Die Maßeinheit der Zeit in der Astronomie ist Tag- der Zeitraum, in dem sich die Erde relativ zu einem Punkt am Himmel vollständig um ihre Achse dreht. Abhängig von diesem Ausgangspunkt gibt es Sterntag- der Zeitraum zwischen zwei aufeinanderfolgenden Höhepunkten des gleichnamigen Frühlingsäquinoktiums und wahre Sonnentage- die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden gleichnamigen Höhepunkten im Zentrum der Sonne. Ein Sonnentag ist etwa 4 Minuten länger als ein Sterntag, da sich die Sonne zwischen den Sternen in Richtung der Erdrotation bewegt und die Erde, um mit ihr Schritt zu halten, etwas mehr als eine Umdrehung relativ dazu machen muss die Sterne. Zur Messung längerer Zeiträume tropisches Jahr- die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen des Sonnenmittelpunkts durch die Frühlings-Tagundnachtgleiche.
Um die Zeit zu messen, können Sie sowohl siderische als auch wahre Sonnentage verwenden. Bei Verwendung von Sterntagen wird die gemessene Zeit genannt Sternzeit, und wenn echte Sonnentage – dann wahre Sonnenzeit. Dies bedeutet jedoch nicht, dass wir zwei voneinander unabhängige Zeiten messen. Tatsächlich handelt es sich hierbei um zwei verschiedene Lineale zur Zeitmessung. Somit kann die Entfernung zwischen Städten sowohl in Kilometern als auch in Meilen ausgedrückt werden. Ähnlich verhält es sich mit der Zeitmessung.
Als Beginn des Sterntags an einem bestimmten geographischen Meridian gilt der Zeitpunkt des oberen Höhepunkts der Frühlings-Tagundnachtgleiche. Sternzeit- die Zeit, die vom Zeitpunkt des oberen Höhepunkts der Frühlings-Tagundnachtgleiche bis zu einem anderen Punkt verstrichen ist, ausgedrückt in Bruchteilen von Sterntagen (Sternstunden, Minuten und Sekunden). Also Sternzeit S gleich groß wie der Stundenwinkel der Frühlings-Tagundnachtgleiche oder die Summe der Stundenwinkel einer beliebigen Leuchte Ö und seine Rektaszension (siehe Abb. 17):
Daraus folgt insbesondere, dass im Moment der oberen Kulmination eines jeden Sterns Ö Die Sternzeit ist genau gleich der Rektaszension.
9.2. Wahre Sonnenzeit
Als Beginn des wahren Sonnentages gilt der Moment des unteren Höhepunkts des Sonnenzentrums. Die wahre Sonnenzeit ist die Zeit, die vom Moment des unteren Höhepunkts des Sonnenzentrums bis zu einem anderen Ort vergeht, ausgedrückt in Bruchteilen eines wahren Sonnentages (echte Sonnenstunden, Minuten und Sekunden). Das bedeutet, dass die wahre Sonnenzeit dem Stundenwinkel des Sonnenmittelpunkts plus 12 Stunden entspricht:
Leider variiert die Dauer des wahren Sonnentages im Laufe des Jahres, weil:
1) Die Sonne bewegt sich nicht entlang des Himmelsäquators, sondern entlang der dazu geneigten Ekliptik, d.h. Die Veränderung des direkten Aufstiegs der Sonne an einem Tag ist in der Nähe der Sonnenwende größer als in der Nähe der Tagundnachtgleiche. Daher vergehen zwischen den unteren Kulminationen der Sonne in der Nähe der Sonnenwende und der Tagundnachtgleiche leicht unterschiedliche Zeiträume.
2) Die Sonne bewegt sich aufgrund der Elliptizität der Erdumlaufbahn ungleichmäßig entlang der Ekliptik.
Aus diesen Gründen ist beispielsweise der wahre Sonnentag am 22. Dezember etwa 50 Sekunden länger als am 23. September. Es ist klar, dass die Verwendung der wahren Sonnenzeit unbequem ist, weshalb die mittlere Sonnenzeit eingeführt wurde.
9.3. Mittlere Sonnenzeit
Es wurden zwei fiktive Punkte eingeführt - mittlere ekliptische Sonne Und mittlere äquatoriale Sonne. Die durchschnittliche Ekliptik der Sonne bewegt sich gleichmäßig entlang der Ekliptik und fällt mit der wahren in dem Moment zusammen, in dem die Erde das Perihel passiert. Die durchschnittliche äquatoriale Sonne bewegt sich gleichmäßig mit der Durchschnittsgeschwindigkeit der wahren Sonne am Äquator entlang und durchläuft gleichzeitig mit der durchschnittlichen ekliptischen Sonne die Frühlings-Tagundnachtgleiche.
Durchschnittlicher Sonnentag- die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden unteren Kulminationen der mittleren äquatorialen Sonne auf demselben geografischen Meridian. Als Beginn des Sonnentages gilt der untere Höhepunkt der mittleren äquatorialen Sonne und der mittleren Sonnenzeit T M gleicht
Wo T M- Stundenwinkel der mittleren äquatorialen Sonne.
Es ist klar, dass die mittlere Sonnenzeit nicht direkt aus astronomischen Beobachtungen gemessen, sondern nur berechnet werden kann. Die Beziehung zwischen wahrer Sonnenzeit und mittlerer Sonnenzeit wird ausgedrückt durch Zeitgleichung:
 |
| Reis. 18. Änderung der Zeitgleichung im Laufe des Jahres |
9.4. Ephemeridenzeit
Beobachtungen haben gezeigt, dass der durchschnittliche Tag kein konstanter Wert ist. Der Grund ist die ungleichmäßige Rotation der Erde um ihre Achse. Es kommt zu einer säkularen Verlangsamung der Erdrotation aufgrund von Gezeitenreibung, jahreszeitlichen Veränderungen im Zusammenhang mit der Umverteilung von Luft- und Wassermassen auf der Erdoberfläche. Es wurden auch unregelmäßige, abrupte Änderungen der Erdgeschwindigkeit entdeckt, deren Ursache unbekannt ist. Die Größe dieser Unregelmäßigkeiten beträgt Tausendstelsekunden.
Daher wurde die einheitliche Ephemeridenzeit eingeführt, die durch die Bewegung des Mondes und der Planeten bestimmt wird. Im Jahr 1956 übernahm das Internationale Komitee für Maß und Gewicht die Ephemeridenzeit als Grundlage Ephemeride Sekunde, als 1/31.556.925,9747 Teil des tropischen Jahres um 12 Stunden Ephemeridenzeit am 0. Januar 1900.
Derzeit verwenden sie anstelle der Ephemeridenzeit die sogenannte terrestrische dynamische Zeit, die in etwa der Ephemeridenzeit entspricht.
9.5. Atomzeit
Die Entwicklung der Wissenschaft hat dazu geführt, dass technische Mittel Zeitmessungen mit größerer Genauigkeit liefern können als astronomische Beobachtungen. Im Jahr 1964 übernahm das Internationale Komitee für Maß und Gewicht die Cäsium-Atomuhr als Zeitstandard.
Die Atomzeit basiert auf Atomsekunde, als der Zeitraum, in dem 9.192.631.771 Schwingungen der elektromagnetischen Welle auftreten, die von einem Cäsiumatom beim Übergang von einem festen Energieniveau zu einem anderen emittiert werden.
Die Atomsekunde ist etwas kleiner als die Ephemeridensekunde, und im Laufe eines Jahres beträgt der Unterschied zwischen Atom- und Ephemeridenzeit 0,9 Sekunden. Deshalb werden Atomuhren fast jedes Jahr um eine Sekunde zurückgestellt. Per Funk übermittelte präzise Zeitsignale entsprechen der Atomzeit. Diese Signale werden im Sechs-Sekunden-Takt gesendet, wobei der Beginn des letzten Signals das Ende der Stunde anzeigt. Mehrere Radiosender auf der ganzen Welt senden rund um die Uhr kontinuierlich Zeitsignale.
9.6. Zeitmesssysteme
Ortszeit ist die auf einem bestimmten geografischen Meridian gemessene Zeit.
Die Differenz beliebiger Ortszeiten auf zwei Meridianen zum gleichen physikalischen Zeitpunkt ist gleich der Differenz der Längengrade dieser Meridiane:
Weltzeit UT- lokale mittlere Sonnenzeit des Greenwich-Meridians (=0). Wenn der Längengrad eines Ortes auf der Erde in Stundeneinheiten ausgedrückt und östlich von Greenwich als positiv betrachtet wird, gilt die folgende Beziehung:
Standardzeit. Im Jahr 1884 wurde das Gürtelsystem zur Zählung der Durchschnittszeit eingeführt. Die Zeit wird nur auf 24 geografischen Hauptmeridianen gezählt, die genau 15 Längengrade voneinander entfernt liegen Ö ausgehend vom Nullmeridian. Die Grenzen der Gürtel liegen in der Regel nicht weit vom Hauptmeridian entfernt. Gürtelnummern N von 0 bis 23. Die örtliche mittlere Sonnenzeit des Hauptmeridians einer beliebigen Zeitzone wird als Standardzeit bezeichnet T p, das verwendet wird, um die Zeit im gesamten Gebiet einer bestimmten Zeitzone zu verfolgen. Die Standardzeit ist über die Zeitzonennummer mit der Weltzeit verknüpft:
Mutterschaftszeit. Im Jahr 1930 wurden die Uhrzeiger per Erlass der Regierung der UdSSR um eine Stunde gegenüber der Standardzeit vorgestellt:
Diese Zeit wird Mutterschaftszeit genannt.
Sommerzeit. 1981 wurde in der UdSSR nach dem Vorbild der meisten Länder der Welt auch die Sommerzeit eingeführt, eine Stunde vor dem Mutterschaftsurlaub. Vom letzten Sonntag im März bis zum letzten Sonntag im Oktober wird die Sommerzeit eingeführt:
Somit ist die Zeit, die wir im Winter Moskau nennen, die Mutterschaftszeit der zweiten Zeitzone und liegt 3 Stunden vor UT. Im Sommer beträgt die Differenz zur Greenwich-Zeit 4 Stunden.
Am bequemsten ist es, während des tropischen Jahres von der Sternzeit zur mittleren Zeit zu wechseln. Seine Dauer in Sterntagen ist genau einen Tag länger als die Dauer eines durchschnittlichen Sonnentages. Dies liegt daran, dass die Sonne in einem Jahr eine vollständige Umdrehung der Himmelssphäre in die gleiche Richtung durchführt, in die sich die Erde dreht. Daher macht die Erde in einem Jahr relativ zur Sonne eine Umdrehung weniger als relativ zu den Sternen.
Ein tropisches Jahr entspricht 365,2422 mittleren Sonnentagen und 366,2422 Sterntagen. Daher erfolgt der Zusammenhang zwischen mittlerer Sonnenzeit und Sternzeit durch die Gleichung: 365,2422 mittlere Tage = 366,2422 Sterntage. Oder
Alle anderen Zeiteinheiten sind über die gleichen Koeffizienten miteinander verknüpft, d.h. 1 Mi. Stunde = 1,002738 Sterne Stunden usw., d.h.
Und
Zur Vereinfachung der Berechnung der Sternzeit für einen bestimmten Moment, bestimmt durch die mittlere Sonnenzeit, gibt das Astronomische Jahrbuch die Sternzeit für die mittlere Mitternacht in Greenwich an S 0 . Für einen durchschnittlichen Sonnentag ist der Wert S 0 erhöht sich um 3 M 56 S.555, weil Der Sterntag ist genau um diesen Betrag kürzer als der Durchschnitt.
Wissen S 0, Sternzeit kann berechnet werden S 0 um durchschnittlich Mitternacht auf einem bestimmten Meridian. Da auf diesem Meridian Mitternacht früher auftritt als in Greenwich, gilt der Wert S 0 ist etwas kleiner als S 0:
Beispiel. Es ist notwendig, die Sternzeit in Kasan im Moment 3 zu ermitteln H mittlere Sonnenzeit. Dazu müssen Sie die Sternzeit zum Ortsmittelpunkt Mitternacht ermitteln S 0, und fügen Sie in der Mitte eine Zeitspanne von 3 hinzu H, umgerechnet in Sternzeit:
9.8. Kalender
Ein Kalender ist ein System zum Zählen langer Zeiträume.
Die Natur hat uns mit drei natürlichen periodischen Prozessen ausgestattet: dem Wechsel von Tag und Nacht, dem Wechsel der Mondphasen und dem Wechsel der Jahreszeiten. Zu unterschiedlichen Zeiten basierten verschiedene Völker in ihrem Kalender auf unterschiedlichen Prozessen, weshalb es Sonnen-, Mond- und Lunisolarkalender gab. Sonnenkalender basieren auf der Dauer des tropischen Jahres, Mondkalender auf dem Mondmonat, Lunisolarkalender kombinieren beide Perioden.
Wir leben nach dem Sonnenkalender. Aus praktischen Gründen muss der Kalender folgende Bedingungen erfüllen:
1) Das Kalenderjahr muss eine ganzzahlige Anzahl an Tagen enthalten.
2) Die Länge des Kalenderjahres sollte möglichst nahe an der Länge des tropischen Jahres liegen.
9.8.1. Julianischer Kalender
Wie wir bereits wissen, enthält ein tropisches Jahr 365,2422 Sonnentage oder 365 D 5 H 48 M 46 S 365 D 6 H. Basierend auf dieser Tatsache entwickelte der alexandrinische Astronom Sosigenes und der römische Kaiser Julius Caesar führte 46 v. Chr. den Kalender ein, der heute so genannt wird julianisch. Sein Wesen ist wie folgt. Die Länge eines einfachen Kalenderjahres ist auf 365 festgelegt D. Darüber hinaus summiert sich über 4 Jahre hinweg eine Differenz von fast 1 Tag, sodass jedes vierte Jahr 366 enthält D und wird Schaltjahr genannt. Als Schaltjahre gelten üblicherweise die Jahre, deren Zahlen ohne Rest durch 4 teilbar sind (z. B. 2004).
Das julianische Jahr ist um 0 % länger als das tropische Jahr D.0078 und nach 128 Jahren beginnt die Abweichung 1 Tag zu betragen. Der julianische Kalender wurde etwa 16 Jahrhunderte lang verwendet, und in dieser Zeit summierte sich eine Differenz von 10 Tagen. Dies führte zu Verwirrung bei der Festlegung der Daten der kirchlichen Feiertage.
Nach den Regeln der christlichen Kirche sollte Ostern beispielsweise am ersten Sonntag nach dem ersten Vollmond nach der Frühlings-Tagundnachtgleiche stattfinden. Im Jahr 325 fiel die Frühlings-Tagundnachtgleiche auf den 21. März und 1582 auf den 11. März, was zu Schwierigkeiten bei der Bestimmung des Osterdatums führte.
9.8.2. Gregorianischer Kalender
Die Reform des Julianischen Kalenders wurde notwendig und wurde 1582 von Papst Gregor XIII. durchgeführt, so der Name des neuen Kalenders Gregorianisch. Das neue Kalenderprojekt wurde vom italienischen Mathematiker und Arzt Lilio entwickelt und zielt darauf ab, die durchschnittliche Länge des Kalenderjahres näher an die Länge des tropischen Jahres heranzuführen. Der Kern der Reform ist wie folgt.
1) Die kumulierte Diskrepanz von 10 Tagen zwischen dem Julianischen Kalender und der Zählung tropischer Jahre wurde beseitigt (nach dem 4. Oktober wurde beschlossen, den 15. Oktober zu zählen).
2) Im Julianischen Kalender, über 400 Jahre, beträgt die Abweichung von der Echtzeit fast genau 3 Tage. Daher ist es im Gregorianischen Kalender üblich, die Jahrhundertjahre, deren Zahlen nicht durch 400 teilbar sind, nicht als Schaltjahre zu betrachten. Beispielsweise war 2000 ein Schaltjahr, 1900 jedoch nicht.
Daraus ergibt sich, dass die durchschnittliche Länge eines Kalenderjahres im Gregorianischen Kalender über 400 Jahre 365 beträgt D.2425, Abweichung nur 0 D.0003, was erst nach 3300 Jahren eine Abweichung von 1 Tag ergibt.
In Russland wurde der Gregorianische Kalender erst 1918 eingeführt (nach dem 1. Februar wurde beschlossen, den 14. Februar zu zählen), und die orthodoxe Kirche verwendet immer noch den Julianischen Kalender.
Der gregorianische Kalender wird auch neuer Stil und der julianische Kalender alter Stil genannt.
Der Beginn des Kalenderjahres (1. Januar), der Beginn der Jahreszählung (ab der Geburt Christi), die Einteilung des Jahres in 12 Monate und Wochen zu je 7 Tagen ist eine einvernehmliche Konvention, eine Tradition.
9.9. Datumsgrenze
Bei der Zählung der Kalendertage muss vereinbart werden, auf welchem Meridian der neue Tag beginnt. Nach internationaler Vereinbarung ist ein solcher Meridian der 180 Grad von Greenwich entfernte Meridian Ö . Datumsgrenze, im Ozean verläuft entlang dieses Meridians und umgeht die Inseln. Die Datumsgrenze verläuft also überall über den Ozean.
Westlich der Datumsgrenze, auch Demarkationslinie genannt, ist der Tag des Monats immer um eins größer als östlich davon (z. B. westlich in Tschukotka der 15. September und östlich in Alaska). , 14. September), daher muss dies beim Überqueren der Demarkationslinie berücksichtigt werden. Beim Überqueren dieser Linie von West nach Ost muss die Zahl des Monats um eins verringert und von Ost nach West addiert werden. Auf Seeschiffen erfolgt dieser Wechsel um Mitternacht nach Überqueren der internationalen Datumsgrenze. Schiffe, die nach Osten (von China nach Kalifornien) fahren, zählen das gleiche Datum zweimal (nach dem 15. September kommt wieder der 15. September), und Schiffe, die nach Westen (von Kalifornien nach China) fahren, verpassen ein Datum (nach dem 14. September zählen sie sofort den 16. September). Selbstverständlich beginnen auch das neue Jahr und der neue Monat auf der internationalen Datumsgrenze.
9.10. Julianische Tage
In der Astronomie stellt sich häufig das Problem, die Anzahl der Tage zu bestimmen, die zwischen zwei entfernten Daten vergangen sind (Beobachtungen von Kometen, veränderlichen Sternen, Ausbrüchen von Novae und Supernovae).
Zur Erleichterung der Lösung dieses Problems im 16. Jahrhundert n. Chr. Scaliger stellte das Konzept vor Julianische Periode 7980 Jahre lang, vorgeschlagen, den 1. Januar 4713 v. Chr. als seinen Beginn zu betrachten. und führen Sie eine kontinuierliche Zählung der angerufenen Tage durch Julian Tage JD ab diesem Datum. Der Beginn des julianischen Tages gilt als Greenwich-Mittag. Julianische Daten für die Tage des laufenden Jahres werden in astronomischen Kalendern und im Astronomischen Jahrbuch angegeben. Beispielsweise ist 0 Uhr am 1. Januar 2000 in Greenwich JD 2451544,5. Oft werden die ersten beiden Ziffern des julianischen Datums weggelassen.
Der Zeitraum und die Tage wurden von Scaliger zu Ehren seines Vaters Julius Julian genannt und haben keinen Bezug zu Julius Cäsar.
Aufgaben
35. (269) Der Stern Ursa Minor () wurde auf seinem unteren Höhepunkt beobachtet und die Sternuhr zeigte zu diesem Zeitpunkt 3 H 39 M 33 S. Was ist die Uhrkorrektur?
Lösung: Bei der Uhrkorrektur handelt es sich um die Differenz zwischen der korrekten Zeit und dem angezeigten Wert der Uhr. 
. Im Moment des unteren Höhepunkts beträgt die Sternzeit gemäß der Formel () 3 H 20 M 49 S, daher die Uhrkorrektur 
.
36. (228) In Orel, nach der Uhr, die nach Kiewer Sternzeit läuft, um 4 Uhr H 48 M der obere Höhepunkt von Capella () wurde beobachtet. Was ist der Längenunterschied zwischen diesen beiden Städten?
Lösung: Der Längenunterschied zweier Punkte ist gleich dem Unterschied zwischen zwei beliebigen Ortszeiten, in diesem Fall Sternzeiten. In Orel entspricht die Sternzeit der Rektaszension des Sterns zum Zeitpunkt des oberen Höhepunkts, daher beträgt der Längengradunterschied .
37. (233) Die Mondfinsternis am 2. April 1950 begann um 19 Uhr H 03 M nach Weltzeit. Wann begann es in Almaty (V-Zeitzone) nach Standard-, Mutterschafts- und lokaler Sonnenzeit?
Nehmen wir an, dass die Drehung der Kugel am Widderpunkt gemessen wird. In diesem Fall erhalten wir Sterneinheiten und Zeitzählsysteme.
Sterntag ist die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden gleichnamigen Höhepunkten am Widderpunkt auf demselben Meridian. Als Beginn des Sterntages gilt der Zeitpunkt des oberen Höhepunkts des Widderpunktes. Ein Sterntag wird (in Sterneinheiten) in 24 Stunden, eine Stunde in 60 Minuten und eine Minute in 60 Sekunden unterteilt.
Sternzeit S ist die Zeitspanne (in Sterneinheiten), die vom Moment des oberen Höhepunkts des Widderpunkts bis zu diesem Moment vergangen ist. Stellen wir uns eine Kugel auf der Äquatorialebene vor (Abb. 43): Im Inneren befindet sich die Erde und der damit verbundene Meridian EQ und der Höhepunkt des Ortes G. Wenn sich die Kugel dreht, drehen sich die Erde und der Meridian EQ bleiben bewegungslos. Per Definition ist die Sternzeit gleich der Rotationszeit des Widderpunkts von E zu γ. d.h. Bogen Ev, aber dieser Bogen misst den Stundenwinkel des Widderpunkts Fernseher, daher ist die Sternzeit numerisch gleich dem Stundenwinkel des Widderpunkts, d.h. S = T γ . Auf dieser Grundlage kann die Sternzeit in Stunden- oder Gradeinheiten ausgedrückt werden, zum Beispiel S = 8 H 44 M 16 S oder t v = 131 o 04,0"; sie wird normalerweise in Gradeinheiten ausgedrückt. Die Sternzeit hat kein Datum, da Zeitintervalle von mehr als einem Tag darin nicht ausgedrückt werden. Die Sternzeit auf einem bestimmten Meridian wird auf einem Sternchronometer wiedergegeben. Diesmal ist praktisch, wenn Sie Sterne beobachten und Sternbeobachtungen verarbeiten.
Der Widderpunkt bewegt sich aufgrund von Präzession und Nutation um die Kugel. Wenn wir die Präzession des Widderpunktes berücksichtigen – bei 46, 1" pro Jahr in Richtung der täglichen Bewegung ergibt sich, dass der Sterntag um 0,0084 e kürzer ist als die volle Umdrehung der Kugel. Dies ist die einheitliche durchschnittliche Sternzeit und wird in der nautischen Astronomie verwendet. Wenn wir auch die Nutation berücksichtigen, erhalten wir eine ungerade (wahre)
Sternzeit.
Grundlegende Zeitformel. Lassen P N D(siehe Abb. 43) ist der Meridian der Leuchte C, dann ist γD sein Rektaszension a, a ˇED- Stundenwinkel T. Aus Abb. 43 Es ist klar, dass die Summe der Bögen ED und γ D gleich arc Ev, d.h. Fernseher== S, oder S= t+a.(69)
Die Sternzeit zu einem bestimmten Zeitpunkt ist gleich der Summe aus dem Himmelsstundenwinkel des Sterns und seinem Rektaszens. Diese Formel gilt für jede Leuchte (für einen Moment), d.h.
S= t+α* = t סּ +α סּ = T- α = ....
Für den Moment des oberen Höhepunkts t= 0 und S = α . Von hier aus wissend α* , können Sie die Sternzeit oder die Uhrkorrektur bestimmen und umgekehrt – verwenden Sie S, um a* zu bestimmen.
Stundenwinkelformel. Lösungsformel (69) in Bezug auf T, wir bekommen t = S - a.(70) Wenn wir 360° (24 Stunden) zu beiden Teilen addieren, erhalten wir T+ 360° = S + 360 o - A.
Aber die Größe von 360° - und * ist das Sternkomplement von τ*, und die Periode von 360° wird aus dem Stundenwinkel verworfen, also gilt für Sterne: t* = S - τ* (71)
Mit dieser Formel werden die Stundenwinkel der Sterne berechnet; es wird auch in maschinellen Algorithmen für die Stundenwinkel von Leuchten verwendet (siehe § 31).
Die Sternzeit ist für den Alltag ungünstig, da der Beginn des Sterntages zu unterschiedlichen Zeiten des Sonnentages fällt. Somit befindet sich 21/111 die Sonne (Position 1 in Abb. 44, die die Sonne im Moment des Höhepunkts γ zeigt) am Punkt y, und der Sterntag beginnt mittags. An einem Tag bewegt sich die Sonne entlang der Ekliptik um etwa 1° = 4 m und erreicht ihren Höhepunkt 4 m nach dem Widderpunkt. In drei Monaten – 22/VI So
wird sich in Position bewegen 3 - Der Höhepunkt des Widderpunktes wird am Morgen, in sechs Monaten, eintreten 4 Der Sterntag beginnt um Mitternacht, drei Monate später - 22.12. - am Abend und nach einem tropischen Jahr wieder mittags. Und Reis. 44, außerdem folgt daraus, dass das tropische Jahr, gleich 365,2422 Durchschnittstagen, genau 1 Sterntag mehr enthält, also 366,2422 Sterntage.
Für den Alltag ist es bequemer, die Zeit anhand der Sonne zu berechnen.
WAHR an sonnigen Tagen ist die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden Kulminationen der Sonne auf demselben Meridian. Als Beginn des Sonnentages wird üblicherweise der untere Höhepunkt der Sonne angesehen, also die wahre Sonnenzeit (T &) ist der Zeitraum, der vom unteren Höhepunkt der Sonne bis zu einem bestimmten Zeitpunkt verstrichen ist.
Allerdings ändert sich die Größe des wahren Tages im Laufe des Jahres. Aus Abb. 44 ist klar, dass der Sonnentag um Ja 0 länger ist als der Sterntag. Bei der Untersuchung der Koordinaten der Sonne in § 14 wurde festgestellt, dass sich der Wert von Aa 0 aufgrund der ungleichmäßigen Bewegung der Sonne und der Neigung der Ekliptik im Laufe des Jahres ungleichmäßig ändert: um 22/XP haben wir den höchsten Wert Da© = 66,6" pro Tag und etwa 18/IX - der kleinste Dss 0 = 53,8" pro Tag. Daher ist der Tag im Winter länger und im Sommer im Herbst kürzer. Der Unterschied in der Dauer des Sonnentages beträgt an diesen Daten 12,8"-4 =51,2°. Im Durchschnitt beträgt Ja 0 = 59,14". Die Variabilität der Länge des wahren Tages macht ihn als Maßeinheit unpraktisch, und die wahre Sonnenzeit wird heute nur noch als Stundenwinkel der Sonne verwendet
№5. Ortszeit, Greenwich, Standardzeit.
1 Jährliche Bewegung der Sonne und des ekliptischen Koordinatensystems
Die Sonne bewegt sich im Rahmen ihrer täglichen Rotation das ganze Jahr über in einem großen Kreis, der Ekliptik genannt wird, langsam durch die Himmelssphäre in die entgegengesetzte Richtung. Die Ekliptik ist zum Himmelsäquator in einem Winkel von Ƹ geneigt, dessen Größe derzeit nahe bei 23 26´ liegt. Die Ekliptik schneidet den Himmelsäquator im Frühling ♈ (21. März) und im Herbst Ω (23. September) Tagundnachtgleiche. Die Punkte der Ekliptik, die 90 Grad von den Tagundnachtgleichen entfernt sind, sind die Punkte der Sommersonnenwende (22. Juni) und der Wintersonnenwende (22. Dezember). Die äquatorialen Koordinaten des Zentrums der Sonnenscheibe ändern sich im Laufe des Jahres kontinuierlich von 0 Uhr bis 24 Uhr (Rektaszension) – ekliptischer Längengrad ϒm, gemessen vom Frühlingsäquinoktium bis zum Breitenkreis. Und von 23 26´ bis -23 26´ (Deklination) - ekliptischer Breitengrad, gemessen von 0 bis +90 zum Nordpol und 0 bis -90 zum Südpol. Tierkreiskonstellationen sind Sternbilder, die auf der Ekliptiklinie liegen. Auf der Ekliptiklinie gibt es 13 Sternbilder: Widder, Stier, Zwillinge, Krebs, Löwe, Jungfrau, Waage, Skorpion, Schütze, Steinbock, Wassermann, Fische und Ophiuchus. Aber das Sternbild Ophiuchus wird nicht erwähnt, obwohl sich die Sonne in den Sternbildern Schütze und Skorpion die meiste Zeit darin befindet. Dies geschieht aus Bequemlichkeitsgründen. Wenn die Sonne in Höhen von 0 bis -6 unter dem Horizont steht, herrscht bürgerliche Dämmerung, und von -6 bis -18 herrscht astronomische Dämmerung.
2 Zeitmessung
Die Zeitmessung basiert auf Beobachtungen der täglichen Drehung des Bogens und der jährlichen Bewegung der Sonne, d. h. die Drehung der Erde um ihre Achse und die Drehung der Erde um die Sonne.
Die Dauer der Grundzeiteinheit, genannt Tag, hängt vom gewählten Punkt am Himmel ab. Als solche Punkte gelten in der Astronomie:
Frühlings-Tagundnachtgleiche ♈ ( Sternzeit);
Zentrum der sichtbaren Sonnenscheibe ( wahre Sonne, wahre Sonnenzeit);
- durchschnittliche Sonne - ein fiktiver Punkt, dessen Position am Himmel für jeden Zeitpunkt theoretisch berechnet werden kann ( mittlere Sonnenzeit)
Um lange Zeiträume zu messen, basiert das tropische Jahr auf der Bewegung der Erde um die Sonne.
Tropisches Jahr- die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen des Mittelpunkts des wahren Sonnenmittelpunkts durch die Frühlings-Tagundnachtgleiche. Es enthält 365,2422 mittlere Sonnentage.
Aufgrund der langsamen Bewegung des Punktes Frühlings-Tagundnachtgleiche zur Sonne hin, genannt Präzession Relativ zu den Sternen erscheint die Sonne nach einer Zeitspanne von 20 Minuten am selben Punkt am Himmel. 24 Sek. größer als ein tropisches Jahr. Es wird genannt Sternjahr und enthält 365,2564 mittlere Sonnentage.
3 Sternzeit
Das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Höhepunkten der Frühlings-Tagundnachtgleiche auf demselben geografischen Meridian wird genannt Sterntag.
Die Sternzeit wird durch den Stundenwinkel der Frühlings-Tagundnachtgleiche gemessen: S=t ♈, und ist gleich der Summe aus Rektaszension und Stundenwinkel eines beliebigen Sterns: S = α + t.
Die Sternzeit ist zu jedem Zeitpunkt gleich der Rektaszension eines Sterns plus seinem Stundenwinkel.
Zum Zeitpunkt des oberen Höhepunkts betrug sein Stundenwinkel t=0 und S = α.
4 Wahre Sonnenzeit
Der Zeitabstand zwischen zwei aufeinanderfolgenden Kulminationen der Sonne (dem Mittelpunkt der Sonnenscheibe) auf demselben geografischen Meridian wird als bezeichnet Ich bin an echten sonnigen Tagen.
Der Beginn des wahren Sonnentages an einem bestimmten Meridian wird als der Zeitpunkt des unteren Höhepunkts der Sonne angesehen ( wahre Mitternacht).
Die Zeit, die vom unteren Höhepunkt der Sonne bis zu einem anderen Sonnenstand vergeht, wird in Bruchteilen eines wahren Sonnentages ausgedrückt wahre Sonnenzeit T ʘ
Wahre Sonnenzeit ausgedrückt als Stundenwinkel der Sonne erhöht um 12 Stunden: T ʘ = t ʘ + 12 h
5 Mittlere Sonnenzeit
Damit der Tag eine konstante Länge hat und gleichzeitig mit der Bewegung der Sonne in Verbindung gebracht wird, wurden in der Astronomie die Konzepte zweier fiktiver Punkte eingeführt:
Mittlere Ekliptik und mittlere äquatoriale Sonne.
Die durchschnittliche ekliptische Sonne (durchschnittliche Sonnenfinsternis) bewegt sich gleichmäßig mit durchschnittlicher Geschwindigkeit entlang der Ekliptik.
Die mittlere äquatoriale Sonne bewegt sich mit konstanter Geschwindigkeit der mittleren ekliptischen Sonne am Äquator entlang und durchläuft gleichzeitig die Frühlings-Tagundnachtgleiche.
Das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Kulminationen der mittleren äquatorialen Sonne auf demselben geografischen Meridian wird genannt durchschnittlicher sonniger Tag.
Die Zeit, die vom unteren Höhepunkt der mittleren äquatorialen Sonne bis zu einer anderen Position vergeht, wird in Bruchteilen des mittleren Sonnentages ausgedrückt mittlere SonnenzeitTM.
Mittlere Sonnenzeit TM auf einem bestimmten Meridian ist zu jedem Zeitpunkt numerisch gleich dem Stundenwinkel der Sonne: TM= t M+ 12 Std
Die durchschnittliche Zeit weicht um den Betrag von der wahren Zeit ab Gleichungen der Zeit: TM= Tʘ +n .
6 Weltweit, Standard- und Mutterschaftszeit
Weltweit:
Als lokale mittlere Sonnenzeit wird der Greenwich-Meridian bezeichnet Universal- oder Weltzeit T 0 .
Die lokale mittlere Sonnenzeit eines beliebigen Punktes auf der Erde wird bestimmt durch: TM= T 0+ λ h
Standardzeit:
Die Zeit wird auf 24 geografischen Hauptmeridianen gezählt, die genau auf dem Längengrad 15 (oder 1 Stunde) voneinander entfernt liegen, ungefähr in der Mitte jeder Zeitzone. Der wichtigste Nullmeridian ist Greenwich. Die Standardzeit ist die Weltzeit plus die Zeitzonennummer: T P = T 0+n
Mutterschaftsurlaub:
In Russland wurde die Mutterschaftszeit bis März 2011 im praktischen Leben genutzt:
T D = T P+ 1 Std.
Die Mutterschaftszeit in der zweiten Zeitzone, in der Moskau liegt, wird Moskauer Zeit genannt. Im Sommer (April-Oktober) wurden die Uhrzeiger um eine Stunde vorwärts und im Winter um eine Stunde zurückgestellt.
7 Brechung
Die scheinbare Position der Leuchten über dem Horizont unterscheidet sich von der anhand der Formeln berechneten. Strahlen eines Himmelsobjekts durchlaufen, bevor sie in das Auge des Betrachters gelangen, die Erdatmosphäre und werden darin gebrochen. Und mit zunehmender Dichte zur Erdoberfläche hin wird der Lichtstrahl zunehmend in die gleiche Richtung entlang einer gekrümmten Linie abgelenkt, so dass sich die Richtung OM 1, in der der Beobachter den Körper sieht, als abgelenkt herausstellt Zenit und fällt nicht mit der Richtung OM 2 zusammen, in der er den Stern ohne Atmosphäre sehen würde.
Das Phänomen der Brechung von Lichtstrahlen beim Durchgang durch die Erdatmosphäre wird als astronomisch bezeichnet Brechung. Winkel M 1 OM 2 heißt Brechungswinkel oder Brechung ρ.
Winkel ZOM 1 wird als scheinbare Zenitentfernung der Leuchte zʹ bezeichnet, und Winkel ZOM 2 wird als wahre Zenitentfernung z bezeichnet: z - zʹ = ρ, d. h. die wahre Entfernung der Leuchte ist um einen Betrag größer als die sichtbare ρ.
Am Horizont Brechung im Durchschnitt gleich 35ʹ.
Aufgrund der Brechung werden Veränderungen in der Form der Scheiben von Sonne und Mond beobachtet, wenn diese auf- oder untergehen.
In der nautischen Astronomie spielt die Sternzeit eine wichtige Rolle. Sterntag ist der Zeitraum für eine vollständige Umdrehung der Erde relativ zum Widderpunkt. Als Beginn des Sterntages gilt der Zeitpunkt des oberen Höhepunkts der Frühlings-Tagundnachtgleiche.
Daher wird die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden oberen Kulminationen des Frühlingsäquinoktiums genannt Sterntag. Der Zeitraum in Sterneinheiten, der vom Beginn des Sterntages bis zu einem bestimmten physikalischen Zeitpunkt verstrichen ist, wird Sternzeit genannt. Die Sternzeit wird üblicherweise mit dem Buchstaben S bezeichnet. Da der Beginn des Sterntages mit dem Beginn der Zählung der Stundenwinkel der Leuchten zusammenfällt, ist die Sternzeit zu einem bestimmten Zeitpunkt folglich der Stundenwinkel des Frühlingspunktes Tagundnachtgleiche, d.h.
Stellen wir die Himmelskugel auf der Ebene des Himmelsäquators dar. Punkt C repräsentiert die Position eines beliebigen Sterns auf der Kugel zu einem bestimmten Zeitpunkt; – Position des Frühlingsäquinoktiums (Widderpunkt); t ist der westliche Stundenwinkel und der Rektaszens des Sterns. Aus der Abbildung ist ersichtlich, dass die Sternzeit zu einem bestimmten Zeitpunkt gleich der Summe aus Rektaszension und Stundenwinkel des Sterns zu diesem Zeitpunkt ist, d. h.
S = t + (2.1)
Dieser Ausdruck heißt Grundformel der Zeit. Es verbindet die Koordinaten von Leuchten mit der Zeit, ermöglicht den Übergang von der Sternzeit zur Sonnenzeit und die Lösung anderer wichtiger Probleme. In der nautischen Astronomie wird diese Formel häufig zur Berechnung der Stundenwinkel von Sternen verwendet:
t * W = S –
Um die Berechnungen zu vereinfachen, ersetzen wir die Subtraktion durch eine bequemere Addition, indem wir die Sternaddition einführen:
= 360° –.
t * W = S +.
Sternzusatz- Dies ist der Bogen des Himmelsäquators vom Punkt Widder bis zum Meridian des Himmelskörpers, gezählt in Richtung der täglichen Rotation der Himmelssphäre.
Weil Das Sternkomplement wird in der gleichen Richtung wie die westlichen Stundenwinkel gelesen. In englischen Handbüchern zur nautischen Astronomie wird diese Koordinate dann als SHA bezeichnet – eine Abkürzung für Sideral Hour Angle, was wörtlich übersetzt „Sternstundenwinkel“ bedeutet.
| Der Hauptvorteil der Sternzeit ist ihre gleichmäßige Änderung. Im Alltag wird die Sternzeit jedoch nicht verwendet, da ihr Hauptnachteil darin besteht, dass der Beginn des Sterntages zu unterschiedlichen Zeiten des Sonnentages erfolgt. Am 21. März steht die Sonne (Position 1 in der Abbildung) also am Punkt Widder, während der Sterntag mittags beginnt. An einem Tag bewegt sich die Sonne entlang der Ekliptik um etwa 1° = 4 m und erreicht ihren Höhepunkt 4 m nach dem Widderpunkt. Drei Monate später – am 22. Juni wandert die Sonne auf Position 3 – wird der Höhepunkt des Widders um 6 Uhr morgens erreicht. Am 23. September, wenn die Sonne auf Position 4 steht, beginnt der Sterntag um Mitternacht. Am 22. Dezember steht die Sonne auf Position 4, der Sterntag beginnt also am Abend um 18:00 Uhr. |
Durchschnittliche Zeit
Sonnig, oder wahrer Tag ist die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden oberen oder unteren Kulminationen des Sonnenmittelpunkts auf demselben Meridian. Der Beginn eines Sonnentages wird daher üblicherweise als der untere Höhepunkt der Sonne angesehen wahre Sonnenzeit(T) ist die Zeitspanne vom unteren Höhepunkt der Sonne bis zu diesem Moment.
Damit die Tage gleich lang sind, werden sie nach der sogenannten durchschnittlichen Sonne gezählt. Bei der Mittleren Sonne Ein sogenannter fiktiver Punkt, der sich im Gegensatz zur wahren Sonne gleichmäßig entlang des Himmelsäquators bewegt.
Durchschnittlicher Tag ist das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden unteren Höhepunkten der durchschnittlichen Sonne auf dem Meridian des Beobachters.
T = t ± 12 h (2.2)
Da sich die durchschnittliche Sonne gleichmäßig bewegt und die wahre Sonne sich ungleichmäßig bewegt, wird die wahre Sonne die durchschnittliche Sonne entweder überholen oder hinter ihr zurückbleiben.
Zeitgleichung und Zusammenhang zwischen durchschnittlicher und wahrer Zeit.
Zeitgleichung wird die Differenz zwischen der durchschnittlichen und der wahren Zeit genannt, numerisch gleich der Differenz der Stundenwinkel der durchschnittlichen und wahren Sonne, d.h.
= T – T (2.3)
- Ermitteln des Stundenwinkels der Sonne zu einem bekannten Zeitpunkt.
t = T ± 12 – - Ermittlung der Zeit des Höhepunkts der Sonne.
Für den oberen Höhepunkt ist t = 0, daher ergibt sich aus der letzten Formel
Twc = 12 h +
Dieser Zusammenhang ist im vorgestellten MAE-Fragment (unten rechts auf den Tagesseiten) deutlich zu erkennen.
Zusammenhang zwischen mittlerer und siderischer Zeit
Anwendung der grundlegenden Zeitformel auf die durchschnittliche Sonne S = t + , aber aus der Zeitformel t = T ± 12 h, also
S = T ± 12 h + (2.4)
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Ein Sterntag ist die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden oberen Kulminationen des Widderpunktes auf demselben Meridian.
Die Sternzeit S ist der Zeitraum vom Moment des oberen Höhepunkts des Widderpunkts auf einem bestimmten Meridian bis zu diesem Moment.
Aber der Drehwinkel des Punktes ¡ vom Mittagsteil des Beobachtermeridians (Abb. 3.15.) ist der Stundenwinkel des Widders*, daher ist die vom oberen Höhepunkt des Widderpunktes verstrichene Sternzeit numerisch gleich dem Himmelsstundenwinkel dieses Punktes, d.h. ¡.
Wenn t¡ oder S vom lokalen Meridian aus gemessen wird, erhalten wir den lokalen Meridian
Sternzeit S m = t m ¡ , wenn wir von Greenwich ausgehen, erhalten wir die Sternzeit von Greenwich S gr = t gr ¡ .
Große Zeiträume werden nicht in Sterntagen ausgedrückt, daher hat die Sternzeit kein Datum, und wenn S oder t¡ 24 Stunden (360°) überschreitet, wird dieser Zeitraum verworfen, zum Beispiel S = 375°20¢,0 = 15°20¢ ,0.
Grundformel der Zeit. In Abb. Abbildung 3.15 zeigt ein Bild einer Kugel auf der Äquatorialebene, die so aufgebaut ist, wie wir die Kugel von der Seite P N aus sehen würden. Wir betrachten die Erde im Zentrum zusammen mit dem Meridian P N E und der Lotlinie ZO als bewegungslos und die Kugel als rotierend von E nach W; Der Mitternachtsteil des Beobachtermeridians (P N Q) wird durch eine Wellenlinie dargestellt. Der Stundenwinkel des Punktes ¡ wird durch ÈE¡ dargestellt, der lokale Stundenwinkel des Gestirnes C ist ÈED und der Rektaszensionswinkel ist È¡D. Aus der Abbildung geht das deutlich hervor
diese. Die Sternzeit entspricht zu jedem Zeitpunkt dem Stundenwinkel des Sterns plus seinem Rektaszens.
Gleichheit (*), auch Grundformel der Zeit genannt, gilt für jede Leuchte und jeden Punkt auf der Kugel, zum Beispiel:
Mit der Formel (*) können Sie den Stundenwinkel des Sterns bestimmen
Auf der rechten Seite der Gleichheit (*) können Sie bei Bedarf 360° (24 Stunden) hinzufügen. Unter Berücksichtigung dessen wird die Formel das Formular annehmen
wobei t * = 360° - a * das Sternkomplement ist, gezählt von ¡ bis zum Meridian
Leuchte zu W.
Die Formel (*) wird zur Berechnung der Stundenwinkel von Sternen verwendet, wobei t* und S aus dem Jahrbuch ausgewählt werden. Mit Formeln können Sie eine Reihe von Problemen im Zusammenhang mit der Zeitmessung lösen. Zum Beispiel für bestimmte Positionen der Leuchte: am oberen Höhepunkt t = 0 und S = a; unten t = 180° und S = 180° + a. Für die obere Kulmination ¡ erhalten wir: S = 0 und t = t *.
Die Sternzeit eignet sich zum Beobachten von Sternenhimmelobjekten und zum Lösen astronomischer Probleme, ist jedoch nicht für den Einsatz im Alltag geeignet. Dies erklärt sich dadurch, dass der Beginn des Sterntages zu unterschiedlichen Tages- und Nachtzeiten erfolgt, d.h. sonnige Tage.
Ein echter Sonnentag ist das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Höhepunkten mit demselben Namen im Zentrum der sichtbaren Sonnenscheibe auf demselben Meridian.
Als Beginn des wahren Tages gilt die wahre Mitternacht, d. h. unterer Höhepunkt der Sonne.
Die wahre Sonnenzeit ist der Zeitraum vom Moment des unteren Höhepunkts des Zentrums der sichtbaren Sonnenscheibe bis zu diesem Moment, ausgedrückt in Teilen des Sonnentages. Der Unterschied in der Dauer eines Sonnentages beträgt 12¢,8 oder 51 s,2; Im Winter ist der wahre Tag länger und am Ende des Sommers kürzer. Offensichtlich ist die variable Einheit unpraktisch. Im Leben und in der Technik wird eine konstante Einheit benötigt, für die wir den Durchschnittswert eines Sonnentages annehmen können.
