Systémy pravého a stredného slnečného času.

Hviezdny system času

Hviezdny čas označuje s. Parametrul hviezdneho časového systému sú:

1) mechanizmus - rotácia Zeme okolo svojej osi;

2) stupnica - hviezdne dni rovnajúce sa časovému intervalu medzi dvoma po sebe nasledujúcimi hornými vrcholmi bodu jarnej rovnodennosti v pozorovacom bode;

3) východiskovým bodom na nebeskej sfére je bod jarnej rovnováhy g, nulový bod (začiatok hviezdneho dňa) je okamihom hornej kulminácie bodu g;

4) spôsob počítania. Meradlom hviezdneho času je hodinový uhol jarnej rovnodennosti, t g. Nie je možné to zmerať, ale pre každú hviezdu je výraz pravdivý

s \ u003d t g \ u003d a + t,

preto, ak poznáme správny vzostup hviezdy a a vypočítame jej hodinový uhol t, možno určiť hviezdny čas s.

Hviezdny časový systém sa používa na určenie geografických súradníc bodov na povrchu Zeme a azimutov smeru k pozemským obiectom, na štúdium nepravidelností dennej rotávenie systém. Aj keď je tento systém v astronómii široko používaný, je v každodennom živote nepohodlný. Zmena dňa a noci v dôsledku zjavného denného pohybu Slnka vytvára celkom jednoznačný cyklus ľudskej činnosti na Zemi. Preto sa počítanie času dlho zakladalo na dennom pohybe Slnka.

Skutočný solárny časový system (alebo pravý slnečný čas- m ¤) sa používa na astronomické alebo geodetické pozorovanie Slnka. Sistem de parametri:

1) mechanizmus - rotácia Zeme okolo svojej osi;

2) stupnica - pravý slnečný deň - časový interval medzi dvoma po sebe nasledujúcimi nižšími kulmináciami stredu pravého Slnka;

3) východiskový bod - stred disku pravého Slnka - ¤, nulový bod - pravá polnoc, alebo okamih spodnej kulminácie stredu disku pravého Slnka;

4) spôsob počítania. Meradlom merania skutočného slnečného času je geocentrický hodinový uhol skutočného Slnka t ¤ plus 12 hodín:

m ¤ \ u003d t ¤ + 12 h.

Jednotka skutočného solárneho času, druhá, rovna sa 1/86400 skutočných slnečných dní, nespĺňa základnú požiadavku na jednotku času - nie je konštantná.

Príčiny variability skutočnej slnečnej časovej stupnice sú:

1) nerovnomerný pohyb Slnka pozdĺž ekliptiky v dôsledku elipticity obežnej dráhy Zeme;

2) nerovnomerné zvýšenie pravého vzostupu Slnka v priebehu roka, pretože Slnko je pozdĺž ekliptiky, sklonené k nebeskému rovníku v uhle približne 23,5 °.

Z týchto dôvodov je použitie skutočného solárneho časového systému v praxi nepohodlné. Prechod na jednotnú solárnu časovú škálu prebieha v dvoch fázach.

1.etapa - prechod na fiktívne priemerné ekliptické Slnko. V tomto štádiu je vylúčený nerovnomerný pohyb Slnka pozdĺž ekliptiky. Nepravidelný pohyb na eliptickej dráhe je nahradený rovnomerným pohybom na kruhovej dráhe. Skutočné slnko a stredné ekliptické slnko sa zhodujú, keď Zem prechádza perihéliom a aféliom svojej dráhy.

Fáza 2 - prechod na stredné rovníkové slnko. To vylučuje nerovnosti nárastu pravého nanebovzatia Slnka v dôsledku sklonu ekliptiky. Pravé slnko a stredné rovníkové slnko prechadzajú súčasne jarnou a jesennou rovnodennosťou.

Na základe uvedených akcií je zavedený nový systém merania času - stredný slnečný čas.

Priemerný slnečný čas je označený m. Parametrul stredného slnečného časového systému sú:

1) mechanizmus - rotácia Zeme okolo osi;

2) stupnica - priemerný deň - časový interval medzi dvoma po sebe nasledujúcimi nižšími kulmináciami priemerného rovníkového slnka ¤ ekv.

3) východiskovým bodom je stredné rovníkové slnko ¤ eq, nulovým bodom je stredná polnoc alebo okamih dolnej kulminácie stredného rovníkového Slnka;

4) spôsob počítania. Meradlom stredného času je geocentrický hodinový uhol stredného rovníkového slnka t ¤ ekv. Plus 12 hodín.

m \ u003d t ¤ ekv. + 12 ore.

Je nemožné určiť stredný slnečný čas priamo z pozorovaní, pretože stredné rovníkové slnko je fiktívnym bodom v nebeskej sfére. Priemerný slnečný čas sa počíta zo skutočného slnečného času, stanoveného z pozorovaní pravého slnka. Rozdiel medzi skutočným slnečným časom m ¤ a stredným slnečným časom m sa nazýva časová rovnica a označuje sa h:

h \ u003d m ¤ - m \ u003d t ¤ - t ¤ priemerný ekv. ...

Rovnicu času vyjadrujú dva sínusoidy s ročnými a polročnými obdobiami:

h \ u003d h 1 + h 2 "- 7,7 m hriech(l + 79 0) + 9,5 m hriech 2l,

kde l je ekliptická dĺžka stredného ekliptického Slnka.

Graf h je krivka s dvoma maximami a dvoma minimami, ktorá má v karteziánskom obdĺžnikovom súradnicovom systéme tvar uvedený na obr. 17.

Matematická stránka hlavnej úlohy štrukturálnej mechaniky je založená na závislostiach získaných v odporovom materiáli. Pripomeňme si ich na príklade stavu napätosti prvku rámu, pre ktorý je na rozdiel od lúča priečny ohyb sprevádzaný ďalším napätím alebo stláčaním.

Nechajte taký prvok dĺžky dx nachadza sa v miestnom súradnicovom systéme Oxy kde os Vol smerované pozdĺž osi tyče a zaťažené distribuovanou intenzitou zaťaženia q X A q r pozdĺž Vol A Oi(obr. 1.20).

Stav namáhania a deformácie tyče je určený deviatimi zložkami:

- vnútorné úsilie ( M, Q, N,);

- pusuni ( u, v, );

- deformácie (κ, , ).

Rovnice na určenie týchto funkcií možno rozdeliť do troch skupín:

Statické rovnice- spojiť vnútorné sily (obr. 1.20, b) s daným zaťažením:

dN/dx = – q X ; 

dQ/dx= q r; ý (1,10)

dM/dx= Q . 

Geometrické rovnice- vyjadrte deformácie z hľadiska posunov znázornených na obr. 1.20, b, c:

κ = d/ dx; 

 =   dv/dx;  (1,11)

 = du/dx. 

Fyzikálne rovnice- predstavujú vzťah medzi vnútornými silami a deformáciami:

κ = M/E J; 

 = Q/Gf;  (1,12)

 = N/EF; 

kde E- modul Youngov;

G- modul šmyku;

F - prierezová plocha tyče;

J- okamih jeho zotrvačnosti;

 - koeficient, ktorý zohľadňuje nerovnomerné rozloženie šmykových napätí v priereze tyče.

Všimnite si, že výrazy E J A EF sa volaj (1.12) tuhosť tyče v ohybe a v ťahu (kompresia) resp.

Pri riešení sústavy rovníc (1.10) - (1.12) sú možné dve možnosti:

1) vnútorné úsilie M, Q, N, je možné nájsť zo systému rovníc (1.10) bez toho, aby sme sa odvolali na zvyšok rovníc - toto je SOS;

2) vnútorné úsilie možno nájsť iba spoločným riešením všetkých deviatich rovníc - to je SNA.

V druhom prípade sú pri riešení týchto rovníc možné dva prístupy:

- úsilie je vybrané ako hlavné neznáme M, Q, N vyjadrovanie všetkých ostatných prostredníctvom nich je riešenie silovou metódou;

- posuny sú vybrané ako hlavné neznáme u, v,  je riešenie posunu.

Systémy opisané lineárnymi rovnicami (1.10)  (1.12) sa nazývajú lineárne deformovateľné. Pre nich je to spravodlivé princíp superpozície, podľa ktorého:

Vnútorné sily, posuny a deformácie od daného zaťaženia (alebo iného efektu) nájdeme ako súčet zodpovedajúcich hodnôt z každého zaťaženia osobitne.

Poznámky:

1. Prvá zo statických rovníc (1.10) sa získa z rovnovážneho stavu uvažovaného prvku rámu. Viera v to q X\ u003d const a vytvorenie rovnice  X\ u003d 0, dostaneme:

– N+ q X dx+ (N+dN) = 0,

odkiaľ nasleduje hľadaná závislosť. Ďalšie dve rovnice z (1.10) sú diferenciálne závislosti Zhuravského.

2.Prvá z fyzikálnych rovníc (1.12) je zakrivená diferenciálna rovnica osi lúča:

κ = d/ dx = d 2 v/dx 2 = M /E J.

Druhá rovnica za predpokladu rovnomerného rozloženia šmykových napätí v priereze tyče ( \ u003d 1) vyjadruje hookeov zákon pri zmene:

 = Q/F= G.

Zároveň nešpecifikujeme význam koeficientu  z dôvodu, ktorý bude uvedený v § 3.5. Posledná z fyzikálnych rovníc (1.12) je hookeov zákon v CRS:

 = N/F= E.

3. Pokiaľ nebude uvedené inak, v budúcnosti budeme označenie používať aj naďalej Oxy pre globálny súradnicový systém spojený so štruktúrou ako celkom.

Graf rovnice času (modrá čiara) a jeho dve zložky pri definovaní tejto rovnice ako SW \ u003d SSV - ISV.

Rovnica času- rozdiel medzi stredným slnečným časom (SSV) a skutočným solárnym časom (WSW), la znamená, HC \ u003d SSV - WSW. Tento rozdiel je v ktoromkoľvek danom čase rovnaký pre pozorovateľa v ktoromkoľvek bode Zeme. Časovú rovnicu je možné získať zo špecializovaných astronomických publikácií, astronomických programov alebo vypočítať pomocou nižšie uvedeného vzorca.

V publikáciách, ako je Astronomický kalendár, je rovnica času definovaná ako rozdiel medzi hodinovými uhlami stredného rovníkového slnka a skutočného slnka, to znamená s touto definíciou HCV \u000.

V anglických vydaniach sa často používa iná definícia časovej rovnice (tzv. "Obrátená"): HC \ u003d WIS - NER, to znamená rozdiel medzi skutočným slnečným slčasom (WIS) a stčne

Niektoré objasnenia k definícii

Definíciu časovej rovnice nájdete ako rozdiel medzi „miestnym skutočným slnečným časom“ a „miestnym stredným slnečným časom“ (v anglickej literatúre - miestny zdanlivý slnečný čas A miestny stredný slnečný čas). Táto definícia je formálne presnejšia, nemá však vplyv na výsledok, pretože pre akýkoľvek konkrétny bod na Zemi je tento rozdiel rovnaký.

Okrem toho de sa nemal zamieňať ani „miestny pravý solárny čas“, ani „miestny stredný solárny čas“ s miestnym úradným časom ( štandardný čas).

Vysvetlenie nerovnomerného pohybu skutočného slnka

Na rozdiel od hviezd, ktorých zdanlivý denný pohyb je takmer rovnomerný a je spôsobený iba rotáciou Zeme okolo svojej osi, denný pohyb Slnka nie je rovnomerný, pretože je to vďme okolomeácii. ...

Nepravidelnosť v dôsledku eliptickej dráhy

Rotácia Zeme okolo Slnka nastáva na eliptickej dráhe. Podľa druhého Keplerovho zákona je takýto pohyb nerovnomerný; v oblasti perihélia je rýchlejší a v oblasti aféliu pomalší. Pre pozorovateľa na Zemi sa to vyjadruje v skutočnosti, že zdanlivý pohyb Slnka pozdĺž ekliptiky vo vzťahu k pevným hviezdam sa teraz zrýchľuje a potom spomaľuje.

Nerovnosti spôsobené naklonením zemskej osi

Rovnica času zmizne štyrikrát ročne: 14. apríla, 14. júna, 2. septembra a 24. decembra.

Podľa toho má každá sezóna svoje vlastné maximum časovej rovnice: okolo 12. februára - +14.3 minúty, 15. mája - -3.8 minúty, 27. júla - +6.4 minúty a 4. novembra - -16.4 minúty Presné hodnoty časovej rovnice sú uvedené v astronomických ročenkách.

Môže byť použitý ako doplnková function v niektorých modeloch hodiniek.

Platba

Rovnicu možno aproximovať segmentom Fourierovej radiy ako súčet dvoch sínusových kriviek s obdobiami jedného roka, respektíve šiestich mesiacov:

E \ u003d 7,53 cos \ u2061 (B) + 1,5 hriechu \ u2061 (B) - 9,87 hriechu \ u2061 (2 B) (\\ displaystyle E \ u003d 7,53 \\ cos (B) +1, 5 \\ sin (B) ) -9,87 \\ sin (2B)) B \ u003d 360 ∘ (N - 81) / 365 (\\ displaystyle B \ u003d 360 ^ (\\ circ) (N-81) / 365) ak sú uhly v stupňoch. B \ u003d 2 π (N - 81) / 365 (\\ displaystyle B \ u003d 2 \\ pi (N-81) / 365) ak sú uhly v radiánoch. Kde N (\\ stil de afișare N)- číslo dňa v roku, napríklad: N \ u003d 1 (\\ displaystyle N \ u003d 1) 1.januára N \ u003d 2 (\\ displaystyle N \ u003d 2) 2.januára

Rubínová kalkulačka pre aktualny dátum

#! / usr / bin / rubin \ u200b \ u200b \ u003d začať výpočet časovej rovnice *** Neurčujú sa žiadne záruky. Použitie na vlastné riziko *** Napísal E. Sevastyanov, 14 mai 2017 În základe článku „Rovnica času“ k 28.11.2016 pe WikiPedia (ktorý popisuje uhly v matúcej zmesi stupňov a radiánov) a Del Smith, 29.11.2016 Zdá sa, že dáva dobrý výsledok, ale za presnosť nerobím nijaké nároky.\ u003d final pi \ u003d (Math :: PI) # pi delta \ u003d (Timp. acum. getutc. yday - 1) # (Aktuálny deň v roku - 1) aa \ u003d čas. teraz. getutc. rok np \ u003d prípad rr # Číslo np je počet dní od 1. januára do dátumu perihélia Zeme. (Http://www.astropixels.com/ephemeris/perap2001.html) keď 2017; 3 kedy 2018; 2 kedy 2019; 2 kedy 2020; 4 kedy 2021; 1, keď 2022; 3 keď 2023; 3 kedy 2024; 2 keď 2025; 3, keď 2026; 2 keď 2027; 2 keď 2028; 4, keď 2029; 1 keď 2030; 2 iné; 2 koniec a \ u003d čas. teraz. getutc. to_a; delta \ u003d delta + a [2]. to_f / 24 + a [1]. do_f / 60/24 # Oprava pre zlomkovú časť dňa lambda \ u003d 23,4406 * pi / 180; # Sklon Zeme v radiánoch omega \ u003d 2 * pi / 365.2564 # uhlová rýchlosť ročnej revolúcie (radiány / deň) alfa \ u003d omega * ((delta + 10)% 365) # uhol na (strednej) kruhovej obežnej dráhe, slnečný rok začína 21. decembra beta \ u003d alfa + 0,033405601 88317 * Mat. sin (omega * ((delta - np)% 365)) # uhol na eliptickej obežnej dráhe, od perigeu (radiány) gamma \ u003d (alpha - Math.atan (Math.tan (beta) / Math.cos (lambda))) / pi # uhlová korekcia eot \ u003d (43200 * (gama - gama. kolo)) # rovnica času v sekundách EOT \ u003d "+ (- 1 * eot). to_s +" sekundy "

1.2.3. Pravý a stredný slnečný čas. Rovnica času

1.2.4. Juliánske dni

1.2.5. Miestny čas na rôznych poludníkoch. Svetový čas, štandardný čas și štandardný čas

1.2.6. Vzťah medzi stredným a slnečným časom

1.2.7. Nerovnomerná rotácia Zeme

1.2.8. Čas Ephemeris

1.2.9. Atómový čas

1.2.10. Dynamický a súradnicový čas

1.2.11. Systémy univerzálneho času. UTC

1.2.12. Čas satelitných navigačných systémov

1.3. Factor astronomic

1.3.1. Všeobecné ustanovenia

1.3.2. Astronomická lomivosť

1.3.3. Paralaxa

1.3.4. Aberácia

1.3.5. Vlastný pohyb hviezd

1.3.6. Gravitačná výchylka svetla

1.3.7. Pohyb zemského pólu

1.3.8. Zmena polohy osi sveta v priestore. Precesia

1.3.9. Zmena polohy osi sveta v priestore. Výživa

1.3.10. Spoločné účtovanie znížení

1.3.11. Výpočet zdanlivých miest hviezd

2. GEODETICKÁ ASTRONOMIA

2.1. Predmet a úlohy geodetickej astronomie

2.1.1. Využitie astronomických údajov pri riešení geodetických problémov

2.1.3. Moderné úlohy a perspektívy rozvoja geodetickej astronomie

2.2. Teória metód geodetickej astronomie

2.2.2. Najpriaznivejšie podmienky na určovanie času a šírky v zenitálnych metódach astronomických stanovení

2.3. Prístrojové vybavenie v geodetickej astronómii

2.3.1. Vlastnosti prístrojového vybavenia v geodetickej astronómii

2.3.2. Teodolitatea astronomică

2.3.3. Prístroje na meranie a zaznamenávanie času

2.4. Vlastnosti pozorovania svietidiel v geodetickej astronómii. Zníženie astronomických pozorovaní

2.4.1. Metódy pozorovania svietidiel

2.4.2. Opravy nameraných zenitových vzdialeností

2.4.3. Opravy v nameraných horizontálnych smeroch

2.5. Koncept presných metód astronomických definícií

2.5.1 Určenie zemepisnej šírky z nameraných malých rozdielov v zenitových vzdialenostiach párov hviezd v poludníku (Talcottova metóda)

2.5.2. Metódy určovania zemepisnej šírky a dĺžky z pozorovaní hviezd v rovnakých výškach (metódy rovnakých výšok)

2.5.3. Stanovenie astronomického azimutu smeru k pozemskému obiect z pozorovaní Polaru

2.6. Približné metódy astronomických definícií

2.6.1. Približné určenie azimutu pozemského obiect z pozorovaní Polára

2.6.2. Približné určenie zemepisnej šírky z pozorovaní Polaru

2.6.3. Približné určenie zemepisnej dĺžky a azimutu z nameraných zenitových vzdialeností Slnka

2.6.4. Približné určenie zemepisnej šírky z nameraných zenitových vzdialeností Slnka

2.6.5. Určenie smerového uhla smeru k pozemskému obiect z pozorovania svetiel

2.7. Letectvo a námorná astronomia

3. ASTROMETRIE

3.1. Astrometrické problémy a metódy ich riešenia

3.1.1. Predmet a ulohy astrometrie

3.1.3. Súčasný stav a perspektívy vývoja astrometrie

3.2. Základné astrometrické prístroje

3.2.2. Klasické astrooptické prrístroje

3.2.3. Moderne astronomické pristroje

3.3. Tvorba základných a zotrvačných súradnicových systémov

3.3.1. Všeobecné ustanovenia

3.3.2. Teoretické základy určovania súradníc hviezd a ich zmien

3.3.3. Budovanie základného súradnicového systému

3.3.4. Budovanie inerciálneho súradnicového systému

3.4.1. Nastavenie časovej stupnice

3.4.2. Stanovenie parametrov orientácie Zeme

3.4.3. Organizácia služby času, frekvencie a určenia parametrov orientácie Zeme

3.5. Základné astronomické konštanty

3.5.1. Všeobecné ustanovenia

3.5.2. Klasifikácia základných astronomických konštánt

3.5.3. Medzinárodný systém astronomických konštánt

BIBLIOGRAFICKÝ ZOZNAM

PRÍLOHY

1. System základných astronomických konštánt MAC 1976

1.2. Meranie času v astronómii

1.2.1. Všeobecné ustanovenia

Jednou z úloh geodetickej astronómie, astrometrie a vesmírnej geodézie je určiť súradnice nebeských telies v danom časovom okamihu. Astronomické časové stupnice konštruujú národné časové služby a Medzinárodný úrad času.

Všetky známe metódy konštrukcie spojitých časových škál sú založené na periodické procesy, napr.:

- rotácia Zeme okolo svojej osi;

- revolúcia Zeme okolo Slnka na jeho obežnej dráhe;

- rotácia Mesiaca okolo Zeme na jej obežnej dráhe;

- výkyv kyvadla pod vplyvom gravitácie;

- elastické vibrácie kremenného kryštálu pri pôsobení striedavého prúdu;

- elektromagnetické vibrácie molekúl a atómov;

- rádioaktívny rozpad atómových jadier a ďalšie procesy.

Časový systém je možné nastaviť s nasledujúcimi parametrami:

1) mechanizmus - jav, ktorý poskytuje periodicky sa opakujúci proces (napríklad denná rotácia Zeme);

2) stupnica - časové obdobie, počas ktorého sa proces opakuje;

3) počiatočný bod, nulový bod - okamih, keď sa proces začne opakovať;

4) spôsob načasovania.

V geodetickej astronómii sa používa astrometria, nebeská mechanika, hviezdny a slnečný časový systém, založený na rotácii Zeme okolo svojej osi. Toto periodické hnutie je mimoriadne jednotné, časovo neobmedzené a nepretržité po celú dobu existencie ľudstva.

Okrem toho sa používa astrometria a nebeská mechanika

Efemeridy a systémy dynamického času ako ideal

štruktúra jednotnej časovej škály;

Sistem atómový čas- praktická implementácia úplne jednotnej časovej škály.

1.2.2. Hviezdny čas

Hviezdny čas označuje s. Parametrul hviezdneho časového systému sú:

1) mechanizmus - rotácia Zeme okolo svojej osi;

2) stupnica - hviezdne dni rovnajúce sa časovému intervalu medzi dvoma po sebe nasledujúcimi vrcholovými vrcholmi jarnej rovnodennosti

o pozorovacie miesto;

3) východiskovým bodom na nebeskej sfére je bod jarnej rovnodennosti, nulový bod (začiatok hviezdneho dňa) je okamihom hornej kulminácie bodu;

4) spôsob počítania. Meradlom hviezdneho času je hodinový uhol bodu

jarná rovnodennosť, t. Nie je možné to zmerať, ale pre každú hviezdu je výraz pravdivý

preto, keď poznáme správny vzostup hviezdy a vypočítame jej hodinový uhol t, možno určiť hviezdny čas s.

Rozlišovať pravdivé, priemerné a kvázi pravdivé body gama (rozdelenie súvisí s astronomickým faktorom nutácie, pozri odsek 1.3.9), voči ktorým pravý, stredný a kvázi pravý siderický čas.

1.2.3. Pravý a stredný slnečný čas. Rovnica času

Skutočný solárny časový system (alebo pravý slnečný čas- m) sa používa na astronomické alebo geodetické pozorovanie Slnka. Sistem de parametri:

1) mechanizmus - rotácia Zeme okolo svojej osi;

2) mierka - pravý slnečný deň- časový interval medzi dvoma po sebe nasledujúcimi nižšími kulmináciami stredu pravého Slnka;

3) východiskový bod je stredom disku pravého Slnka -, nulový bod - pravá polnoc, alebo okamih dolnej kulminácie stredu disku pravého Slnka;

4) spôsob počítania. Meradlom merania skutočného slnečného času je geocentrický hodinový uhol skutočného slnka t plus 12 hodín:

m \ u003d t + 12 h.

Jednotka skutočného solárneho času, druhá, rovna sa 1/86400 skutočných slnečných dní, nespĺňa základnú požiadavku na jednotku času - nie je konštantná.

Dôvody variabilitate skutočnej slnečnej časovej stupnice sú

1) nerovnomerný pohyb Slnka pozdĺž ekliptiky v dôsledku elipticity obežnej dráhy Zeme;

2) nerovnomerné zvýšenie pravého stúpania Slnka v priebehu roka, pretože Slnko sleduje ekliptiku sklonenú k nebeskému rovníku v uhle približne 23,50.

Z týchto dôvodov je použitie skutočného solárneho časového systému v praxi nepohodlné. Prechod na jednotnú solárnu časovú škálu prebieha v dvoch fázach.

Prechod z prvej fázy na figurínu priemerné ekliptické slnko... Na toto

v tomto štádiu je eliminovaný nerovnomerný pohyb Slnka pozdĺž ekliptiky. Nepravidelný pohyb na eliptickej dráhe je nahradený rovnomerným pohybom na kruhovej dráhe. Skutočné slnko a stredné ekliptické slnko sa zhodujú, keď Zem prechádza perihéliom a aféliom svojej dráhy.

Prechod z 2.etapy na stredné rovníkové slnko pohybujúci sa rovný

očíslované pozdĺž nebeského rovníka. To vylučuje nerovnosti nárastu pravého nanebovzatia Slnka v dôsledku sklonu ekliptiky. Pravé slnko a stredné rovníkové slnko prechadzajú súčasne jarnou a jesennou rovnodennosťou.

Výsledkom týchto opatrení je zavedenie nového systému merania času - stredný slnečný čas.

Priemerný slnečný čas je označený m. Parametrul stredného slnečného časového systému sú:

1) mechanizmus - rotácia Zeme okolo svojej osi;

2) stupnica - priemerný deň - časový interval medzi dvoma po sebe nasledujúcimi nižšími kulmináciami priemerného rovníkového slnka  ekv.

3) východiskovým bodom je stredné rovníkové slnko ekv., Nula - stredná polnoc alebo okamih spodného vyvrcholenia stredného rovníkového Slnka;

4) spôsob počítania. Meradlom stredného času je geocentrický hodinový uhol stredného rovníkového Slnka t ekv. Plus 12 hodín.

m \ u003d t eq + 12 h.

Je nemožné určiť stredný slnečný čas priamo z pozorovaní, pretože stredné rovníkové slnko je fiktívnym bodom v nebeskej sfére. Priemerný slnečný čas sa počíta zo skutočného slnečného času, stanoveného z pozorovaní pravého slnka. Rozdiel medzi skutočným slnečným časom m a stredným slnečným časom m sa volá rovnica času a je označený:

M - m \ u003d t - t priemerný ekv. ...

Rovnicu času vyjadrujú dva sínusoidy s ročným a polročným

nové obdobia:

1 + 2 - 7,7 m hriech (l + 790) + 9,5 m hriech 2 l,

kde l je ekliptická dĺžka stredného ekliptického Slnka.

Graf je krivka s dvoma maximami a dvoma minimami, ktorá má v karteziánskom obdĺžnikovom súradnicovom systéme formu znázornenú na obr. 1.18.

Obrázok 1.18. Graf rovnice času

Hodnoty rovnice časového rozsahu od + 14 m până la –16 m.

V astronomickej ročenke je pre každý dátum uvedená hodnota E rovnajúca sa

E \ u003d + 12 hodín.

ZO táto hodnota určuje vzťah medzi stredným slnečným časom a hodinovým uhlom skutočného Slnka

m \ u003d t -E.

1.2.4. Juliánske dni

Pri presnom určení číselnej hodnoty časového intervalu medzi dvoma vzdialenými dátumami je vhodné použiť nepretržité počítanie dňa, ktoré sa v astronómii nazýva juliánske dni.

Začiatkom počítania juliánskych dní je greenwichské poludnie 1. januára 4713 pred naším letopočtom, od začiatku tohto obdobia sa priemerné slnečné dni počítajú a čísluýtý počítajú a čísluýtý počítajú a čísluýtý počítajú a dničučíú zodné také, a zodnéčíú také, a zodnéčíínú také Epoca 1900, ianuarie 0.12 h UT zodpovedá juliánskemu dátumu JD 2415020.0 a epocha 2000, ianuarie 1, 12 h UT zodpovedá JD2451545.0.

rovnica času

rozdiel medzi stredným (rovníkovým) slnečným časom a skutočným slnečným časom. Zmeny v priebehu celého roka od -16,4 min do + 14,3 min.

Rovnica času

rozdiel medzi stredným a skutočným slnečným časom; rovný rozdielu medzi pravými vzostupmi pravého a priemerného Slnka. Často U. în. definovaný ako rozdiel medzi skutočným a priemerným časom; v tomto prípade má opačné znamienko, na ktoré treba pamätať pri používaní príručiek.

Vyhrať. neustále sa meniace. Je to spôsobené tým, že skutočný slnečný čas, meraný hodinovým uhlom pravého Slnka, prúdi nerovnomerne, jednak kvôli nerovnomernému pohybu Zeme po jej obežnej dráhe. Preto W. în. sa získa v dôsledku pridania dvoch vĺn približne sínusového tvaru a takmer rovnakej amplitúdy (pozri. obr.). Jedna z týchto vĺn má jednoročné obdobie, druhá polročné. Štyrikrát ročne, konkrétne okolo 16. apríla, 14. júna, 1. septembra a 25. decembra. sa rovná nule a dosahuje 4-násobok najvyššej hodnoty (v absolútnej hodnote): približne 12. februára + 14.3 minúty, 15. mája √ 3.8 minúty, 27. júla + 6.4 minúty novety, 6.4 minúty. S pomocou W. in. priemerný miestny slnečný čas možno nájsť, ak je známy skutočný slnečný čas, stanovený na základe pozorovaní Slnka napríklad pomocou slnečných hodín; pri použití vzorca:

kde m √ stredný čas, m0 √ pravý čas, h √ U. c. Hodnoty U. v. pre každý deň sú uvedené v astronomických ročenkách a kalendároch. Zobraziť čas.

Wikipedia

Rovnica času

Rovnica času- rozdiel medzi stredným slnečným časom a skutočným slnečným časom, tj. HC \ u003d SSV - WIS. Tento rozdiel je v ktoromkoľvek danom čase rovnaký pre pozorovateľa v ktoromkoľvek bode Zeme. Časovú rovnicu je možné získať zo špecializovaných astronomických publikácií, astronomických programov alebo vypočítať pomocou nižšie uvedeného vzorca.

V anglických vydaniach sa často používa iná definícia časovej rovnice: HC \ u003d WIS - SSV, to znamená rozdiel medzi skutočným slnečným časom.