Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 5
Текст из файла (страница 5)
Согласно С. Ньюкому, А 18ь38 45о 836+8640184», 542Т+Оо, 093Т', где Т вЂ” число юлианских столетий (см. 9 6) от момента 1900 г., январь О, 12" среднего солнечного времени в Гринвиче (средний грнизичский полдень), или А = 18" 38'"45',836 + 236',55536049й + 0',093То, где а' — число средних суток, протекших с 1900 г., январь О, 12" (средиий гринвичский полдень). По этим формулам вычисляется звездное время в среднюю гринвичскую полночь, которое публикуется в астрономических календарях.
г) Уравнение в р е м е и и. Разность часовых углов среднего экваториального солнца Г,р и истинного Солнца Гш называется уравнением времени т1. Приближенная величина уравнения времени (о ошибкой О,1 — 0,2) может быть вычислена по формуле Ч = Г,р — (о — — 7'",7 з1п (Е+ 78') — 9'", 5 з1п 21., (1. 15) где Š— средняя долгота Солнца. В переменной части Астрономического Календаря ВАГО уравнение времени дается в 0" всемирного времени каждых суток в седьмом столбце солнечных эфемерид. 19 д) Связь истинного солнечного времени со средним солнечным временем. Если на каком-нибудь меридиане истинное солнечное время равно гп(э, то среднее солнечное время т на этом же меридиане определяется по формуле гп = гпо + Ч.
(1.16) И наоборот, если среднее солнечное время равно гп, то истинное солнечное время ого = гп — Ч. (1.17) е) Относительная продолжительность средних солнечных и звездных суток. Втро- пическом году (см. 9 6) содержится 365,2422 средних солнечных суток и 366,2422 звездных суток. Следовательно, 365,2422 среди. соли.
суток = 366,2422 заезди. суток. Отсюда, с одной стороны, 366,2422 1 среди. соли, сутки = '24 заезди. суток и, с другой стороны, 365,2422 1 звездные сутки = 3 2422 среди. соли. суток, 1(оэффициент 366,2422 Д = 365 2422 = 1,002738 (!.18) служит для перевода промежутков среднего солнечного времени в часы, минуты и секунды звездного времени, а коэффициент (1.19) — для перевода промежутков звездного времени в часы, минуты и секунды среднего солнечного времени. Таким образом, если про- межуток времени в средних солнечных единицах есть лз, а в звезд- ных единицах з, то та=э, зй'=и.
Отсюда, в частности, следует, что (1.20) звездного времени, Э > соли. времени среди. соли. времени времени 20 24 среди. л в 1м 1' з 24" звезд. 1" ъ 1м 1з = 24"03~56',5554 1"00 09~,8565 1 00~,1643 1з,0027 23~56~04~,0905 59~ 50е,1704 59з,8362 0',9973 Для облегчения вычислений на основании соотношений (1.20) составляются более подробные таблицы, по которым любой промежуток времени, выраженный в одних единицах, можно легко выразить в других единицах, Такие таблицы помещены в отделе «Таблицы» (табл.
14 и 15), ж) Связь среднего солнечного времени со звездным временем. 1. Пустьиестьсреднеесолнечное время в некоторый момент соответствующей календарной даты на каком-нибудь меридиане с восточной долготой от Гринвича Х. Требуется вычислить звездное время э в этот же момент, па этом же меридиане. Прежде всего необходимо вычислить звездное время зо в среднюю полночь на данном меридиане по следующей формуле: зо = 3о — ' 3'"56',5554, (1,21) 24ь где оо — звездное время в среднюю гринвичскую полночь соответствующей календарной даты, которое можно вычислить с помощью формулы (1.14) или взять из Астрономического Ежегодника. В Переменной части АК ВАГО оно дано в последнем столбце эфемерид Солнца. Величина — 3~56',5554 также может быть заранее табули- 24" рована по аргументу Х (см.
табл. 11 в отделе «Таблицыо). Затем вычисляем или хь 3= Бо — — ь 3~56',5554+ ий 24" (!.22) или — Яо — — 3~56'*5554 й (1,23) 24" (й' = 0,997270). 2! (л = 1,002738). 2. Пусть з есть звездное время в некоторый момент соответствующей календарной даты на каком-нибудь меридиане с восточной долготой от Гринвича Х. Требуется вычислить среднее солнечное время и в этот же момент, на этом же меридиане. Вычислив звездное время зо в среднюю полночь соответствующей календарной даты на данном меридиане по формуле (1.21), сможем получить среднее солнечное время по формуле и = (з — оо) /г' Для приближенных расчетов, с точностью до 5 минут, формулы (1.22) и (1.23) можно упростить, а именно з=За+т» (1.24) оа (1.25) Кроме того, звездное время в среднюю гринвнчскую полночь За при отсутствии Астрономического Календаря приближенно можно рассчитать но табл.
1. Таблица 1 22 Оь 22 2 22 4 22 6 г! 8" 21 1О 23 12 22 14 23 16ь 22 18 23 20 22 22 Сентябрь Октябрь Ноябрь Декабрь Маа Июнь Июль Август Январь Февраль Март Апрель При этом нужно иметь в виду, что за каждые сутки звездное время уходит вперед приблизительно на 4 минуты. 5 5. Системы счета времени ь ь ь»ь тг»! тот = !"! ля» ь ь гп! »лт = )с! 'ья' (1.26) б) В с е и и р н о е в р е м я.
Местное среднее солнечное время гринвнчского меридиана называется всемирным или мировым временем Та. Местное среднее солнечное время какого-либо пункта иа Земле определяется по формуле т=т„+Хь, где )ьь — географическая долгота пункта, выраженная в часовой мере и считаемая положительной к востоку от Гринвича. В эфемеридах и таблицах переменной части АК ВАГО моменты большинства явлений указаны по всемирному времени. а) М е в т н о е в р е м я. Звездное время з, истинное солнечное тОи среднее солнечное время л! какого-нибудь меридиана называются местным звездным, местным истинным солнечным и местным средним солнечным временем этого меридиана.
Точки, лежащие на одном ееогратрическом меридиане, в один и тот же момент имегот одинаковое местное время. Разность местных звездных, истинных солнечных или средних солнечных времен двух меридианов в один н тот же момент численно равна разности долгот этих меридианов, выраженных в часовой мере, т. е. ь ь Тю — Тю = Уь — йГ~. (1.28) Отсюда поясное время какого-либо пункта а восточной долготой )Р + 51ь (! .29) и, наоборот, 70 7п ~) ю ьгь+ ),ь (!.30) г) Д е к р е т н о е в р е м я.
С 1б июля 1930 г. декретом Правительства СССР стрелки всех часов в нашей стране передвинуты вперед относительно поясного времени на 1 час. Такое время получило название декретноеа, Т,. Следовательно, Т, Т„+1", + ь1ь+1ь Т = т + Иь — Хь + 1". (1.31) 23 Моменты этих явлений по местному среднему солнечному времени легко определяются по формуле (1.27). в) П о я с н о е в р е м я. Поясным временем Т„какого-либо пункта называется местное среднее солнечное время основного географического меридиана того часового пояса, в котором расположен данный пункт.
Часовыми поясами называются 24 участка вдоль меридианов от северного полюса Земли до южного, ширина которых примерно равна 15 н на которые условно разделена вся поверхность Земли. Основными меридианами часовых поясов называются географические меридианы, проходящие приблизительно по середине часовых поясов и отстоящие т о ч но на 15' по долготе друг от друга. Часовые пояса занумерованы от 0 до 23. Основным меридианом нулевого пояса является гринвичскнй меридиан, Основным меридианом первого часового пояса является географический меридиан, расположенный от гринвичского точно на 15' к востоку; осйовным меридианом второго часового пояса — меридиан, расположенный точно иа 30' к востоку от Гринвича, и т.
д. Границы же между часовыми поясами не проходят точно по меридианам, а согласуются с государственными, административнозкоиомичесирми, или естественными границами и могут быть при необходимости изменены. Разность поясных времен двух пунктов является всегда целим числом часов, равным разности номеров их часовых поясов, т. е. Отсюда (1.32) С 1981 г.
в нашей стране введено летнее время: в период а 1 апреля по 30 сентября стрелки часов переводятся на 1 час вперед по сравнению с декретным временем Летнее время вво. дится также во многих странах мира. д) Эфемеридное время. Положения Солнца, Луны и планет, вычисленные на основании теории, относятся ко времени, которое является независимой переменной дифференциальных уравнений движения тел Солнечной системы.
Это время счи тается равномерным и называется эфемеридным (Т,е). Если бы Земля вращалась вокруг своей оси также равномерно, то наблюденные координаты Солнца, Луны и планет в Оь всемирного времени и вычисленные для 0" эфемерндного времени в точности совпадали бы. В действительности, как показывают наблюдения, в силу неравномерности вращения Земли наблюденные координатгы не совпадают с вычисленными. Разность между наблюденными и вычисленными координатами тем больше, чем больше среднее суточное движение светила и, и зависит от разности ЛТ между эфемеридиым временем Т,э и всемирным временем Тм Наибольшее среднее суточное движение имеет Луна (л = = 47 435"), затем Меркурий (а = 14 732"), Венера (л = 5768') и Солнце (и = 3548"). Средние суточные движения остальных больших планет значительно меньше и практически разностей между наблюденными и эфемеридпыми координатами обнаружить нельзя.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
