Шпаргалки ао "Астрономии"

20. Истинные солнечные  сутки. Истинное солнечное время

 

Промежуток времени  между двумя последовательными  одноименными кульминациями

Солнца (точнее, центра солнечного диска) на одном и том же географическом

меридиане называется истинными солнечными сутками. За начало истинных солнечных

суток на данном меридиане  принимается момент нижней кульминации  Солнца (истинная

полночь).

Время, протекшее от нижней кульминации Солнца до любого другого  его положения,

выраженное в долях  истинных солнечных суток (в истинных солнечных часах, минутах

и секундах), называется истинным солнечным временем T¤.

Истинное солнечное  время T¤ на данном меридиане в  любой момент численно равно

часовому углу Солнца t¤, выраженному в часовой мере, плюс 12h, т.е.

      T¤=  t¤ + 12h(1.18)

 

Часовой угол Солнца, когда  оно находится над горизонтом и не закрыто облаками,

всегда можно измерить непосредственно. В момент верхней кульминации Солнца (в

истинный полдень) t¤ = 0h, и следовательно, истинное солнечное время в полдень

всегда равно 12 часам.

Измерение времени истинными  солнечными сутками просто, но пользоваться истинным

солнечным временем в  повседневной жизни так же неудобно, как и звездным.

Неудобство возникает  потому, что продолжительность истинных солнечных суток -

величина непостоянная. Величина запаздывания верхней (и нижней) кульминации

Солнца относительно звездного времени (см. § 19) в разные дни года различна.

Следовательно, различна и продолжительность истинных солнечных  суток. Она была

бы постоянной, если бы суточное приращение прямого восхождения Солнца было

постоянным. Но этого  нет (см. § 16) по двум причинам:

1) Солнце движется  не по небесному экватору, а  по эклиптике, наклоненной к

небесному экватору на значительный угол e = 23° 27'.

2) Движение Солнца  по эклиптике неравномерно. Вследствие  первой причины

продолжительности истинных солнечных суток была бы неодинаковой даже и в том

случае, если бы Солнце перемещалось по эклиптике равномерно, т.е. если бы

суточное приращение его долготы ∆λ было бы всегда одинаковым. Действительно,

вблизи равноденственных точек равные дуги АВ = ВС = ∆λ  эклиптики E E' (рис. 13,

a), спроектированные  на небесный экватор QQ', дают  приращения ∆α  прямого

восхождения Солнца (ab, bc) меньше соответствующих отрезков эклиптики, т. е. ∆α

< ∆λ . Вблизи точек солнцестояний, наоборот, приращения ∆α  прямого восхождения

Солнца (mk, kl на рис. 13,6) больше отрезков эклиптики MK = KL = ∆α вследствие

расхождения часовых  кругов по мере их удаления от полюсов. Таким образом, здесь

∆α  > ∆λ.

 

В результате действия обеих  причин истинные солнечные сутки, например, 22

декабря, длиннее на 50-51 секунду, чем 23 сентября. Непостоянство

продолжительности истинных солнечных суток не позволяет  применять их для счета

времени на практике.

Средние солнечные сутки. Среднее солнечное время

 

Чтобы получить сутки  постоянной продолжительности, и в  то же время связанные с

движением Солнца, в астрономии введены понятия двух фиктивных  точек - среднего

эклиптического и  среднего экваториального солнца. Среднее  эклиптическое солнце

равномерно движется по эклиптике со средней скоростью  Солнца и совпадает с ним

около 3 января и 4 июля.

Среднее экваториальное солнце равномерно движется по небесному  экватору с

постоянной скоростью  среднего эклиптического солнца и одновременно с ним

проходит точку весеннего  равноденствия.

Следовательно, в каждый момент времени прямое восхождение  среднего

экваториального солнца равно долготе среднего эклиптического солнца. Их же

прямые восхождения  одинаковы только четыре раза в году, а именно, в моменты

прохождения ими точек  равноденствий и в моменты  прохождения средним

эклиптическим солнцем  точек солнцестояний.

Введением среднего экваториального  солнца, у которого суточные приращения Da

прямого восхождения  одинаковы, устраняется непостоянство  продолжительности

солнечных суток и  неравномерность истинного солнечного времени.

Промежуток времени  между двумя последовательными  одноименными кульминациями

среднего экваториального  солнца на одном и том же географическом меридиане

называется средними солнечными сутками, или просто средними сутками. Из

определения среднего экваториального  солнца следует, что продолжительность

средних солнечных суток  равна среднему значению продолжительности истинных

солнечных суток за год.

За начало средних  солнечных суток на данном меридиане  принимается момент нижней

кульминации среднего экваториального  солнца (средняя полночь). Время, протекшее

от нижней кульминации  среднего экваториального солнца до любого другого его

положения, выраженное в  долях средних солнечных суток (в средних часах, минутах

и секундах), называется средним солнечным временем или просто средним временем

Tm .

Среднее время Tm на данном меридиане в любой момент численно равно часовому углу

tm среднего экваториального солнца, выраженному в часовой мере, плюс 12h, т.е.

      Tm = tm +12h.(1.19)

 

Среднее экваториальное солнце на небе ничем не отмечено, поэтому  измерить его

часовой угол нельзя, и  среднее солнечное время получают путем вычислений по

определенному из наблюдений истинному солнечному или звездному  времени.

До 1925 г. при астрономических  наблюдениях за начало средних суток  принимался

момент верхней кульминации  среднего солнца. Поэтому различали  среднее время

"астрономическое"  и "гражданское". Начиная с  1925 г. астрономы стали считать

среднее время также  от полуночи, и теперь надобность в  терминах "астрономическое

время" и "гражданское  время" совершенно отпала.

 

&sect; 22. Уравнение времени

 

Разность между средним  временем и истинным солнечным временем в один и тот же

момент называется уравнением времени h. На основании (1.18), (1.19) и (1.15)

уравнение времени

      h = Tm -  T¤ =  tm - t¤ = a ¤ - a m.  (1.20)

 

Из последнего соотношения  следует:

      Tm = T¤ + h , (1.21)

 

 т.е. среднее солнечное  время в любой момент равно  истинному солнечному времени

плюс уравнение времени.

Таким образом, измерив  непосредственно часовой угол Солнца t¤, определяют по

(1.18) истинное солнечное  время и, зная уравнение времени  h в этот момент,

находят по (1.21) среднее  солнечное время: Tm = t¤ + 12h + h.

Так как среднее экваториальное солнце проходит через меридиан то раньше, то

позже истинного Солнца, разность их часовых углов (уравнение  времени) может быть

как положительной, так  и отрицательной величиной.

Уравнение времени и  его изменение в течение года представлено на рис. 14

сплошной кривой. Эта  кривая является суммой двух синусоид - с годичным и

полугодичным периодами.

Синусоида с годичным периодом (штриховая кривая) дает разность между истинным и

средним временем, обусловленную неравномерным движением Солнца по эклиптике. Эта

часть уравнения времени  называется уравнением центра или уравнением от

эксцентриситета. Синусоида  с полугодичным периодом (штрих-пунктирная кривая)

представляет разность времен, вызванную наклоном эклиптики  к небесному экватору,

и называется уравнением от наклона эклиптики.

Уравнение времени обращается в нуль около 15 апреля, 14 июня, 1 сентября и 24

декабря и четыре раза в году принимает экстремальные  значения; из них наиболее

значительные около 11 февраля (h = +14m) и 2 ноября (h = -16m).

Уравнение времени можно  вычислить для любого момента. Оно  обычно публикуется в

астрономических календарях и ежегодниках для каждой средней  полуночи на

меридиане Гринвича. Но следует иметь в виду, что в некоторых из них уравнение

времени дается в смысле "истинное время минус среднее" (h = T¤ - Тт) и поэтому

имеет противоположный  знак. Смысл уравнения времени  всегда разъясняется в

объяснении к календарям (ежегодникам).