3.10.6 Поясное и декретное время

Из формул связи местного и гринвичского времени видно, что на каждом меридиане в один и тот же момент свое время, но в повседневной жизни это неудобно. Особенно это неудобство стало ощущаться с развитием железнодорожного транспорта. В 1884 г. по предложению железнодорожников была принята система поясного времени, международное обозначение ZT (Zonal Time). Земной шар разделён по меридианам на 24 пояса шириной 1^h (рис. 3.21). В каждом поясе время равно среднему солнечному времени её центрального меридиана. Начальный – нулевой пояс – пояс меридиана Гринвича. Поясное время Tn, где n номер пояса равно:

Tn=_T0+n, Т₀=M.

Рис. 3.21 Теоретическая схема часовых поясов

Теоретические границы часовых поясов должны проходить по меридиану с долготой равной номеру пояса и 30^m, но реально они как правило проходят по административным и государственным границам.

Кроме того в нашей стране в 1930 году было введено декретное время, которое отличается от поясного на один час:

Dn=Tn+1^h

В 1981г.в нашей стране было введена система летнего и зимнего времени, поэтому по летнему времени k= 2^h и k= 1^h по зимнему времени. Зимнее время примерно с 1.10 по 1.04 и летнее примерно с 1.04 по 1.10 . С 2012г переход на зимнее время был отменён, следовательно теперь k постоянно равно 2^h.

Dn=_Т0+n+k .

Можно записать:

_Т0=М= Dn  (n+k).

Эта формула позволяет переходить от декретного к всемирному времени и далее к местному среднему солнечному времени:

m=M+.

С 2012 переход на зимнее время в нашей стране отменён.

3.10.7 Эфемеридное время

В небесной механике при теоретическом расчете положений небесных светил необходимо использовать равномерное время. Системы времени, основанные на вращении Земли вокруг оси (солнечное и звездное) не могут считаться таковым, т.к. Земля замедляет свое вращение вследствие приливного трения (сутки увеличиваются на 0.0016^s за столетие).

Временная шкала, удовлетворяющая этому требованию, называется шкалой эфемеридного времени (ЕТ), была принята решениями МАС (Рим, 1952; Дублин, 1955; Москва, 1956 годы), в «Астрономическиом ежегоднике СССР» эфемеридное время было введено с 1960 года. Эфемеридное время, основано на более постоянном процессе  обращении Земли вокруг Солнца. И так, механизм – обращение Земли вокруг Солнца за тропический год, но тропический год тоже не постоянен, хотя и не в той степени чем суточное вращение Земли и поэтому за основу принято фундаментальная эпоха 1900, январь 0, 12^h, ЕТ, когда тропический год был равен 365,24219879 эфемеридных суток – это нульпункт системы ЕТ, а эфемеридная секунда равна 1/31556925,9747 доли тропического года на эпоху 12^h, 31 декабря 1899 года. Фактически эфемеридная секунда равняется средней солнечной секунде на начальную эпоху. Эфемеридное время ЕТ связано с UT выражением:

ЕТ=UТ+∆Т, где ∆Т – поправки за замедление времени Земли. Величина ∆Т равна:

∆Т=24, 349^s+72,3165^sT+29,3949^s^T2+1,821^sB,

где Т – отсчитывается в юлианских столетиях от 1900, янв. 0, 12^hET, а B – флуктуации долготы Луны, которые определяются в результате сравнения наблюдаемой и вычисленной долготы Луны. Значения Т для некоторых дат приведены в таблице 5.

Таблица 5 Значения поправки Т для различных дат

Дата	Тs	Дата	Тs	Дата	Тs	Дата	Тs
1900,5 1910,5 1920,5	-3,79 10,28 20,48	1930,5 1940,5 1950,5	23,18 24,30 29,42	1960,5 1970,5 1980,5	33,29 40,7 51,0	1990,5 2000,5 2010,5	57,2 64,0 66,2