Jesu andre komme. Solens årlige bane Gjennomsnittlig soltid

Solens bevegelse blant stjernene

(leksjon - forelesning)

Denne leksjonen er for studenterXIlærebokklasserG.Ya. Myakisheva, B.B. Bukhovtseva "Fysikk. Klasse 11 "(profilklasser)

Det pedagogiske målet med leksjonen: studere solens bevegelse i forhold til fjerne stjerner.

Pedagogiske mål for leksjonen:

Bestem hovedtypene av himmelbevegelsen til solen og korreler dem med slike fenomener som å endre lengden på dagen og natten, skiftende årstider, tilstedeværelsen av klimatiske soner;

Å danne elevenes evne til å finne og bestemme hovedplanene, linjene, punktene i himmelsfæren knyttet til solens bevegelse;

Å danne elevenes evne til å bestemme de horisontale koordinatene til solen;

Generelle bemerkninger

Informasjonen i forelesningen er presentert på en kortfattet måte, så en kort setning kan kreve mye omtanke. Utviklingen av behovet for refleksjon, og følgelig for forståelsen av innholdet i et bestemt emne av studentene, er korrelert med utførelsen av oppgaver:

Praktiske tips for å jobbe med informasjon:

etter å ha mottatt ny informasjon, tenk over det og formuler klart svaret på spørsmålet: "Hva handler det om og hvorfor ble det fortalt deg?";

bli vane med å spørre deg selv "hvorfor?" og uavhengig finne svar på veien, tenke, snakke med kamerater, en lærer;

når du sjekker en formel, løser et problem, etc., utfør matematiske operasjoner gradvis, skriv ned alle mellomliggende beregninger;

Hovedspørsmål i forelesningen

Bevegelsen av himmellegemer.

Solens bevegelse blant stjernene.

Ekliptikk. Ekliptisk koordinatsystem.

Ekliptikk- en stor sirkel av himmelsfæren, langs hvilken den tilsynelatende årlige bevegelsen til solen skjer. Retningen til denne bevegelsen (ca. 1 per dag) er motsatt av retningen til jordens daglige rotasjon. Ordet "ecliptic" kommer fra det greske ordet "eclipsis" - en formørkelse.

Jordens rotasjonsakse har en konstant helningsvinkel til jordens revolusjonsplan rundt solen, lik omtrent 66 ° 34 "(se fig. 1). Som et resultat vil vinkelen ε mellom ekliptikkens plan og planet til himmelekvator er 23°26".

Figur 1. Ekliptikk og himmelekvator

Basert på figur 1, fyll ut hullene i definisjonene nedenfor.

Ekliptikkens akse (PP") - ………………

………………………………………….. .

Nord-ekliptisk pol (P) - …………………………………………………. .

Sør-ekliptisk pol (P") - ………………………………………………………………………….. .

Ekliptikken går gjennom 13 konstellasjoner. Ophiuchus tilhører ikke stjernetegnene.

Punktene for vår- (γ) og høst (Ω) jevndøgn er skjæringspunktene mellom ekliptikken og himmelekvator. Vårjevndøgn ligger i stjernebildet Fiskene (inntil nylig - i stjernebildet Væren). Datoen for vårjevndøgn er 20. mars (21). Poenget med høstjevndøgn er i stjernebildet Jomfruen (inntil nylig - i stjernebildet Vekten). Datoen for høstjevndøgn er 22. september (23).

Sommersolverv og vintersolverv punkter 90° unna jevndøgn.Sommersolverv ligger på den nordlige halvkule, faller 22. juni. Vintersolverv ligger på den sørlige halvkule og faller 22. desember.

Ekliptisk koordinatsystem.

Figur 2. Ekliptisk koordinatsystem

Ekliptikkens plan er valgt som hovedplanet til det ekliptiske koordinatsystemet (fig. 2). Ekliptiske koordinater er:

Breddegraden og lengdegraden til en stjerne endres ikke som et resultat av den daglige bevegelsen til himmelsfæren. Det ekliptiske koordinatsystemet brukes hovedsakelig i studiet av planetenes bevegelse. Dette er praktisk fordi planetene beveger seg i forhold til stjernene omtrent i ekliptikkens plan. På grunn av litenheten β formler som inneholder cos β og sin β kan forenkles.

Forholdet mellom grader, timer og minutter er som følger: 360 =24, 15=1, 1=4.

Bevegelse av himmellegemer

Daglig bevegelse av armaturene. dagpenger banene til armaturene på himmelsfæren er sirkler hvis plan er parallelle med himmelekvator. Disse sirklene kalles himmelske paralleller. Den daglige bevegelsen til armaturene er en konsekvens av jordens rotasjon rundt sin akse. Synligheten til armaturene avhenger av deres himmelkoordinater, posisjonen til observatøren på jordoverflaten (se fig. 3).

Figur 3. Daglige baner for armaturene i forhold til horisonten, for en observatør lokalisert: a - i midtre geografiske breddegrader; b - ved ekvator; c - ved jordens pol.

1. Formuler et teorem om høyden på verdenspolen.

2. Beskriv hvordan du kan forklare egenskapene til den daglige bevegelsen til armaturene, på grunn av jordens rotasjon rundt sin akse på forskjellige breddegrader?

Hvordan endres den daglige bevegelsen til lyset: a) høyde; b) høyre oppstigning; c) deklinasjon?

Endrer høyden, rett oppstigning og deklinasjon av hovedpunktene i himmelsfæren seg i løpet av dagen: Z, Z ׳ , P, P ׳ , N, S, E, W?

3. Solens bevegelse blant stjernene.

klimaks- fenomenet å krysse den himmelske meridianen ved lyset. I det øvre klimaks har armaturet størst høyde. Asimuten til armaturet i det øvre klimaks er lik ……. Og nederst - den minste. Stjernens asimut ved den nedre kulminasjonen er ...... Momentet for den øvre kulminasjonen av Solens sentrum kalles ekte middag, og bunnen - ekte midnatt.

PÅ lyshøyde ( h) eller senitavstand ( z) i kulminasjonsøyeblikket avhenger av stjernens deklinasjon ( δ) og breddegraden til observasjonsstedet ( φ )

Figur 4. Projeksjon av himmelkulen på planet til den himmelske meridianen

Tabell 3 viser formlene for å bestemme høyden på armaturet i den øvre og nedre kulminasjonen. Type uttrykk for høyden på armaturet ved klimaks bestemmes basert på figur 4.

Tabell 3

Høyden på armaturet ved klimaks

Solnedgang

Høyden på armaturet ved det øvre klimaks

Høyden på armaturet ved nedre klimaks

δ < φ

h \u003d 90˚-φ + δ

h=90˚-φ-δ

δ = φ

h=90˚

h=0˚

δ > φ

h=90˚+φ-δ

h= φ+δ-90˚

Det er tre kategorier av armaturer, for steder på jorden hvor 0<φ <90˚:

Hvis deklinasjonen av stjernen δ< -(90˚- φ ), то оно будет невосходящим. Если склонение светила δ >(90˚- φ ), vil den ikke innstille.

Betingelsene for solens synlighet og årstidene avhenger av observatørens posisjon på jordoverflaten og av posisjonen til jorden i bane.

Solens årlige bevegelse- fenomenet med solens bevegelse i forhold til stjernene i motsatt retning av den daglige rotasjonen av himmelsfæren. Dette fenomenet er en konsekvens av jordens bevegelse rundt solen i en elliptisk bane i retning av jordens rotasjon rundt sin akse, dvs. mot klokken sett fra nordpolen mot sør (se fig. 5).

Figur 5. Helling av jordens rotasjonsakse og årstider

Figur 6. Skjema over posisjonene til jorden under sommer- og vintersolverv

Under Solens årlige bevegelse oppstår følgende fenomener: en endring i middagshøyden, plasseringen av soloppgangs- og solnedgangspunktene, lengden på dagen og natten, utseendet til stjernehimmelen på samme time etter solnedgang.

Jordens rotasjon rundt solen, samt det faktum at aksen til jordens daglige rotasjon alltid er parallell med seg selv på et hvilket som helst punkt i jordens bane, er hovedårsakene til årstidene. Disse faktorene bestemmer den forskjellige helningen til solstrålene i forhold til jordoverflaten og den forskjellige belysningsgraden til halvkulen den skinner på (se fig. 5, 6). Jo høyere sola er over horisonten, jo sterkere er dens evne til å varme opp jordoverflaten. En endring i avstanden fra jorden til solen i løpet av året påvirker på sin side ikke årstidene: Jorden, som kjører sin elliptiske bane, er på det nærmeste punktet i januar, og på det fjerneste punktet i juli.

Fullfør tabell 4 ved å bruke forelesningsmaterialet.

Tabell 4

Daglig bevegelse av solen på forskjellige tider av året på middels breddegrader

posisjon på ekliptikken

deklinasjon

middagshøyde

Minimum høyde

soloppgangspunkt

inngangspunkt

Dagens lengde

20(21) .03

22.06

22(23).09

22.12

Astronomiske tegn på termiske soner:

Endring av utseendet til stjernehimmelen. Hver påfølgende natt, sammenlignet med den forrige, vises stjernene foran oss litt forskjøvet mot vest. Fra kveld til kveld står den samme stjernen opp 4 minutter tidligere. Et år senere gjentas utsikten til stjernehimmelen.

Hvis en viss stjerne er på topp kl. 21.00 den 1. september, når vil den da være på topp den 1. mars? Kan du se henne? Begrunn svaret.

Presesjon - kjegleformet rotasjon av jordaksen med en periode på 26 000 år under påvirkning av gravitasjonskrefter fra sola og månen. Jordens presesjonelle bevegelse får verdens nord- og sørpoler til å beskrive sirkler på himmelen: verdensaksen beskriver en kjegle rundt ekliptikkens akse, med en radius på omtrent 23˚26", som gjenstår hele tid skråstilt til planet for jordens bevegelse i en vinkel på omtrent 66˚34" med klokken for observatørens nordlige halvkule (fig. 7).

Presesjon endrer posisjonen til de himmelske polene. For 2700 år siden lå stjernen α Draconis nær verdens nordpol, kalt Royal Star av kinesiske astronomer. For øyeblikket er Nordstjernen α Ursa Minor. Innen år 10 000 vil verdens nordpol nærme seg stjernen Deneb (α Cygnus). I 13600 vil Vega (α Lyrae) bli polarstjernen.

Figur 7. Presesjonell bevegelse av jordaksen

Som et resultat av presesjon beveger punktene til vår- og høstjevndøgnene, sommer- og vintersolverv seg sakte gjennom stjernebildene. For 5000 år siden var vårjevndøgn i stjernebildet Tyren, flyttet deretter til stjernebildet Væren, og er nå i stjernebildet Fiskene (se fig. 8). Denne forskyvningen er
= 50",2 per år.

Figur 8. Presesjon og nutasjon på himmelsfæren

Tiltrekningen til planetene er for liten til å forårsake endringer i posisjonen til jordens rotasjonsakse, men den virker på jordens bevegelse rundt solen, og endrer posisjonen i verdensrommet til planet til jordens bane, dvs. ekliptikkens plan: ekliptikkens helning til ekvator endres periodisk, som for tiden avtar med 0,47 per år 2 * cos ε ), for det andre lukker ikke kurvene beskrevet av verdens poler (fig. 9) .

Figur 9. Presesjonell bevegelse av den nordlige himmelpolen. Prikkene i midten viser posisjonene til den himmelske polen

Nutasjon av jordens akse små forskjellige fluktuasjoner av jordens rotasjonsakse rundt dens gjennomsnittlige posisjon. Næringssvingninger oppstår fordi presesjonskreftene til Solen og Månen kontinuerlig endrer størrelse og retning; de er lik null når solen og månen er i planet til jordens ekvator og når et maksimum i størst avstand fra disse lysene.

Som et resultat av presesjonen og nutasjonen av jordaksen, beskriver himmelpolene faktisk komplekse bølgelinjer på himmelen (se fig. 8).

Det skal bemerkes at effekten av presesjon og nutasjon genereres av eksterne krefter som endrer orienteringen til jordens rotasjonsakse i rommet. Kroppen Jorden forblir i dette tilfellet så å si fiksert i forhold til den skiftende aksen. Derfor vil flagget som er satt i dag på Nordpolen også markere Nordpolen om 13 000 år, og breddegraden a til punktet vil forbli lik 90 °. Siden verken presesjon eller nutasjon fører til endringer i breddegrad på jorden, forårsaker heller ikke disse fenomenene klimatiske endringer. Imidlertid skaper de fortsatt et skifte i årstidene i forhold til en ideell kalender.

Hva kan du si om endringene i ekliptisk lengdegrad, ekliptisk breddegrad, rett oppstigning og deklinasjon av alle stjerner, som et resultat av presesjonsbevegelsen til jordaksen?

Oppgaver til selvstendige lekser

Nevn hovedplanene, linjene og punktene til himmelsfæren.

Hvor reiser himmellegemene seg og setter seg for en observatør som befinner seg på den nordlige (sørlige) halvkule av jorden?

Hvordan er astronomiske koordinatsystemer bygget opp?

Hva kalles solens høyde og asimut?

Hva kalles ekvatoriale og ekliptiske koordinater?

Hvordan henger rett oppstigning og timevinkel sammen?

Hvordan henger deklinasjonen og høyden til armaturet sammen i øyeblikket for den øvre kulminasjonen?

Hva er presesjon og nutasjon?

Hvorfor stiger og går stjerner alltid opp på de samme punktene i horisonten, mens solen og månen ikke gjør det?

Hvordan er den tilsynelatende bevegelsen til solen over himmelsfæren relatert til jordens bevegelse rundt solen?

Hva er ekliptikken?

Hvilke punkter kalles jevndøgn og hvorfor?

Hva er et solverv?

I hvilken vinkel er ekliptikken skråstilt mot horisonten, og hvorfor endres denne vinkelen i løpet av dagen?

Hvordan kan ekliptikken falle sammen med horisonten?

Tegn med en penn på en sirkel som viser en modell av himmelsfæren punktene der solen befinner seg:

Merk posisjonen til ekliptikken ved å bruke de merkede punktene. Angi på ekliptikken (omtrent) posisjonen til solen 21. april, 23. oktober og bursdagen din. Finn punktene som er oppført i de foregående avsnittene på modellen av himmelsfæren.

Litteratur

Levitan, E.P. Metoder for undervisning i astronomi på ungdomsskolen / E.P. Levitan. - M.: Opplysningstiden, 1965. - 227 s.

Malakhov A.A. Fysikk og astronomi (kompetansebasert tilnærming): lærebok-metode. godtgjørelse / A.A. Malakhov; Shadr. stat ped. in-t. - Shadrinsk: Shadr. Pressens hus, 2010. - 163 s.

Mayorov, V.F. Hvordan vite at jorden roterer? / V.F. Mayorov // Fysikk. - 2010. - Nr. 2. - S. 45-47.

Myakishev G.Ya., Bukhovtsev B.B., Sotsky N.N. Fysikk: Proc. For 10 celler. utdanningsinstitusjoner. – M.: Opplysning, 2010.

Pinsky A.A., Razumovsky V.G., Bugaev A.I. etc. Fysikk og astronomi: Lærebok for 9. klasse. allmennutdanning Institusjoner / Ed. A.A. Pinsky, V.G. Razumovsky.- M.: Enlightenment, 2001. - S. 202-212

Ranzini, D. Cosmos / D. Ranzini; Per. fra italiensk. N. Lebedeva. - M .: LLC Astrel Publishing House, 2004. - 320 s.

Hver dag, når den stiger opp fra horisonten på den østlige siden av himmelen, passerer solen over himmelen og gjemmer seg igjen i vest. For innbyggerne på den nordlige halvkule skjer denne bevegelsen fra venstre til høyre, for sørlendingene fra høyre til venstre. Ved middagstid når solen sin største høyde, eller kulminerer, som astronomene sier. Middag er det øvre klimaks, og det er også et nedre klimaks - ved midnatt. På våre mellombreddegrader er ikke den nedre kulminasjonen av solen synlig, da den forekommer under horisonten. Men utenfor polarsirkelen, hvor solen noen ganger ikke går ned om sommeren, kan du observere både øvre og nedre kulminasjoner.

Ved den geografiske polen er solens daglige bane nesten parallell med horisonten. Solen dukker opp på vårjevndøgnsdagen, stiger høyere og høyere i en fjerdedel av året, og beskriver sirkler over horisonten. På dagen for sommersolverv når den sin maksimale høyde (23,5?). For neste kvartal av året, før høstjevndøgn, går solen ned. Dette er en polardag. Så setter polarnatten inn for et halvt år. På middels breddegrader forkortes eller øker den synlige daglige banen til solen gjennom året. Den er lavest på vintersolverv og høyest på sommersolverv. På jevndøgnsdagene

Solen er ved himmelekvator. Samtidig stiger den i punktet mot øst og går ned i punktet i vest.

I perioden fra vårjevndøgn til sommersolverv forskyver soloppgangsstedet seg litt fra soloppgangspunktet til venstre, mot nord. Og inngangsstedet beveger seg bort fra vestpunktet til høyre, men også mot nord. På dagen for sommersolverv dukker Solen opp i nordøst, og ved middagstid kulminerer den på årets høyeste høyde. Solen går ned i nordvest.

Deretter skifter stedene for soloppgang og solnedgang tilbake mot sør. På vintersolverv står solen opp i sørøst, krysser den himmelske meridianen på det laveste punktet og går ned i sørvest. Det bør huskes at på grunn av brytning (det vil si brytningen av lysstråler i jordens atmosfære), er den tilsynelatende høyden på lyskilden alltid større enn den sanne.

Derfor skjer soloppgangen tidligere og solnedgangen senere enn den ville vært i fravær av en atmosfære.

Så den daglige banen til solen er en liten sirkel av himmelsfæren, parallelt med himmelekvator. Samtidig, i løpet av året, beveger solen seg i forhold til himmelekvator enten mot nord eller mot sør. Dag- og nattedelene av reisen hans er ikke de samme. De er like bare på dagene av jevndøgn, når solen er ved himmelekvator.

Uttrykket "solens vei blant stjernene" vil virke rart for noen. Du kan ikke se stjernene om dagen. Derfor er det ikke lett å legge merke til at solen er treg, med ca 1? per dag, beveger seg blant stjernene fra høyre til venstre. Men du kan se hvordan utseendet til stjernehimmelen endrer seg i løpet av året. Alt dette er en konsekvens av jordens revolusjon rundt solen.

Banen til solens synlige årlige bevegelse mot bakgrunnen av stjerner kalles ekliptikken (fra gresk "eclipsis" - "formørkelse"), og revolusjonsperioden langs ekliptikken kalles et stjerneår. Det er lik 265 dager 6 timer 9 minutter 10 sekunder, eller 365,2564 gjennomsnittlige soldøgn.

Ekliptikken og himmelekvator skjærer hverandre i en vinkel på 23? 26 "ved punktene til vår- og høstjevndøgnene. Ved det første av disse punktene skjer solen vanligvis den 21. mars, når den passerer fra den sørlige halvkule av himmelen. til den nordlige. I den andre, den 23. september, når de passerer fra den nordlige halvkule Ved det lengste punktet av ekliptikken mot nord, er solen 22. juni (sommersolverv), og mot sør - 22. desember (vinter). solverv).I et skuddår blir disse datoene forskjøvet med én dag.

Av de fire punktene på ekliptikken er hovedpunktet vårjevndøgn. Det er fra henne at en av de himmelske koordinatene telles - rett oppstigning. Det tjener også til å telle siderisk tid og det tropiske året - tidsintervallet mellom to påfølgende passasjer av sentrum av solen gjennom vårjevndøgn. Det tropiske året bestemmer årstidene på planeten vår.

Siden vårjevndøgn sakte beveger seg blant stjernene på grunn av presesjonen til jordaksen, er varigheten av det tropiske året mindre enn varigheten til det sideriske året. Det er 365.2422 gjennomsnittlige soldager. For omtrent 2 tusen år siden, da Hipparchus kompilerte sin stjernekatalog (den første som kom ned til oss i sin helhet), var vårjevndøgn i stjernebildet Væren. Innen vår tid har den beveget seg nesten 30?, inn i stjernebildet Fiskene, og høstjevndøgnpunktet har flyttet seg fra stjernebildet Vekten til stjernebildet Jomfruen. Men ifølge tradisjonen er punktene til jevndøgnene indikert av de tidligere tegnene på de tidligere "jevndøgnene" konstellasjonene - Væren og Vekten. Det samme skjedde med solvervpunktene: Sommeren i stjernebildet Tyren er preget av kreftens tegn, og vinteren i stjernebildet Skytten er preget av Steinbukkens tegn.

Og til slutt, det siste er forbundet med den tilsynelatende årlige bevegelsen til solen. Halvparten av ekliptikken fra vårjevndøgn til høsten (fra 21. mars til 23. september) passerer Solen på 186 dager. Andre halvdel, fra høstjevndøgn til vårjevndøgn, tar 179 dager (180 i et skuddår). Men når alt kommer til alt, er halvdelene av ekliptikken like: hver er 180?. Derfor beveger solen seg ujevnt langs ekliptikken. Denne ujevnheten forklares av en endring i hastigheten på jordens bevegelse i en elliptisk bane rundt solen. Den ujevne bevegelsen til solen langs ekliptikken fører til forskjellige lengder på årstidene. For innbyggere på den nordlige halvkule, for eksempel, er vår og sommer seks dager lengre enn høst og vinter. Jorden 2.-4. juni ligger fra Solen 5 millioner kilometer lengre enn 2.-3. januar, og beveger seg i sin bane saktere i samsvar med Keplers andre lov. Om sommeren mottar jorden fra

Solen er mindre varm, men sommeren på den nordlige halvkule er lengre enn vinteren. Derfor er den nordlige halvkule varmere enn den sørlige halvkule.

Jordens sanne bevegelse - Solens tilsynelatende årlige bevegelse på himmelsfæren - Himmelekvator og ekliptikkplan - Solens ekvatoriale koordinater i løpet av året

Jordens sanne bevegelse

For å forstå prinsippet om den tilsynelatende bevegelsen til solen og andre lyskilder i himmelsfæren, vurderer vi først jordens sanne bevegelse. Jorden er en av planetene. Den roterer kontinuerlig rundt sin akse.

Dens rotasjonsperiode er lik en dag, derfor ser det ut til at for en observatør som befinner seg på jorden, alle himmellegemer kretser rundt jorden fra øst til vest med samme periode.

Men Jorden roterer ikke bare rundt sin akse, men roterer også rundt Solen i en elliptisk bane. Den fullfører én revolusjon rundt solen på ett år. Jordens rotasjonsakse er skråstilt til banens plan i en vinkel på 66°33′. Posisjonen til aksen i rommet under jordens bevegelse rundt solen forblir nesten uendret hele tiden. Derfor er den nordlige og sørlige halvkule vekselvis vendt mot solen, som et resultat av at årstidene endres på jorden.

Når man observerer himmelen, kan man legge merke til at stjernene i mange år alltid beholder sin relative posisjon.

Stjernene er "fikserte" bare fordi de er veldig langt unna oss. Avstanden til dem er så stor at de er like synlige fra ethvert punkt i jordens bane.

Men kroppene til solsystemet - Solen, Månen og planetene, som er relativt nær Jorden, og vi kan lett legge merke til endringen i deres posisjoner. Dermed deltar solen, sammen med alle armaturene, i den daglige bevegelsen og har samtidig sin egen synlige bevegelse (det kalles årlig bevegelse) på grunn av jordens bevegelse rundt solen.

Tilsynelatende årlig bevegelse av solen på himmelsfæren

Solens enkleste årlige bevegelse kan forklares med figuren nedenfor. Fra denne figuren kan det sees at, avhengig av jordens posisjon i bane, vil en observatør fra jorden se solen mot bakgrunnen av forskjellige . Det vil virke for ham som om det hele tiden beveger seg rundt himmelsfæren. Denne bevegelsen er en refleksjon av jordens revolusjon rundt solen. Om et år vil solen gjøre en fullstendig revolusjon.

Den store sirkelen på himmelsfæren, langs hvilken den tilsynelatende årlige bevegelsen til solen skjer, kalles ekliptikk. Ekliptikk er et gresk ord og betyr formørkelse. Denne sirkelen ble kalt slik fordi sol- og måneformørkelser bare forekommer når begge lysene er på denne sirkelen.

Det er verdt å merke seg at ekliptikkens plan faller sammen med planet for jordens bane.

Den tilsynelatende årlige bevegelsen av solen langs ekliptikken skjer i samme retning som jorden beveger seg i bane rundt solen, dvs. den beveger seg mot øst. I løpet av året passerer solen suksessivt gjennom ekliptikken 12 konstellasjoner, som danner et belte og kalles dyrekretsen.

Stjernekretsbeltet er dannet av følgende konstellasjoner: Fiskene, Væren, Tyren, Tvillingene, Krepsen, Løven, Jomfruen, Vekten, Skorpionen, Skytten, Steinbukken og Vannmannen. På grunn av det faktum at planet til jordens ekvator er skråstilt til planet for jordens bane med 23°27', planet til himmelekvator også skråstilt til ekliptikkens plan i en vinkel e=23°27′.

Hellingen av ekliptikken til ekvator forblir ikke konstant (på grunn av påvirkningen av tiltrekningskreftene til solen og månen på jorden), derfor ble det i 1896, da man godkjente astronomiske konstanter, besluttet å vurdere helningen av ekliptikken til ekvator å være i gjennomsnitt lik 23 ° 27'8 "26.

Himmelsekvator og ekliptikkplan

Ekliptikken skjærer himmelekvator på to punkter kalt punkter av vår- og høstjevndøgn. Punktet for vårjevndøgn er vanligvis betegnet med tegnet til stjernebildet Væren T, og punktet for høstjevndøgn - med tegnet til stjernebildet Vekten -. Solen på disse punktene er henholdsvis 21. mars og 23. september. I disse dager på jorden er dag lik natt, solen står nøyaktig opp i østpunktet og går ned i vestpunktet.

Punktene til vår- og høstjevndøgnene er skjæringspunktene mellom ekvator og ekliptikkens plan

Punktene på ekliptikken som er 90° fra jevndøgn kalles solvervspunkter. Punkt E på ekliptikken, der solen er på sin høyeste posisjon i forhold til himmelekvator, kalles sommersolverv punkt, og punktet E' der den inntar den laveste posisjonen kalles vintersolverv punkt.

På punktet av sommersolverv inntreffer solen 22. juni, og på punktet av vintersolverv - 22. desember. I flere dager nær datoene for solverv forblir solens midtdagshøyde nesten uendret, i forbindelse med at disse punktene fikk navnet sitt. Når solen er ved sommersolverv, er dagen på den nordlige halvkule lengst og natten kortest, og når den er ved vintersolverv, er det motsatt.

På dagen for sommersolverv er punktene for soloppgang og solnedgang så langt som mulig nord for punktene øst og vest i horisonten, og på dagen for vintersolverv er de i størst avstand mot sør.

Solens bevegelse langs ekliptikken fører til en kontinuerlig endring i dens ekvatorialkoordinater, en daglig endring i middagshøyden og en bevegelse av soloppgangs- og solnedgangspunktene langs horisonten.

Det er kjent at solens deklinasjon måles fra planet til himmelekvator, og rett oppstigning - fra punktet av vårjevndøgn. Derfor, når solen er ved vårjevndøgn, er dens deklinasjon og høyre oppstigning null. I løpet av året varierer solens deklinasjon i den nåværende perioden fra +23°26′ til -23°26′, passerer gjennom null to ganger i året, og høyre oppstigning fra 0 til 360°.

Ekvatoriale koordinater til solen i løpet av året

De ekvatoriale koordinatene til solen i løpet av året endres ujevnt. Dette skjer på grunn av solens ujevne bevegelse langs ekliptikken og solens bevegelse langs ekliptikken og ekliptikkens helning til ekvator. Solen dekker halvparten av sin tilsynelatende årlige bane på 186 dager fra 21. mars til 23. september, og den andre halvparten på 179 dager fra 23. september til 21. mars.

Solens ujevne bevegelse langs ekliptikken skyldes at Jorden under hele revolusjonsperioden rundt Solen ikke beveger seg i bane med samme hastighet. Solen er i en av brennpunktene i jordens elliptiske bane.

Fra Keplers andre lov Det er kjent at linjen som forbinder solen og planeten dekker like områder i like perioder. I følge denne loven er jorden nærmest solen, dvs perihelium, beveger seg raskere, og er lengst fra solen, dvs. in aphelion- tregere.

Jorden er nærmere solen om vinteren, og lenger unna om sommeren. Derfor, på vinterdager, beveger den seg raskere i bane enn på sommerdager. Som et resultat er den daglige endringen i solens høyre oppstigning på dagen for vintersolverv 1°07', mens den på dagen for sommersolverv bare er 1°02'.

Forskjellen i hastighetene til jordens bevegelse ved hvert punkt i banen forårsaker en ujevn endring i ikke bare den rette oppstigningen, men også solens deklinasjon. På grunn av ekliptikkens helling til ekvator, har endringen en annen karakter. Solens deklinasjon endrer seg raskest nær jevndøgn, og ved solverv endres den nesten ikke.

Å kjenne til arten av endringen i de ekvatoriale koordinatene til Solen lar oss foreta en omtrentlig beregning av riktig oppstigning og deklinasjon av solen.

For å utføre en slik beregning, ta nærmeste dato med kjente ekvatorialkoordinater til solen. Deretter tas det i betraktning at den rette oppstigningen av solen per dag endres med gjennomsnittlig 1 °, og solens deklinasjon i løpet av måneden før og etter jevndøgnens passering endres med 0,4 ° per dag; i løpet av måneden før og etter solverv - med 0,1 ° per dag, og i løpet av de mellomliggende månedene mellom de angitte - med 0,3 °.

Dagen er en av de grunnleggende enhetene for tidsmåling. Jordens rotasjon og den tilsynelatende bevegelsen til stjernehimmelen.

Hovedmengden for måling av tid er relatert til perioden med en fullstendig revolusjon av kloden rundt sin akse.

Inntil nylig ble det antatt at jordens rotasjon er helt ensartet. Det er imidlertid nå funnet noen uregelmessigheter i denne rotasjonen, men de er så små at de ikke spiller noen rolle for oppbyggingen av kalenderen.

Å være på jordens overflate og delta sammen med den i dens rotasjonsbevegelse, føler vi det ikke.

Vi bedømmer jordklodens rotasjon rundt sin akse bare etter de synlige fenomenene som er assosiert med den. Konsekvensen av jordens daglige rotasjon er for eksempel den tilsynelatende bevegelsen av himmelhvelvet med alle armaturene plassert på den: stjerner, planeter, solen, månen, etc.

I dag, for å bestemme varigheten av en omdreining av kloden, kan du bruke - et spesielt teleskop - et transittinstrument, hvis optiske akse roterer strengt i ett plan - meridianplanet til et gitt sted, passerer gjennom punktene sør og nord. Krysset av en meridian med en stjerne kalles det øvre klimaks. Tidsintervallet mellom to påfølgende øvre klimaks av en stjerne kalles en siderisk dag.

En mer presis definisjon av en siderisk dag er som følger: det er tidsintervallet mellom to påfølgende øvre klimaks av vårjevndøgn. De er en av de grunnleggende enhetene for tidsmåling, siden deres varighet forblir uendret. En siderisk dag er delt inn i 24 sideriske timer, hver time i 60 sideriske minutter og hvert minutt i 60 sideriske sekunder.

Sideriske timer, minutter og sekunder telles på sideriske klokker, som er tilgjengelige i alle astronomiske observatorier og alltid viser siderisk tid. Det er upraktisk å bruke slike klokker i hverdagen, siden det samme høydepunktet i løpet av året faller på forskjellige tider av solskinnsdagen. Naturens liv, og med det hele livet til mennesker, er ikke forbundet med stjernenes bevegelse, men med endringen av dag og natt, det vil si med solens daglige bevegelse. Derfor bruker vi i hverdagen ikke siderisk tid, men soltid. Begrepet soltid er mye mer komplisert enn begrepet siderisk tid. Først av alt må vi tydelig forestille oss solens tilsynelatende bevegelse.

Solens tilsynelatende årlige bevegelse. Ekliptikk.

Når du ser på stjernehimmelen fra natt til natt, kan du se at ved hver påfølgende midnatt kulminerer flere og flere stjerner. Dette forklares med det faktum at på grunn av den årlige bevegelsen til kloden i bane, skjer bevegelsen til solen blant stjernene. Det foregår i samme retning som jorden roterer, det vil si fra vest til øst.

Banen til solens tilsynelatende bevegelse blant stjernene kalles ekliptikken. . Det er en stor sirkel på himmelsfæren, hvis plan er skråstilt til planet til himmelekvator i en vinkel på 23 ° 27 "og skjærer med himmelekvator på to punkter. Dette er punktene på våren og høsten jevndøgn.I den første av dem er solen rundt 21. mars, når den passerer fra den sørlige himmelhalvkule til den nordlige.Det andre punktet er omtrent 23. september, når den passerer fra den nordlige halvkule til den sørlige.Zodiac konstellasjoner. Beveger seg langs ekliptikken, beveger solen seg sekvensielt i løpet av året blant de følgende 12 stjernebildene som ligger langs ekliptikken og utgjør beltet dyrekretsen .

Solens tilsynelatende bevegelse gjennom stjernetegnene: Fiskene, Væren, Tyren, Tvillingene, Krepsen, Løven, Jomfruen, Vekten, Skorpionen, Skytten, Steinbukken og Vannmannen. (Strengt tatt passerer solen også gjennom det 13. stjernebildet - Ophiuchus. Det ville være enda mer riktig å betrakte denne konstellasjonen av dyrekretsen enn et slikt stjernebilde som Skorpionen, der solen er mindre enn lang tid enn i hver av de andre konstellasjoner.) Disse stjernebildene, kalt dyrekretsen, fikk sitt vanlige navn fra det greske ordet "zoon" - et dyr, siden mange av dem ble oppkalt etter dyr i antikken. I hver av stjernetegnene er solen i gjennomsnitt omtrent en måned. Derfor, selv i gamle tider, tilsvarte hver måned et visst tegn på dyrekretsen. Mars, for eksempel, ble utpekt av tegnet Væren, siden vårjevndøgn var lokalisert i dette stjernebildet for omtrent to tusen år siden, og derfor passerte solen dette stjernebildet i mars. Når jorden beveger seg i sin bane og beveger seg fra posisjon III (mars) til posisjon IV (april), vil solen bevege seg fra stjernebildet Væren til stjernebildet Tyren, og når jorden er i posisjon V (mai), vil solen bevege seg fra stjernebildet Væren til stjernebildet Tyren. flytte fra stjernebildet Tyren til stjernebildet Tvillingene osv.

Bevegelse av verdens nordpol blant stjernene om 26 000 år.

Vårjevndøgn forblir imidlertid ikke uendret i himmelsfæren. Dens bevegelse, oppdaget i det andre århundre. f.Kr e. den greske vitenskapsmannen Hipparchus, ble kalt presesjonen, dvs. presesjonen av jevndøgn. Det er forårsaket av følgende årsak. Jorden er ikke en kule, men en kule, flatet ved polene. Tiltrekningskrefter fra solen og månen virker forskjellig på forskjellige deler av den kuleformede jorden. Disse kreftene fører til det faktum at under den samtidige rotasjonen av jorden og dens bevegelse rundt solen, beskriver jordens rotasjonsakse en kjegle nær vinkelrett på banens plan. Som et resultat beveger himmelpolene seg blant stjernene i en liten sirkel sentrert på den ekliptiske polen, i en avstand på omtrent 231/2° fra den. På grunn av presesjon beveger vårjevndøgn seg langs ekliptikken mot vest, dvs. mot solens synlige bevegelse, med 50 "3 per år. Derfor vil den gjøre en hel sirkel om omtrent 26 000 år. Av samme grunn, verdens nordpol, som ligger i vår tid nær Nordstjernen, for 4000 år siden var nær Dragen, og om 12 000 år vil den være nær Vega (en Lyra).

Solrik dag og soltid.

Ekte solskinnsdag. Hvis vi ved hjelp av et transittinstrument ikke observerer stjernene, men solen og daglig markerer tidspunktet for passering av solskivens sentrum gjennom meridianen, dvs. øyeblikket for dens øvre klimaks, så kan vi finne at tidsintervallet mellom de to øvre kulminasjonene av sentrum av solskiven, som kalles sanne soldager, alltid viser seg å være lengre enn en siderisk dag med gjennomsnittlig 3 minutter. 56 sekunder, eller omtrent 4 minutter. Dette kommer av det faktum at Jorden, som roterer rundt Solen, gjør en fullstendig revolusjon rundt den i løpet av året, dvs. omtrent på 365 og et kvart døgn. Som reflekterer denne bevegelsen til jorden, beveger solen seg på en dag omtrent 1/365 av sin årlige bane, eller omtrent én grad, som tilsvarer fire minutters tid. Men i motsetning til den sideriske dagen, endrer den sanne soldagen med jevne mellomrom varigheten.

Dette skyldes to grunner: for det første hellingen av det ekliptiske planet til planet til himmelekvator, og for det andre den elliptiske formen til jordens bane. Når jorden er på den delen av ellipsen som er nærmest Solen, beveger den seg raskere; om et halvt år vil jorden være i motsatt del av ellipsen og vil bevege seg saktere i bane. Den ujevne bevegelsen til jorden i sin bane forårsaker ujevn tilsynelatende bevegelse av solen i himmelsfæren: på forskjellige tider av året beveger solen seg med forskjellige hastigheter. Derfor er lengden på en ekte soldag i konstant endring. Så, for eksempel, den 23. desember, når den sanne dagen er lengst, er de 51 sekunder. lengre enn 16. september, når de er kortest. Gjennomsnittlig soldag. På grunn av uensartetheten til ekte soldager, er det upraktisk å bruke dem som en enhet for å måle tid. For rundt tre hundre år siden visste parisiske urmakere dette godt da de skrev på laugsvåpenet sitt: «Solen viser tiden på en villedende måte».

Alle våre klokker - håndledd, vegg, lomme og andre - er ikke justert i henhold til bevegelsen til den sanne solen, men i henhold til bevegelsen til et tenkt punkt, som i løpet av året gjør en fullstendig revolusjon rundt jorden samtidig som solen, men beveger seg samtidig langs himmelekvator og perfekt jevnt. Dette punktet kalles mellomsolen. Øyeblikket for den gjennomsnittlige solens passasje gjennom meridianen kalles gjennomsnittlig middag, og tidsintervallet mellom to påfølgende gjennomsnittlige middager er gjennomsnittlig soldag. Deres varighet er alltid den samme. De er delt inn i 24 timer, hver time med gjennomsnittlig soltid er igjen delt inn i 60 minutter, og hvert minutt er delt inn i 60 sekunder middelsoltid. Det er den gjennomsnittlige soldagen, og ikke den sideriske dagen, som er en av hovedenhetene for tidsmåling, som er grunnlaget for den moderne kalenderen. Forskjellen mellom gjennomsnittlig soltid og sann tid i samme øyeblikk kalles tidsligningen.

Astronomisk grunnlag for kalenderen.

Vi vet at hver kalender er basert på astronomiske fenomener: endring av dag og natt, endring av månefaser og endring av årstider. Disse fenomenene gir de tre grunnleggende tidsenhetene som ligger til grunn for ethvert kalendersystem, nemlig soldagen, månemåneden og solåret. Ved å ta gjennomsnittlig soldag som en konstant verdi, fastslår vi varigheten av månemåneden og solåret. Gjennom astronomiens historie har varigheten av disse tidsenhetene blitt kontinuerlig foredlet.

synodisk måned.

Grunnlaget for månekalenderene er den synodiske måneden - tidsintervallet mellom to påfølgende identiske månefaser. Opprinnelig, som allerede kjent, ble det bestemt til 30 dager. Senere ble det funnet at månemåneden har 29,5 dager. For tiden er gjennomsnittsvarigheten av en synodisk måned tatt til å være 29,530588 gjennomsnittlige soldager, eller 29 dager 12 timer 44 minutter 2,8 sekunder av gjennomsnittlig soltid.

tropisk år.

Av eksepsjonell betydning var den gradvise foredlingen av varigheten av solåret. I de første kalendersystemene inneholdt året 360 dager. De gamle egypterne og kineserne for omtrent fem tusen år siden bestemte solårets lengde til 365 dager, og noen få århundrer før vår tidsregning, både i Egypt og Kina, ble årslengden satt til 365,25 dager. Den moderne kalenderen er basert på det tropiske året - tidsintervallet mellom to påfølgende passasjer av solens sentrum gjennom vårjevndøgn.

Slike fremragende vitenskapsmenn som P. Laplace (1749-1827) i 1802, F. Bessel (1784-1846) i 1828, P. Hansen (1795-1874) i 1853 var engasjert i å bestemme den nøyaktige verdien av det tropiske året. , W. Le Verrier (1811-1877) i 1858, og noen andre.

For å bestemme lengden på det tropiske året foreslo S. Newcomb en generell formel: T == 365.24219879 - 0.0000000614 (t - 1900), hvor t er ordinært tall for året.

I oktober 1960 ble XI General Conference on Weights and Measures holdt i Paris, hvor et enhetlig internasjonalt system av enheter (SI) ble vedtatt og en ny definisjon av den andre som den grunnleggende tidsenheten anbefalt av IX-kongressen i International Astronomical Union (Dublin, 1955) ble godkjent. . I samsvar med vedtatt vedtak er ephemeris second definert som 1/31556925.9747 del av tropeåret for begynnelsen av 1900. Herfra er det enkelt å bestemme verdien av det tropiske året: T ==- 365 dager 5 timer. 48 min. 45,9747 sek. eller T = 365,242199 dager.

For kalenderformål er ikke så høy nøyaktighet nødvendig. Derfor, runder vi opp til femte desimal, får vi T == 365,24220 dager. Denne avrundingen av det tropiske året gir en feil på én dag per 100 000 år. Derfor kan verdien vi har tatt i bruk være grunnlaget for alle kalenderberegninger. Så, verken den synodiske måneden eller det tropiske året inneholder et heltall antall gjennomsnittlige soldøgn, og følgelig er alle disse tre mengdene inkompensurable. Dette betyr at det er umulig å bare uttrykke en av disse mengdene i form av den andre, det vil si at det er umulig å velge et heltall av solår som vil inneholde et helt antall månemåneder og et helt antall gjennomsnittlige soldager. Dette forklarer hele kompleksiteten til kalenderproblemet og all forvirringen som har hersket i mange årtusener i spørsmålet om å beregne store tidsperioder.

Tre typer kalendere.

Ønsket om i det minste til en viss grad å koordinere dagen, måneden og året seg imellom førte til at det i forskjellige tidsepoker ble opprettet tre typer kalendere: solenergi, basert på solens bevegelse, der de forsøkte å koordinere dagen og år; måne (basert på månens bevegelse), hvis formål var å koordinere dagen og månemåneden; til slutt, lunisolar, der det ble gjort forsøk på å harmonisere alle tre tidsenhetene.

For tiden bruker nesten alle land i verden solkalenderen. Månekalenderen spilte en stor rolle i gamle religioner. Den har overlevd til i dag i noen østlige land som bekjenner seg til den muslimske religionen. I den har månedene 29 og 30 dager hver, og antall dager endres slik at den første dagen i hver neste måned faller sammen med utseendet til den "nye måneden" på himmelen. År av månekalenderen inneholder vekselvis 354 og 355 dager.

Dermed er måneåret 10-12 dager kortere enn solåret. Den lunisolære kalenderen brukes i den jødiske religionen for å beregne religiøse høytider, så vel som i staten Israel. Det er spesielt komplekst. Året i den inneholder 12 månemåneder, bestående av enten 29 eller 30 dager, men for å ta hensyn til solens bevegelse, introduseres "skuddår" med jevne mellomrom, som inneholder en ekstra, trettende måned. Enkle, dvs. tolv måneders år, består av 353, 354 eller 355 dager, og skuddår, dvs. tretten måneders år, har 383, 384 eller 385 dager hver. Dette oppnår at den første dagen i hver måned sammenfaller nesten nøyaktig med nymånen.

1 Årlig bevegelse av solen og det ekliptiske koordinatsystemet

Solen, sammen med daglig rotasjon, beveger seg sakte gjennom himmelsfæren i motsatt retning langs en stor sirkel i løpet av året, kalt ekliptikken. Ekliptikken er tilbøyelig til himmelekvator i en vinkel Ƹ, hvis verdi for øyeblikket er nær 23 26´. Ekliptikken skjærer himmelekvator på punktet vår ♈ (21. mars) og høst Ω (23. september) jevndøgn. Punktene i ekliptikken, 90 fra jevndøgn, er punktene for sommer (22. juni) og vinter (22. desember) solverv. De ekvatoriale koordinatene til sentrum av solskiven endres kontinuerlig i løpet av året fra 0t til 24t (høyre oppstigning) - ekliptisk lengdegrad ϒm, regnet fra vårjevndøgn til breddegradssirkelen. Og fra 23 26´ til -23 26´ (deklinasjon) - ekliptisk breddegrad, målt fra 0 til +90 til nordpolen og 0 til -90 til sørpolen. Stjernetegnene er stjernebildene som ligger på linjen til ekliptikken. Den ligger på den ekliptiske linjen av 13 konstellasjoner: Væren, Tyren, Tvillingene, Krepsen, Løven, Jomfruen, Vekten, Skorpionen, Skytten, Steinbukken, Vannmannen, Fiskene og Ophiuchus. Men stjernebildet Ophiuchus er ikke nevnt, selv om solen er i det mesteparten av tiden av stjernebildene Skytten og Skorpionen. Dette gjøres for enkelhets skyld. Når solen er under horisonten i høyder fra 0 til -6 - varer sivilt skumring, og fra -6 til -18 - astronomisk skumring.

2 Måletid

Tidsmålingen er basert på observasjoner av kuppelens daglige rotasjon og Solens årlige bevegelse, d.v.s. rotasjon av jorden om sin akse og på jordens omdreining rundt solen.

Lengden på den grunnleggende tidsenheten, kalt en dag, avhenger av et valgt punkt på himmelen. I astronomi er slike punkter tatt:

Vårjevndøgn ♈ ( siderisk tid);

Sentrum av den synlige solskiven ( ekte sol, ekte soltid);

- slem sol - et fiktivt punkt hvis posisjon på himmelen kan beregnes teoretisk for ethvert øyeblikk ( betyr soltid)

Det tropiske året brukes til å måle lange tidsperioder, basert på bevegelsen til jorden rundt solen.

tropisk år- tidsintervallet mellom to påfølgende passasjer av sentrum av solens sanne sentrum gjennom vårjevndøgn. Den inneholder 365.2422 gjennomsnittlige soldager.

På grunn av den langsomme bevegelsen av prikken vårjevndøgn mot solen, forårsaket presesjon, i forhold til stjernene, er solen på samme punkt på himmelen etter et tidsintervall på 20 minutter. 24 sek. lengre enn det tropiske året. Det kalles stjerneår og inneholder 365.2564 gjennomsnittlige soldøgn.

3 siderisk tid

Tidsintervallet mellom to påfølgende klimaks av vårjevndøgn på samme geografiske meridian kalles sideriske dager.

Siderisk tid måles av timevinkelen til vårjevndøgn: S=t ♈ , og er lik summen av rett oppstigning og timevinkelen til enhver stjerne: S = α + t.

Siderisk tid til enhver tid er lik den rette oppstigningen til ethvert lys pluss timevinkelen.

I øyeblikket for solens øvre kulminasjon er timevinkelen t=0, og S = α.

4 Ekte soltid

Tidsintervallet mellom to påfølgende klimaks av solen (sentrum av solskiven) på samme geografiske meridian kalles Jeg er ekte solskinnsdager.

Begynnelsen av en ekte soldag på en gitt meridian tas som øyeblikket for den nedre kulminasjonen av solen ( ekte midnatt).

Tiden fra den nedre kulminasjonen av solen til en hvilken som helst annen posisjon, uttrykt i brøkdeler av en sann soldag, kalles sann soltid Tʘ

Ekte soltid uttrykt i timevinkelen til solen, økt med 12 timer: Т ʘ = t ʘ + 12 timer

5 Gjennomsnittlig soltid

For at dagen skal ha en konstant varighet og samtidig være assosiert med solens bevegelse, introduseres begrepene om to fiktive punkter i astronomi:

Gjennomsnittlig ekliptikk og gjennomsnittlig ekvatorialsol.

Den gjennomsnittlige ekliptikken Sol (jf. ekliptikken S.) beveger seg jevnt langs ekliptikken med en gjennomsnittshastighet.

Den gjennomsnittlige ekvatorsolen beveger seg langs ekvator med en konstant hastighet til den gjennomsnittlige ekliptiske solen og passerer samtidig vårjevndøgn.

Tidsintervallet mellom to påfølgende klimaks av den gjennomsnittlige ekvatorialsolen på samme geografiske meridian kalles gjennomsnittlig soldag.

Tiden som har gått fra den nedre kulminasjonen av den gjennomsnittlige ekvatorialsolen til en hvilken som helst annen av dens posisjoner, uttrykt i brøkdeler av en gjennomsnittlig soldag, kalles betyr soltidTm.

betyr soltid Tm på en gitt meridian til enhver tid er numerisk lik timevinkelen til solen: Tm= t m+ 12 timer

Gjennomsnittlig tid skiller seg fra den sanne med verdien tidsligninger: Tm= Tʘ +n .

6 Universal, standard og standard tid

Verden:

Den lokale gjennomsnittlige soltiden for Greenwich-meridianen kalles universell eller universell tid T 0 .

Den lokale gjennomsnittlige soltiden for ethvert punkt på jorden bestemmes av: Tm= T 0+λh

standard tid:

Tiden holdes på 24 geografiske hovedmeridianer plassert fra hverandre på lengdegrad nøyaktig 15 (eller 1 time) omtrent i midten av hver tidssone. Den viktigste nullmeridianen regnes som Greenwich. Standardtid er universell tid pluss tidssonenummeret: T P \u003d T 0+n

Barselskap:

I Russland, i det praktiske livet, frem til mars 2011, ble barseltid brukt:

T D \u003d T P+ 1 t.

Tidsbestemmelse for den andre tidssonen som Moskva ligger i, kalles Moskva-tid. I sommerperioden (april-oktober) ble klokkeviserne flyttet en time frem, og om vinteren kom de tilbake for en time siden.

7 Refraksjon

Den tilsynelatende plasseringen av armaturene over horisonten er forskjellig fra den som er beregnet av formlene. Stråler fra et himmellegeme, før de kommer inn i observatørens øye, passerer gjennom jordens atmosfære og brytes i den. Og siden tettheten øker mot jordoverflaten, avviker lysstrålen mer og mer i samme retning langs en buet linje, slik at retningen OM 1, som observatøren ser stjernen langs, viser seg å være avbøyd mot senit og faller ikke sammen med retningen OM 2, som han ville se lyset i fravær av en atmosfære.

Fenomenet brytning av lysstråler under passering av jordens atmosfære kalles astronomisk brytning. Vinkel M 1 OM 2 kalles brytningsvinkel eller brytning ρ.

Vinkelen ZOM 1 kalles den tilsynelatende senitavstanden til stjernen zʹ, og vinkelen ZOM 2 kalles den sanne senitavstanden z: z - zʹ = ρ, dvs. den sanne avstanden til armaturet er større enn den synlige med en verdi ρ.

På horisontlinjen brytning er i gjennomsnitt lik 35ʹ.

På grunn av brytning observeres endringer i formen på skivene til Solen og Månen når de stiger eller går ned.