FÖRELÄSNINGSANMÄRKNINGAR
från disciplin "Sjöfartsastronomi"
direktutbildning 070104 "Sjö- och flodtransport"
(kod och namn på preparatet)
specialitet 6.070104 "Sjö- och flodtransport"
(kod och namn på specialitet)
specialisering.
(inriktningens namn)
gren "Skeppsvatten" .
(avdelningens namn)
Tittade på mötena i cykelnämnden
gren "Fartygsbevattning på sjövägar"
Protokoll nr "" 2015
Chef för den cykliska kommissionen
M. A. Kotolup
PLAN – SAMMANFATTNING AV ÄMNE NR 1
"Tid och dess mätning"
1. Begreppet tid och metoder för att mäta den.
2. Siderisk tid.
3. Sol- och medelsoltid.
4.Tid som används i dagliga aktiviteter.
Begreppet tid och metoder för att mäta den.
För att mäta någon fysisk kvantitet är det först och främst nödvändigt att välja måttenheter som är bekväma för praktisk användning och nödvändigtvis konstanta.
Sedan urminnes tider antogs perioden med ett varv av jorden runt dess axel eller återspeglar dess rotation av himmelssfären, dvs., som den grundläggande tidsenheten. dag. Denna period är praktiskt taget konstant (mindre förändringar i jordens rotationsperiod, upptäckt relativt nyligen, beaktas inte i nautisk astronomi).
Efter att ha fastställt måttenheten för tid, är det nödvändigt att välja det initiala (noll) mätmomentet och någon punkt på sfären, genom vars rörelse det skulle vara möjligt att räkna tidsintervall. För att göra detta använder astronomi den dagliga rörelsen av vårdagjämningen eller solen. Vädurpunktens rörelse mäts siderisk tid, enligt solens rörelse - solig.
För att börja räkna enheten för tid på dygnet är det bekvämt att välja det ögonblick då Vädurens eller solens punkt skär observatörens meridianplan, eftersom detta plan sammanfaller med den geografiska meridianen, vars position på jorden bestäms av observatörens longitud. Därför beror tiden i varje system också på vilken meridian som väljs som den initiala: Greenwich, lokal eller någon annan.
Siderisk tid.
Ett varv av jorden runt sin axel eller ett varv av den himmelska sfären runt världens axel kan noteras av en stjärnas fullbordade dagliga rörelse. Det är bekvämare inom astronomi att använda vårdagjämningspunkten för detta ändamål. Υ , som intar en mycket bestämd ställning på sfären och deltar i den dagliga rörelsen, liksom alla armaturer.
Siderisk dag - detta är tidsperioden mellan två på varandra följande övre kulminationer av vårdagjämningen på en given meridian för observatören.
Den sideriska dagen är uppdelad i mindre enheter: sideriska timmar, minuter Och sekunder.
Med siderisk tid (S) De kallar antalet stjärnenheter som har passerat från ögonblicket av vårdagjämningens övre kulmination till detta ögonblick.
Siderisk tid kan mätas i tid eller bågeenheter.
Siderisk tid används inte för att mäta stora tidsperioder i vardagen, eftersom har inget kalenderdatum.
På grund av den likformiga rotationen av den himmelska sfären, den tid som har gått sedan ögonblicket för den övre kulminationen av Väduren och uttrycks med värdet S, är numeriskt lika med Wth timmes hörn av Väduren i gradenheter.
Därför finns det ett beroende
S=t Υ w
Detta gör det möjligt att uttrycka tidsintervall, både i timmar och i grader. För att flytta från grader till timmar och tillbaka, använd följande förhållanden:
24 timmar =360°; 1 h=15°; 1 m = 15"; 1 s = 15" eller 0,25";
360° = 24 timmar; 1° = 4 M.
En liknande övergång från en åtgärd till en annan är nödvändig när man löser astronomiska problem. Därför, i MAE och MT - 75 det finns tabeller för att underlätta denna översättning med en noggrannhet på tiondels bågminut (0,1 1) eller upp till en tidssekund (1 s),
I samma ögonblick är siderisk tid S lika med Wth timmes vinkel för varje stjärna plus dess högra uppstigning α och kallas den grundläggande formeln för tid.
S=tw +a
Den kopplar samman armaturernas koordinater med tiden, låter dig gå från stjärntid till soltid och lösa andra viktiga problem. Inom nautisk astronomi används denna formel ofta för att beräkna timvinklarna för stjärnor:
t w * =S-α *
För att förenkla beräkningarna ersätter vi subtraktion med en mer bekväm addition, och lägger till 360° till höger sida av ekvationen, vilket motsvarar 0°:
t w * =S+360°-α *
Betecknar 360°- - α*=τ*, vi får äntligen:
t w * =S+τ *
När du löser problem på grundformeln för tid kan du fritt addera eller subtrahera 360° (24 timmar) till vilken del av ekvationen som helst, eftersom detta motsvarar 0° (0 H). I processen att lösa sådana problem är det ganska ofta nödvändigt att byta från gradenheter till timenheter och tillbaka.
Solig och elak soltid.
Det dagliga livet för människorna på vår planet är organiserat enligt solen, beroende på de ljusa och mörka perioderna på dygnet. Bara av denna anledning är siderisk tid obekvämt. Dessutom, på grund av den årliga rörelsen av solen, som släpar efter punkten varje dag Υ med 1° eller 4 m inträffar början av den sideriska dagen under hela året vid olika tidpunkter på dagen och natten. Så den 21 mars kommer början av den sideriska dagen att vara mitt på dagen, den 22 juni - på morgonen, den 23 september - på natten, den 22 december - på kvällen. Detta tidsmätsystem kan inte användas i vardagen. Därför används siderisk tid endast i teoretiska slutsatser och i beräkningsproblem inom nautisk astronomi.
Det är lämpligare att ta som en tidsenhet intervallet mellan två på varandra följande kulminationer av solens centrum, vilket kallas solenergi (sant) dagar. Dessa dagar är ungefär 4 m längre än de sideriska dagarna. Men förändringen i solens högra uppstigning är inte densamma under hela året, dvs. soldagens varaktighet är inte heller densamma. Skillnaden mellan de längsta och kortaste soldagarna når 51 s eller nästan 1 m. Det är omöjligt att använda ett variabelt värde för enheten för beräkning av exakt tid, därför används inte soldagar (sanna) och det finns inget system för mätning av tid baserat på den sanna solens rörelse. Detta beror på de höga kraven på noggrannheten av tidsavläsningar med den moderna utvecklingen av vetenskap, teknik och ekonomi. Det är mycket svårt att skapa enheter som skulle ändra sin kurs beroende på förändringar i soldagens längd.
Den sanna solen kan inte "tvingas" att röra sig längs ekliptikan med konstant hastighet. För att få en konstant tidsenhet är det nödvändigt att ersätta solen med en punkt på en sfär som har en enhetlig årlig rörelse. För detta ändamål upprättades en speciell fiktiv punkt på himmelssfären - genomsnittlig sol, som ersätter den sanna solen när det gäller att mäta tid.
Låt oss föreställa oss att solen rör sig längs ekliptikan med en hastighet som är lika med den sanna solens årliga medelhastighet. Som beräkningar har visat kommer en sådan punkt inte att flytta sig långt från den sanna solen. Men på grund av ekliptikans lutning mot ekvatorn i en vinkel på 23,5°, ändras den dagliga förändringen Δα kommer fortfarande att vara ojämn, d.v.s. även då kommer soldagen att visa sig variera i storlek. Därför fastställdes det att medelsolens egenrörelse inte sker längs ekliptikan, utan längs ekvatorn i samma riktning som den sanna solens rörelse. . Således har den genomsnittliga solen följande egenskaper:
Deltar i den dagliga rörelsen tillsammans med den himmelska sfären;
Den har sin egen årliga rörelse längs ekvatorn, riktad mot den dagliga;
Dess dagliga rörelse längs ekvatorn är konstant och lika med den årliga genomsnittliga rörelsen av den sanna solens projektion på ekvatorn; detta värde är lika med 3 m 56 s, dvs ca 1°;
Meridianerna för den genomsnittliga och den sanna solen är belägna inte långt från varandra, därför skiljer sig kulminationerna av den sanna och genomsnittliga solen praktiskt taget lite i tid.
Med hänsyn till dessa funktioner kan vi definiera den initiala konstanta enheten för detta system.
Vanlig dag - detta är tidsperioden mellan två på varandra följande lägre kulminationer av medelsolen. Eftersom början av den genomsnittliga dagen anses vara ögonblicket för den lägre kulminationen av den genomsnittliga solen, sker datumändringen på natten, vilket är bekvämare i vardagen.
Genomsnitt, eller civil tid T anropa antalet genomsnittliga timmar, minuter och sekunder som har gått från ögonblicket för den lägre kulminationen av medelsolen till detta ögonblick.
Medeltid tilldelas nödvändigtvis ett kalenderdatum, i motsats till siderisk tid, som inte har något datum.
±-tecknen väljs så att resultatet erhålls inom högst 24 timmar (360°).
Tid och dess typer. Sambandet mellan tider på olika meridianer.
Siderisk tid.
Inom nautisk astronomi spelar siderisk tid en viktig roll. Siderisk dagär tidsperioden för en fullständig rotation av jorden i förhållande till punkten för Väduren. Början av den sideriska dagen anses vara ögonblicket för den övre kulmen av vårdagjämningen. Därför kallas tidsperioden mellan två på varandra följande övre kulminationer av vårdagjämningspunkten siderisk dag. Tidsperioden i sideriska enheter som har förflutit från början av den sideriska dagen till ett givet fysiskt ögonblick kallas siderisk tid. Siderisk tid betecknas vanligtvis med bokstaven S. Eftersom början av den sideriska dagen sammanfaller med början av räkningen av armaturernas timvinklar, är således siderisk tid vid ett givet ögonblick timvinkeln för spetsen på våren. dagjämning, dvs.
S = t
Låt oss avbilda den himmelska sfären på planet för den himmelska ekvatorn. Låt punkt C representera positionen för en stjärna på sfären vid en given tidpunkt; - positionen för vårdagjämningspunkten (vädurspunkten); t är den västra timvinkeln och är stjärnans högra uppstigning. Av figuren kan man se att siderisk tid vid ett givet ögonblick är lika med summan av den rätta uppstigningen och stjärnans timvinkel i samma ögonblick, d.v.s.
S = t+ (2.1)
Detta uttryck kallas grundläggande formel för tid. Den kopplar samman armaturernas koordinater med tiden, låter dig gå från siderisk tid till soltid och lösa andra viktiga problem. Inom nautisk astronomi används denna formel ofta för att beräkna timvinklarna för stjärnor:
t * W = S -
För att förenkla beräkningarna, låt oss ersätta subtraktion med en mer bekväm addition genom att införa stjärnaddition:
= 360° -.
t * W =S+.
Stjärntillägg- detta är den himmelska ekvatorns båge från Vädurens punkt till ljusets meridian, räknat i riktningen för den dagliga rotationen av himmelssfären. Därför att det sideriska komplementet beaktas i samma riktning som de västra timvinklarna, sedan i engelska manualer om nautisk astronomi betecknas denna koordinat som SHA - en förkortning för Sideral Hour Angle, vilket bokstavligen översätts som siderisk timvinkel. 
Den största fördelen med siderisk tid är dess enhetliga förändring. Men i vardagen används inte siderisk tid, eftersom dess största nackdel är att den sideriska dagen börjar vid olika tidpunkter på soldagen. Så den 21 mars befinner sig solen (position 1 i figuren) vid Vädurens punkt, medan den sideriska dagen börjar vid middagstid. På en dag kommer solen att röra sig längs ekliptikan med ungefär 1° = 4 m och kulminerar 4 m efter Vädurens punkt. Tre månader senare - den 22 juni kommer solen att flytta till position 3 - kulminationen av Vädurpunkten inträffar klockan 6 på morgonen. Den 23 september, när solen är i position 4, börjar den sideriska dagen vid midnatt. Den 22 december kommer solen att stå på position 4, så den sideriska dagen börjar på kvällen klockan 18:00.
Snittid.
Solig, eller sann dagär tidsperioden mellan två på varandra följande övre eller nedre kulminationer av solens centrum på samma meridian. Början av en soldag brukar därför anses vara solens lägre kulmination sann soltid(T) är tidsperioden från solens nedre kulmination till detta ögonblick.
Men sann tid har en stor nackdel - den förändras ojämnt. Detta följer av Keplers andra lag, enligt vilken planetens radievektor beskriver lika arealer över lika tidsperioder. Därför är den dagliga förändringen i solens direkta uppstigning inte densamma under hela året - den varierar från 53,8" till 66,6". Därför blir skillnaden mellan de längsta och kortaste soldagarna 66,6" -53,8" = 12,8" eller 51s (nästan 1 minut).
För att dagarna ska bli lika långa räknas de enligt den så kallade medelsolen. Vid Mellansolen kallas en fiktiv punkt, som, till skillnad från den sanna solen, rör sig likformigt längs den himmelska ekvatorn. Vanlig dagär tidsintervallet mellan två på varandra följande lägre kulminationer av medelsolen på observatörens meridian. 
Snittidär tidsintervallet mellan medelsolens nedre kulmination och detta ögonblick. Den mäts av himmelsekvatorns båge från midnattsdelen av observatörens meridian till mittsolens meridian. Genomsnittlig tid mäts i timenheter.
T = t± 12 h (2.2)
Eftersom den genomsnittliga solen rör sig jämnt, och den sanna solen rör sig ojämnt, kommer den sanna solen antingen att passera eller släpa efter den genomsnittliga solen.
Den tid det tar för jorden att rotera runt sin axel kan mätas genom att observera himmelsfärens dagliga rotation.
Varaktigheten av ett fullständigt varv av himmelssfären kan bestämmas med en hög grad av noggrannhet som tidsintervallet mellan två på varandra följande kulminationer med samma namn (till exempel övre) av en stjärna eller en viss punkt på himmelssfären. Punkten för vårdagjämningen (T) väljs som en sådan punkt.
Etc Tidsperioden mellan två på varandra följande övre kulminationer av vårdagjämningen kallas den sideriska dagen.
Momentet för den övre kulminationen av punkt T tas som början på den sideriska dagen.
En siderisk dag är uppdelad i 24 sideriska timmar, en timme i 60 minuter, en minut i 60 sekunder. Det är lätt att se att positionen för punkten T i förhållande till meridianen, kännetecknad av himmelsekvatorns båge, innesluten mellan meridianen och punkten T och räknad i riktningen för den dagliga rotationen av himmelssfären (markerad med en grön pil), bestämmer den del av dagen som har gått från början av den givna dagen till det aktuella ögonblicket. Med andra ord är ekvatorns indikerade båge ett mått på tiden vid ett givet ögonblick. Eftersom denna båge är lika i grader med den sfäriska vinkeln som bildas av meridianen och storcirkeln som dras genom polen och punkten T (visas av den röda pilen) och kallas timmes vinkel, då kommer vi till följande definition: siderisk tid S är för närvarande lika med timvinkeln för vårdagjämningen. Eftersom dygnet är indelat i 24 timmar, och cirkeln innehåller 360°, får vi följande förhållanden:
1 timme = 15°, 1 minut - 15", 1 sekund - 15".
Eftersom timme, minut och sekund representerar måttenheter för timvinkeln, placeras beteckningarna för dessa enheter, liksom beteckningarna på gradenheter, överst till höger i motsvarande figur. Därför kommer rekordet för ögonblicket att se ut så här: S = 14h06m27s.
Siderisk tid används i astronomiska observationer. För vardagliga ändamål är det obekvämt, eftersom vårt liv är förenligt med solen.
Solig tid
I analogi med den sideriska dagen introduceras begreppet sann soldag, som är tidsintervallet mellan två på varandra följande övre kulminationer av solskivans centrum.
Sann soltid är timvinkeln (/0) för solens centrum. Eftersom solen, som ett resultat av sin årliga rörelse längs ekliptikan, rör sig i motsatt riktning mot sin dagliga rörelse med ungefär 1° per dag, då är den sanna soldagen längre än den sideriska dagen i genomsnitt med cirka 4 minuter.
Ojämnt flöde av sann soltid
Sann soltid är obekvämt eftersom det är mycket svårt att konstruera en klocka som går enligt denna tid, eftersom solens timvinkel varierar ojämnt. Detta sker för det första som ett resultat av solens ojämna rörelse längs ekliptikan och för det andra som ett resultat av ekliptikans lutning mot ekvatorn. Solens rörelser längs ekliptikan nära perihelion och aphelion under lika tidsperioder kommer att vara ojämna, och lika stora rörelser av solen längs ekliptikan nära dagjämningen och solstånden kommer att motsvara ojämna förändringar i timvinkeln (fig. 38).
Genomsnittlig ekliptik och medelvärds ekvatorialsol
För att eliminera ojämnheten i sann soltid introduceras begreppet "genomsnittssolen", vilket med denna term betyder någon hjälppunkt som rör sig. Den "genomsnittliga ekliptiska solen" är en punkt som rör sig likformigt längs ekliptikan och passerar genom perihelion och aphelion samtidigt med mitten av den sanna solskivan. Genom att ersätta den sanna solen med den "medelvärda ekliptikan" elimineras ojämnheten i soltiden som orsakas av variationen i hastigheten för solens rörelse längs ekliptikan. För att eliminera påverkan av ekliptikans lutning mot ekvatorn introduceras begreppet "medelekvatorsolen", vilket är en punkt som rör sig jämnt längs ekvatorn och passerar genom punkterna i vår- och höstdagjämningen samtidigt med " betyda ekliptisk sol”.
Medelsoltid
Den imaginära "genomsnittliga ekvatorialsolen" deltar i den dagliga rotationen av himmelssfären på samma sätt som den sanna solen. Tidsperioden mellan två på varandra följande identiska kulminationer av den "medelvärde ekvatorialsolen" kallas medeldagen. Början av den genomsnittliga dagen anses vara ögonblicket för kulminationen av den "genomsnittliga ekvatorialsolen". Timvinkeln för "medelekvatorsolen" bestämmer medeltiden vid ett givet ögonblick. En genomsnittlig dag är uppdelad i 24 medeltimmar, en timme i 60 minuter och en minut i 60 sekunder.
Standard tid
Varje punkt på jordens yta har sin egen lokala tid, som skiljer sig (beroende på longitud) från tiden för en annan punkt med valfritt antal timmar, minuter och sekunder. I det praktiska livet är det mycket obekvämt att använda lokal tid, särskilt för transporter och kommunikationer. Denna omständighet utgjorde uppgiften att effektivisera beräkningen av tid över hela jorden. För närvarande är detta problem löst genom införandet av ett standardtidsystem.
Hela jordklotet är indelat i 24 zoner längs meridianerna var 15°. Mitten "initial eller noll"zon passerar genom Greenwich-meridianen och i hela denna zon antas den lokala tiden för Greenwich-meridianen. I nästa östra zon antas den lokala tiden för denna zons mittmeridian, som skiljer sig från världstiden med en timme, etc. Denna tid betecknas Ta och kallas zonen, och zonen kallas sentinels.
Var som helst på jorden skiljer sig standardtiden från lokal tid med ungefär en halvtimme (maximalt). Införandet av standardtid leder till att i ett antal bosättningar som ligger i närheten av varandra skiljer sig tiden med en timme. Detta löses dock av det faktum att minuter och sekunder över hela jordklotet när man använder standardtid är desamma och tiden för olika punkter skiljer sig från varandra endast med ett helt antal timmar.
Gränserna för tidszoner dras, i vissa fall avvikande från meridianerna, längs statliga, administrativa eller naturliga (floder, bergskedjor) gränser
Datumrad
Lokal tid eller standardtid, räknat öster om nollmeridianen (passerar genom Greenwich), kommer att öka i proportion till longitud. Om vi tar hänsyn till lokal tid, räknat väster om nollmeridianen, kommer lokal tid att minska. Tänk i detta avseende på följande faktum.
Låt tre observatörer, som befinner sig på samma plats på medellatitud, samtidigt börja räkna dagarna, markera dem med soluppgången, och den första förblir på plats, den andra går på en resa runt jorden längs parallellen mot öster, och den tredje - på en resa runt jorden längs parallellen till öst.väst. När alla tre observatörerna har samlats på ett ställe igen, kommer observatören att berätta för de återstående observatörerna att tiden mellan mötena har gått. N dagar, och en person som reser i östlig riktning kommer att säga att det har passerat (N+1) dagar. Detta beror på det faktum att den andra observatören, när den rör sig österut, kommer att observera solens kulmination varje gång lite tidigare än den stationära observatören.
En observatör som reser västerut kommer att säga att den har passerat (N - 1) dagar, eftersom han, när han rör sig i motsatt riktning mot jordens rotation, kommer att observera solens kulmination varje gång med viss fördröjning jämfört med en stationär observatör.
Att harmonisera räkningen av dagar, för stationära observatörer och resenärer, genom internationell överenskommelse, "datumrad" " Det ligger allt på havets yta och löper ungefär längs den 180:e meridianen, räknat från Greenwich. När du korsar denna linje i västlig riktning tas en dag bort från antalet dagar (till exempel följs den andra siffran vid inspelning omedelbart av den fjärde siffran). När man korsar den internationella datumlinjen i östlig riktning läggs en extra dag till när man räknar dagar (till exempel vid inspelning av ett nummer upprepas ett nummer två gånger).
Att räkna meridianer från Greenwich är bekvämt, eftersom datumlinjen i det här fallet faller på en siffra som är lätt att komma ihåg (180°) av longitud, vilket inte kommer att ske om meridianerna räknas från något annat observatorium.
| tid, siderisk, GMT, offset, zonSiderisk tid bestäms vanligtvis av punkten för vårdagjämningen. Tidsintervallet mellan två på varandra följande övre kulminationer av vårdagjämningen på samma meridian kallas den sideriska dagen. Början av den sideriska dagen på en given meridian anses vara ögonblicket för vårdagjämningens övre kulmination (Fig. 3.1). Siderisk tid mäts med timvinkeln för vårdagjämningen. I början av den sideriska dagen är punkten för vårdagjämningen vid den övre kulminationen och därför är dess timvinkel 0. Eftersom jorden kontinuerligt roterar runt sin axel kommer timvinkeln med tiden att öka och efter dess värde kan man bedöma den förflutna tiden. Således är siderisk tid S den västra timmesvinkeln för vårdagjämningen. Följaktligen är siderisk tid på en given meridian vid varje ögonblick numeriskt lika med timvinkeln för vårdagjämningen, d.v.s.
När man överväger siderisk tid bör man komma ihåg att vårdagjämningspunkten är belägen på ett oändligt stort avstånd och därför ändrar jordens rörelse i omloppsbana inte dess skenbara position på himlaklotet. Jordens rotationsperiod i förhållande till vårdagjämningen förblir oförändrad. Därför har den sideriska dagen en konstant varaktighet. Siderisk tid används ofta inom flygastronomi. För Greenwich-meridianen anges den i AAE för varje timma på motsvarande datum (se bilaga 5). Det är obekvämt att använda siderisk tid, eftersom den inte är kopplad till solen, i förhållande till vilken människors dagliga rutiner är uppbyggda.
Solens relativa läge och vårdagjämningen förändras kontinuerligt under hela året. När solen rör sig längs ekliptikan skiftar den relativt vårdagjämningen med nästan 1° per dag (fig. 3.2). Som ett resultat är den sideriska dagen kortare än soldagen med 3 minuter och 56 sekunder och deras början under året inträffar vid olika tidpunkter på dygnet och natten. Från fig. 3.2 är det tydligt att solen bara en gång om året kulminerar tillsammans med vårdagjämningen vid middagstid vid noll timmar siderisk tid. Detta händer när solen passerar vårdagjämningen, det vill säga när dess högra uppstigning är 0.
Ris. 3.1. siderisk tid
Ris. 3.3. Förhållandet mellan siderisk tid, timvinkel och höger uppstigning av armaturerna
Ris. 3.2. Förhållandet mellan sideriska och soldagar
Efter en siderisk dag kommer punkten för vårdagjämningen återigen att vara vid den övre kulmen, och solens kulmination kommer att inträffa först efter cirka 4 minuter, eftersom den på en siderisk dag kommer att förskjutas österut i förhållande till punkten för vårdagjämningen med cirka 1°. Efter ytterligare en siderisk dag kommer solens kulmination att inträffa cirka 8 minuter efter starten av den sideriska dagen.
Tiden för solens kulmination ökar således kontinuerligt. Om en månad kommer den sideriska kulminationstiden att öka med cirka 2 timmar och om ett år - med 24 timmar. Följaktligen inträffar noll timmar av siderisk tid vid olika tidpunkter på soldygnet, vilket gör det svårt att använda siderisk tid i vardagsliv.
Förhållandet mellan siderisk tid, timvinkel och höger uppstigning av armaturen.
Det är omöjligt att mäta vårdagjämningens timvinkel eller lägga märke till ögonblicket för dess passage genom observatörens meridian, eftersom den är imaginär och inte synlig på himmelssfären. Därför är det omöjligt att direkt bestämma siderisk tid från vårdagjämningspunkten. Därför, i praktiken, bestämning av början av den sideriska dagen och siderisk tid vid varje ögonblick utförs av varje stjärna vars rätta uppstigning är känd (Fig. 3.3.). Genom att känna till den rätta uppstigningen av en stjärna och mäta dess timvinkel, kan du bestämma siderisk tid. Från fig. 3.3 är det tydligt att det finns ett uppenbart samband mellan siderisk tid, timvinkel och stjärnans räta uppstigning, vilket kan skrivas genom stjärnans koordinater i formen
Av detta beroende följer att siderisk tid vid varje ögonblick är lika med summan av stjärnans timvinkel och dess högra uppstigning. Vanligtvis i astronomiska observatorier kontrolleras den sideriska klockan av den kulminerande stjärnan. Eftersom stjärnans timvinkel i detta ögonblick är noll, kommer den sideriska tiden att motsvara den givna stjärnans högra uppstigning, d.v.s.
Från fig. 3.3 kan vi härleda ett annat samband, som används flitigt i utövandet av flygastronomi för att bestämma timvinklarna för stjärnor: t=S-a. Baserat på denna formel beräknas timvinklarna för navigationsstjärnor med hjälp av siderisk tid och högeruppstigning hämtad från AAE. Denna beräkning förenklar beredningen av AAE och minskar dess volym.
Siderisk tid
Siderisk tid är den tid som förflutit från den övre punkten av vårdagjämningen eller punkten för Väduren till någon annan position, eller, enklare, timvinkeln för vårdagjämningen. Används främst av astronomer för att bestämma vart ett teleskop ska riktas för att se det önskade objektet. Betecknas med bokstaven S.
När man bestämmer punkten för vårdagjämningen kan man på olika sätt ta hänsyn till eller inte ta hänsyn till nutation - den svaga oregelbundna rörelsen hos en roterande fast kropp som genomgår precession. Beroende på detta är siderisk tid: sann, nästan sann och genomsnittlig.
Med sann siderisk tid betraktas vårdagjämningens sanna punkt, som har precessions- och nutationsrörelse, som skiftar i ekliptikplanet med en hastighet av 50,25" per år på grund av allmän precession i longitud och samtidigt periodiskt fluktuerar p.g.a. till nutation.
Vid bestämning av kvasi-sant är dess kortperiodiska del utesluten från nutation.
Och slutligen, när man bestämmer den genomsnittliga sideriska tiden, beaktas inte nutation alls.
Siderisk tid varierar på jordens olika longituder: med en förändring av longituden med 15° öster, ökar den med cirka 1 timme.
Beroende på platsen särskiljer de: lokal sann siderisk tid - timvinkeln för den sanna punkten för vårdagjämningen för en given plats (för den lokala meridianen); lokal genomsnittlig siderisk tid - timmes vinkel för mittpunkten av vårdagjämningen; Greenwich sann siderisk tid - timvinkeln för den sanna punkten för vårdagjämningen på Greenwich-meridianen; Greenwich genomsnittlig siderisk tid är timvinkeln för mittpunkten av vårdagjämningen på Greenwich-meridianen.
Tidsintervallet mellan två på varandra följande övre kulminationer av en stjärna på samma geografiska meridian, eller med andra ord, perioden för en himlakropps rotation i förhållande till stjärnorna runt dess axel, kallas sideriska dagar. Ibland används en definition där den sideriska dagen är tidsperioden för en fullständig rotation av jorden i förhållande till punkten för Väduren.
För att mäta sideriska dagar måste du först mäta timvinkeln (t) för en stjärna för vilken rätt uppstigning (α) är känd. För Vädurpunkten är timvinkeln vid ögonblicket för dess övre kulmination 0°. Eftersom början av den sideriska dagen sammanfaller med början av räkningen av armaturernas timvinklar, är följaktligen siderisk tid vid ett givet ögonblick timvinkeln för punkten för vårdagjämningen, dvs. S = t.
Låt oss överföra himmelsfärens projektion till planet för den himmelska ekvatorn. Låt punkt C representera positionen för en stjärna på sfären vid en given tidpunkt; ♈ - positionen för vårdagjämningspunkten (vädurspunkten). Av figuren kan man se att siderisk tid vid ett givet ögonblick är lika med summan av den rätta uppstigningen och stjärnans timvinkel i samma ögonblick, d.v.s. S = t + a. Denna formel kallas också den grundläggande tidsformeln.
I ögonblicket för ljusets övre kulmination är dess timvinkel t = 0°, och sedan s = α.
Vid ögonblicket för ljusets nedre kulmination är dess timvinkel t = 12h och siderisk tid s = α + 12h.
Den sideriska dagen är uppdelad i mindre perioder: sideriska timmar, minuter och sekunder.
Siderisk timme är lika med 1/24 siderisk dag och är 0 timmar 59 minuter. 50.1704387847 sek.
Längden på en siderisk minut är 0 timmar 0 minuter. 59,8361739797451 sek. Siderisk tvåa - 0,9972695663290856 sek.
I vardagen är det obekvämt att använda siderisk tid, eftersom den sideriska dagen börjar vid olika tidpunkter. En persons vardag är kopplat till solens synliga position: dess uppgång, dess högsta kulmen (under vilken solen går upp till sin maximala höjd över horisonten) och dess nedgång. Och varje dag förändras solens relativa position och vårdagjämningspunkten kontinuerligt, d.v.s. Den övre kulmen av solen på olika dagar på året inträffar vid olika ögonblick av den sideriska dagen. Endast en gång om året, på vårdagjämningsdagen vid middagstid, sammanfaller solens läge och vårdagjämningens punkter. Efter en siderisk dag kommer punkten för vårdagjämningen återigen att vara vid den övre kulmen, och solen kommer fram till meridianen först efter cirka 4 minuter, eftersom den på en siderisk dag kommer att förskjutas österut i förhållande till vårdagjämningspunkten med nästan 1° mot dess skenbara rörelse. De där. 24 timmar siderisk tid motsvarar 23 timmar 56 minuter. 4,091 sek. betyder soltid. På ett år är det exakt en mer siderisk dag än genomsnittliga soldagar.
Så den 21 mars befinner sig solen vid punkten av Väduren, medan den sideriska dagen börjar vid middagstid. På en dag kommer solen att röra sig längs ekliptikan med cirka 1° och kulminerar 4 minuter efter Vädurens punkt. Tre månader senare - den 22 juni - kommer kulmen på Aries-punkten att inträffa vid 6-tiden på morgonen. Den 23 september börjar den sideriska dagen vid midnatt. Den 22 december börjar den sideriska dagen klockan 18:00.
