Всемирное, поясное и декретное время

Время на меридиане данного пункта с долготой l называется местным.

Вторая теорема сферической астрономии о разности часовых углов светила для вспомогательных точек g, ¤, ¤ _экв. записывается как

t_g2 – t_g1 =s₂ – s₁ = l₂ – l₁,

t_¤2 – t_¤1 = m_¤2 – m_¤1 = l₂ – l₁,

t_¤экв2 – t_¤экв1 = m₂ – m₁ = l₂ – l₁. (1.6)

Отсюда следует, что разность местных времен двух пунктов равна разности долгот этих пунктов.

В географической системе координат гринвичский меридиан (l = 0) принят за начальный. Местное время на гринвичском меридиане обозначается большими буквами S, M_¤, M. Среднее солнечное время на меридиане Гринвича M называется Всемирным временем и обозначается UT (Universal Time).

Из приведенных формул (1.6) следует:

s – S = ± l | ^E_W;

m_¤ – M_¤ = ± l | ^E_W;

m – UT = ± l | ^E_W. (1.7)

Соотношения (1.7) лежат в основе метода определения долгот пунктов: местное время астроном определяет по часовому углу светила, гринвичское – по радиосигналам точного времени.

В повседневной жизни использование местного времени неудобно, поскольку на разных меридианах течет разное местное время, даже в пределах одного города. Поэтому была введена система измерения времени по часовым поясам, поясное время Т_n. На поверхности Земли выбраны 24 меридиана через 15^о, с долготами l_n, равными соответственно 0^h, 1^h,..., 23^h. Эти меридианы – оси 24 часовых поясов с номерами от 0 до 23. В границах всего часового пояса показания часов ставят по времени осевого меридиана, равного среднему солнечному времени m на этом меридиане:

Т_n = m(l_n),

где n – номер часового пояса.

Разность поясных времен в двух пунктах равна разности долгот осевых меридианов или разности номеров их часовых поясов:

T_n1 – T_n2 = l_n1 – l_n2 = n₁ – n₂.

Гринвичский меридиан является осевым в нулевом часовом поясе (n = 0),
и Всемирное время UT есть поясное время нулевого часового пояса:

UT = T_о, T_n = T_о + n = UT + n.

С 16 июля 1930 г. декретом Правительства СССР стрелки часов в нашей стране были переведены относительно поясного времени на 1 час вперед. Такое время получило название декретного, обозначаемого D_n. С 1980 г. в нашей стране введено летнее время (прибавлением 1 часа), которое действует с последнего воскресенья марта по последнее воскресенье октября. Таким образом, декретное время D_n есть

D_n = Т_n + k,

где k = 2^h для летнего времени, k = 1^h – для зимнего.

Декретное время можно вычислить по следующей формуле:

D_n = UT + (n + k) = m + [(n + k) – l_E].

Декретное, поясное и всемирное время – варианты системы среднего солнечного времени, образованные лишь смещением нуль-пунктов на постоянную величину.

1.2.6. Связь между средним солнечным временем
и звездным временем

Системы среднего солнечного времени и звездного времени основаны на суточном вращении Земли, но имеют различный масштаб – различную продолжительность звездных и средних солнечных суток. Различие масштабов обусловлено тем, что Земля, кроме суточного движения вокруг оси, совершает годичное движение вокруг Солнца.

24^h/365.2422 cут = 3^m56.555^s.

Тропический год – промежуток времени между двумя последовательными прохождениями истинного Солнца через точку весеннего равноденствия – содержит 365.422 средних солнечных суток и 366.2422 звездных суток. Отсюда

1 ср. солн. сут = (366.2422/365.2422)зв. сут = (1 + m) зв. сут,

где m = 1/365.2422 = 0.0027379093 – масштабный коэффициент перехода от средних солнечных единиц к звездным.

Следовательно, m средних единиц времени содержат (1 + m)m единиц звездного времени

s = (1 + m)m. (1.8)

Для обратного перехода от звездного к среднему солнечному времени справедливо выражение

1 зв. сут = 365.2422/366.2422 ср. солн. сут = (1 – n) ср. солн. сут,

где n = 1/366.2422 = 0.0027304336 – масштабный коэффициент перехода от звездных единиц к средним солнечным.

Итак, s звездных единиц времени содержат (1 – n) s единиц среднего солнечного времени

m = (1 – n) s. (1.9)

Формулы (1.8) и (1.9) дают возможность перехода от интервалов среднего солнечного времени к интервалам звездного времени и обратно.