Система звездного времени

Звездное время обозначается s. Параметрами системы звездного времени являются:

1) механизм – вращение Земли вокруг своей оси;

2) масштаб – звездные сутки, равные промежутку времени между двумя последовательными верхними кульминациями точки весеннего равноденствия
в пункте наблюдения;

3) начальная точка на небесной сфере – точка весеннегоравноденствия g, нуль-пункт (начало звездных суток) – момент верхней кульминации точки g;

4) мера измерения звездного времени – часовой угол точки весеннего равноденствия t_g. Измерить его невозможно, но для любой звезды справедливо выражение

s = t_g = a + t,

следовательно, зная прямое восхождение звезды a и вычисляя ее часовой угол t, можно определить звездное время s.

Система звездного времени применяется при определении географических координат пунктов на поверхности Земли и азимутов направления на земные предметы, при изучении неравномерностей суточного вращения Земли, при установлении нуль-пунктов шкал других систем измерения времени. Эта система, хоть и широко применяется в астрономии, в повседневной жизни неудобна. Смена дня и ночи, обусловленная видимым суточным движением Солнца, создает вполне определенный цикл в деятельности человека на Земле. Поэтому издавна счисление времени ведется по суточному движению Солнца.

1.2.3. Системы истинного и среднего солнечного времени.
Уравнение времени

Система истинного солнечного времени (или истинное солнечное время – m_¤) применяется при астрономических или геодезических наблюдениях Солнца. Параметры системы:

1) механизм – вращение Земли вокруг своей оси;

2) масштаб – истинные солнечные сутки – промежуток времени между двумя последовательными нижними кульминациями центра диска истинного Солнца;

3) начальная точка – центр диска истинного Солнца – ¤, нуль-пункт – истинная полночь, или момент нижней кульминации центра диска истинного Солнца;

4) мера измерения истинного солнечного времени – геоцентрический часовой угол истинного Солнца t_¤ плюс 12 часов:

m_¤ = t_¤ + 12^h.

Единица истинного солнечного времени – секунда, равная 1/86 400 истинных солнечных суток, не удовлетворяет основному требованию, предъявляемому к единице измерения времени – она не постоянна.

Причинами непостоянства шкалы истинного солнечного времени являются:

1) неравномерное движение Солнца по эклиптике вследствие эллиптичности орбиты Земли;

2) неравномерное возрастание прямого восхождения Солнца в течение года, так как Солнце движется по эклиптике, наклоненной к небесному экватору под углом примерно 23.5^о.

Вследствие этих причин применение системы истинного солнечного времени на практике неудобно. Переход к равномерной шкале солнечного времени происходит в два этапа.

Этап 1 - переход к фиктивному среднему эклиптическому Солнцу. На данном этапе исключается неравномерность движения Солнца по эклиптике. Неравномерное движение по эллиптической орбите заменяется равномерным движением по круговой орбите. Истинное Солнце и среднее эклиптическое Солнце совпадают, когда Земля проходит через перигелий и афелий своей орбиты.

Этап 2 - переход к среднему экваториальному Солнцу. Здесь исключается неравномерность возрастания прямого восхождения Солнца, обусловленная наклоном эклиптики. Истинное Солнце и среднее экваториальное Солнце одновременно проходят точки весеннего и осеннего равноденствия.

В результате перечисленных действий вводится новая система измерения времени – среднее солнечное время.

Среднее солнечное время обозначается m. Параметрами системы среднего солнечного времени являются:

1) механизм – вращение Земли вокруг оси;

2) масштаб – средние сутки – промежуток времени между двумя последовательными нижними кульминациями среднего экваториального Солнца ¤_экв;

3) начальная точка – среднее экваториальное Солнце ¤_экв, нульпункт – средняя полночь, или момент нижней кульминации среднего экваториального Солнца;

4) мера измерения среднего солнечного времени – геоцентрический часовой угол среднего экваториального Солнца t_¤экв. плюс 12 часов

m = t_¤экв + 12^h.

Определить среднее солнечное время непосредственно из наблюдений нельзя, так как среднее экваториальное Солнце – фиктивная точка на небесной сфере. Среднее солнечное время вычисляют по истинному солнечному времени, определенному из наблюдений истинного Солнца. Разность истинного солнечного времени m_¤ и среднего солнечного времени m называется уравнением времени и обозначается h:

h = m_¤ - m = t_¤ - t_{¤ ср.экв.}.

Уравнение времени выражается двумя синусоидами с годовым и полугодовым периодами:

h = h₁ + h₂» -7.7^m sin (l + 79^о) + 9.5^m sin 2l, (1.5)

где l – эклиптическая долгота среднего эклиптического Солнца.

График h есть кривая с двумя максимумами и двумя минимумами, которая в декартовой прямоугольной системе координат имеет вид, показанный на
рис. 1.17.

Рис. 1.17. График уравнения времени

Значения уравнения времени лежат в пределах от +14^m до –16^m.

В Астрономическом ежегоднике на каждую дату приводится величина Е, равная

Е = h + 12^h.

С данной величиной связь между средним солнечным временем и часовым углом истинного Солнца определяется выражением

m = t_¤ - E.

1.2.4. Юлианские дни JD

Во многих расчетах удобно пользоваться непрерывным счетом суток, которые в астрономии называют юлианскими днями.

Начало счета юлианских дней – 1 января 4713 г. до н. э., один юлианский год содержит 365,25 средних солнечных суток. Эпохи 1 января 1900 г. и 1 января 2000 г. имеют значения в юлианских днях, соответственно,

1.01.1900 = JD1900.0 = 2 415 020;

1.01.2000 = JD2000.0 = 2 451 545.