майже на 1° (рис. 3.2). Внаслідок цього зоряна доба коротша за сонячні на 3 хв 56 с та їх початок протягом року припадає на різний час дня та ночі. З рис. 3.2 видно, що Сонце лише раз на рік кульмінує разом із точкою весняного рівнодення опівдні о нуль годин зоряного часу. Це буває тоді, коли Сонце проходить через точку весняного рівнодення, т. Е. Коли його пряме сходження дорівнює 0.

Рис. 3.1. Зірковий час

Рис. 3.3. Залежність між зоряним часом, годинниковим кутом та прямим сходженням світил

Рис. 3.2. Зв'язок між зірковою та сонячною добою

Через одну зіркову добу точка весняного рівнодення знову перебуватиме у верхній кульмінації, а кульмінація Сонця настане приблизно лише через 4 хв, оскільки за одну зіркову добу воно зміститься на схід щодо точки весняного рівнодення приблизно на 1°. Ще через одну зіркову добу кульмінація Сонця настане вже приблизно через 8 хв після початку зіркової доби.

Таким чином, час кульмінації Сонця безперервно зростає. За місяць зірковий час кульмінації збільшиться приблизно на 2 години, а за рік - на 24 години. Отже, нуль годин зоряного часу припадає на різний час сонячної доби, що ускладнює користування зоряним часом у повсякденному житті.

Залежність між зоряним часом, годинниковим кутом та прямим сходженням світила.

Виміряти годинник точки весняного рівнодення або помітити момент проходження її через меридіан спостерігача неможливо, оскільки вона є уявною і на небесній сфері не видно. Отже, безпосередньо визначити зоряний час за точкою весняного рівнодення не можна. Тому практично визначення початку зоряної доби та зоряного часу у будь-який момент виробляють за якоюсь зіркою, пряме сходження якої відомо (рис. 3.3.). Знаючи пряме сходження зірки і вимірявши її кут, можна визначити зоряний час. З рис. 3.3 видно, що між зоряним часом, годинниковим кутом та прямим сходженням світила є очевидна залежність, яку через координати зірки можна записати у вигляді

З цієї залежності випливає, що зоряний час у будь-який момент дорівнює сумі годинного кута зірки та її прямого сходження. Зазвичай в астрономічних обсерваторіях зоряний годинник перевіряють по кульмінуючій зірці. Оскільки в цей момент годинник зірки дорівнює нулю, то зоряний час буде відповідати прямому сходженню цієї зірки, тобто .

З рис. 3.3 можна вивести ще одну залежність, яка широко застосовується у практиці авіаційної астрономії визначення годинних кутів зірок: t=S-a. На підставі цієї формули проводиться розрахунок годинникових кутів навігаційних зірок за зоряним часом і прямим сходженням, взятих з ААЕ. Цей розрахунок спрощує складання ААЕ та зменшує його обсяг.

На спостереженнях добового обертання небесного склепіння та річного руху Сонця, тобто. на обертанні Землі навколо осі та на зверненні Землі навколо Сонця, засновано вимір часу.

Обертання Землі навколо осі відбувається майже рівномірно, з періодом, рівним періоду обертання небесного склепіння, який досить точно може бути визначений зі спостережень. Тому по кутку повороту Землі від деякого початкового положення можна судити про час, що пройшов. За початкове положення Землі приймається момент проходження площини земного меридіана місця спостереження через обрану точку на небі, або, що те саме, момент верхньої (або нижньої) кульмінації цієї точки на даному меридіані.

Тривалість основної одиниці часу, яка називається цілодобово, залежить від обраної точки на небі. В астрономії за такі точки приймаються: а) точка весняного рівнодення; б) центр видимого диска Сонця (справжнє Сонце); в) «середнє сонце» – фіктивна точка, Положення якої на небі може бути обчислено теоретично для будь-якого моменту часу.

Три різні одиниці часу, що визначаються цими точками, називаються відповідно зоряною, справжньою сонячною та середньою сонячною добою, а час, що ними вимірюється, - зоряним, справжнім сонячним та середнім сонячним часом.

Тропічним рокомназивається проміжок часу між двома послідовними проходженнями центру Сонця через точку весняного рівнодення.

3.2. Зоряна доба. Зірковий час

Проміжок часу між двома послідовними однойменними кульмінаціями точки весняного рівнодення на тому самому географічному меридіані називається зоряною добою.

За початок зоряної доби на даному меридіані приймається момент верхньої кульмінації точки весняного рівнодення.

Кут, на який Земля повернеться від моменту верхньої кульмінації точки весняного рівнодення до якогось іншого моменту, дорівнює кутку точки весняного рівнодення в цей момент. Отже, зоряний час s цьому меридіані будь-якої миті чисельно дорівнює годинниковому куті точки весняного рівнодення t , вираженому в часовій мірі, тобто.

s = t . (1.14)

Крапку весняного рівнодення на небі нічим не відзначено. Безпосередньо виміряти її годинник або помітити момент проходження її через меридіан не можна. Тому практично для встановлення початку зоряної доби або зоряного часу в якийсь момент треба виміряти годинник t якого-небудь світила М, пряме сходження якого відомо (рис. 12).

Тоді, оскільки t = Qm =m, а годинний кут точки весняного рівнодення t = Q і, за визначенням, дорівнює зоряному часу s,

s = t = +t, (1.15)

тобто. зірковий час у будь-який момент дорівнює прямому сходженню будь-якого світила плюс його годинниковий кут.

У момент верхньої кульмінації світила його кут t = 0, і тоді

s = . (1.16)

У момент нижньої кульмінації світила його годинник t = 12h, і зоряний час

s = +12h. (1.17)

Вимірювання часу зоряною добою та її частками найпростіше і тому дуже вигідно під час вирішення багатьох астрономічних завдань. Але у повсякденному житті користуватися зоряним часом украй незручно. Повсякденний розпорядок життя людини пов'язані з видимим становищем Сонця над горизонтом, з його сходом, кульмінацією і заходом, а чи не з становищем фіктивної точки весняного рівнодення. Оскільки взаємне розташування Сонця і точки весняного рівнодення протягом року безперервно змінюється, то, наприклад, верхня кульмінація Сонця (полудні) у різні дні року відбувається у різні моменти зіркової доби. Справді, лише щорічно, коли Сонце проходить через точку весняного рівнодення, тобто. коли його пряме сходження = 0h, воно кульмінуватиме разом із точкою весняного рівнодення опівдні, в 0h зоряного часу. Через одну зіркову добу точка весняного рівнодення знову перебуватиме у верхній кульмінації, а Сонце прийде на меридіан приблизно лише через 4 хвилини, оскільки за одну зіркову добу воно зміститься на схід щодо точки весняного рівнодення майже на 1°, і його пряме сходження буде вже одно =0h4m. Ще через одну зіркову добу пряме сходження Сонця знову збільшиться на 4m, тобто. опівдні настане вже приблизно 0h8m за зоряним часом і т.д. Таким чином, зоряний час кульмінації Сонця безперервно зростає, і опівдні настає у різні моменти зіркової доби. Незручність цілком очевидна.