Зоряний та сонячний час. Рівняння часу. Місцевий, всесвітній, поясний та декретний час

                                   Лекція № 26. Час та його вимірювання.

        План лекції:

1. Зоряний та сонячний час. Рівняння часу.
2. Місцевий, всесвітній, поясний та декретний час.

Внаслідок добового обертання небесної сфери азимути, годинні кути і висоти світил постійно змінюються. Отже, визначення положення світил за допомогою цих координат можливе тільки в тому випадку, коли ми одночасно будемо указувати час, до якого ці координати відносяться, тому визначення часу для астрономії є цілком необхідним і має першорядне значення. Час можна виміряти, якщо взяти за одиницю вимірювання які-небудь періодичні явища, які повторюються з однаковою тривалістю. До таких явищ відносяться: добове обертання Землі і її річне обертання навколо Сонця.

Таким чином, проміжки часу доба і рік визначені самою природою.

Для вимірювання часток доби (годин, хвилин і секунд) застосовуються спеціальні прилади, які відтворюють періодичні процеси - це маятникові, кварцеві, атомні та інші годинники.

1. Зоряний та сонячний час. Рівняння часу

Зоряний час

Зоряна доба - це проміжок часу між двома послідовними верхніми кульмінаціями будь-якої зірки, будь-якої точки небесної сфери, в тому числі точки весняного рівнодення Ύ.

Зоряну добу ділять на 24 зоряні години, зоряну годину - на 60 зоряних хвилин, одну хвилину на 60 зоряних секунд. За початок зоряної доби беруть момент верхньої кульмінації точки весняного рівнодення. Час, який пройшов з моменту верхньої кульмінації точки весняного рівнодення до даного моменту, виражений в частках зоряної доби, називається зоряним часом і позначається "S". Зоряний час "S" чисельно рівний годинному куту точки весняного рівнодення (Рис. 1)  S=t_Ύ.

Рис. 1

На рис. 1 видно, що зоряний час дорівнює сумі годинного кута будь-якої зірки "t" і її прямого сходження "α".

S=α+t.

В момент, коли зірка σ знаходиться у верхній кульмінації, її годинний кут t=0  i  S=α, а в нижній кульмінації t=12^h тому   S=α+12^h, тобто в момент верхньої кульмінації зірки зоряний час дорівнює прямому сходженню цієї зірки, а в момент нижньої кульмінації зірки зоряний час на 12^h більший прямого сходження зірки. При α>12^h сума α+t буде більше 24^h, то в цьому випадку зручніше відразу від α відняти 12^h. Тобто формулу зоряного часу на момент нижньої кульмінації зірки можна написати в наступному загальному виді:

S=α±12^h.

Сонячний час

Дійсний сонячний час.

З давніх часів за одиницю часу була взята сонячна доба, тому що життя і діяльність людини більш тісно пов'язане зі зміною дня і ночі, і користуватись сонячним часом зручніше.

Проміжок часу між двома послідовними верхньою або нижньою кульмінаціями центра Сонця на даному меридіані, називається сонячною добою. Момент верхньої кульмінації називається дійсним полуднем; момент нижньої кульмінації - дійсною північчю.

Дійсний час "t_¤" - це годинний кут "t" центра Сонця, тобто t_¤=t. В зв'язку з тим, що за початок сонячної доби прийнято момент нижньої кульмінації центра Сонця, дійсний сонячний час "t_¤" в даний момент дорівнює годинному куту "t" дійсного Сонця, зміненого на 12^h  t_¤=t±12^h.

Порівнюючи дійсну сонячну добу з зоряною, необхідно відмітити, що вони відрізняються за тривалістю і що тривалість дійсних сонячних діб протягом року неоднакова. Дійсно, нехай на момент положення Землі на орбіті 21 березня (Рис.2) одночасно кульмінують Сонце і зірка σ.

Рис. 2

Після повного оберту навколо своєї осі Земля, рухаючись по своїй орбіті навколо Сонця, займе положення 22 березня. (В зв'язку з тим, що відстані до зірок дуже великі напрями на зірку σз двох положень Землі приймаються паралельними). Момент кульмінації зірки відповідає закінченню зоряної доби, тоді як до кульмінації Сонця Земля повинна повернутись навколо своєї осі на кут М₁РМ. Таким чином, внаслідок руху Землі по орбіті навколо Сонця сонячна доба буде довшою, ніж зоряна. Початок зоряних діб постійно випереджує початок сонячних. Впродовж одної чверті року (положення Землі на орбіті 22 червня Рис.2) ця різниця досягає 6 годин, а за рік, кількість зоряних діб буде на одну добу більше, ніж сонячних. Зміна тривалості дійсних сонячних діб обумовлена нерівномірним рухом Сонця до екліптиці і нахилом площини екліптики по площини екватора. Рух Землі по орбіті (див. Рис.2), або теж саме, що видимий рух Сонця по екліптиці з 21 березня до 23 вересня, складає 166 діб, а другу половину екліптики, розташовану нижче небесного екватора, Сонце проходить за 179 діб. Це пояснюється тим, що з наближення Землі до Сонця, розташованому в одному із фокусів земної орбіти, швидкість руху Землі збільшується, тому що збільшується сила їх взаємного притягання. Внаслідок такого нерівномірного руху Землі по орбіті, тривалість дійсних сонячних діб впродовж року змінюється. Навіть якби видимий рух Сонця по екліптиці був рівномірний, то із-за нахилу екліптики до екватора тривалість дійсних сонячних діб не однакова.

Отже, із-за непостійності тривалості дійсних діб, вони не задовольняють вимогам, які пред'являються до одиниць вимірювання.

Середній сонячний час.

Практично при вимірюванні часу за Сонцем користуються середньою сонячною добою, тривалість якої постійна і ненабагато відрізняється від тривалості дійсної сонячної доби.