9

ЛАБОРАТОРНАЯ РАБОТА № 3

ВРЕМЯ

ЦЕЛЬ РАБОТЫ: Ознакомление с различными шкалами времени, применяемыми в астрономии; приобретение навыков решения задач на время.

НЕОБХОДИМОЕ ОБОРУДОВАНИЕ:

1. ЭКВМ или компьютер,

2. Задание (получить у преподавателя).

ВОПРОСЫ К ДОПУСКУ:

1. Шкалы звездного времени, истинного солнечного и среднего солнечного времени.

2. Уравнение времени.

3. Связь местного времени с географической долготой  места наблюдения.

4. Всемирное, поясное, декретное время.

5. Календарь, линия смены календарных дат.

ЛИТЕРАТУРА:

1. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии: Учебное пособие. -М.: Едиториал УРСС, 2001, Гл.1, §§ 1.12-1.19, с.30-45.

2. Дагаев М.М. Лабораторный практикум по курсу общей астрономии. -М.: Высшая школа, 1972, с.55-80.

3. Астрономический календарь. Ежегодник. Переменная часть.

Методические указания к выполнению работы

I. Краткий теоретический материал

В астрономии время для любого момента всегда определяется через часовой угол t точки небесной сферы, выбранной для его (времени) выражения.

1. Основная точка небесной сферы, выбранная для выражения звездного времени s, – точка весеннего равноденствия .

Звездные сутки – промежуток времени между двумя последовательными верхними или нижними кульминациями точки весеннего равноденствия . Звездные сутки делятся на часы, минуты и секунды (h, m, s) звездного времени. За начало звездных суток принят момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия . Тогда:

s = t, (1)

где s – звездное время, t – часовой угол точки весеннего равноденствия  в момент наблюдения.

Так как точка весеннего равноденствия  никак не отмечена на небесной сфере, то есть, недоступна непосредственному наблюдению, то для определения промежутков звездного времени естественно использовать наблюдения специально выбранных для этой цели звезд.

Звездное время в данный момент численно равно прямому восхождению наблюдаемой звезды _* плюс ее часовой угол t_*. Если наблюдаемая звезда находится в верхней кульминации, то ее часовой угол равен 0^h, то есть t_*в.к = 0^h. Тогда:

s = _*в.к (2)

то есть, звездное время s численно равно прямому восхождению  любой звезды (любой точки небесной сферы), которая в момент наблюдения находится в верхней кульминации.

Шкалу звездного времени с достаточным для решения задач приближением можно считать равномерной.

2. Основная точка небесной сферы, выбранная для выражения истинного солнечного времени T_⊙, – центр солнечного диска.

Истинные солнечные сутки – промежуток времени между двумя последовательными верхними или нижними кульминациями центра солнечного диска. Истинные солнечные сутки делятся на часы, минуты и секунды (h, m, s) истинного солнечного времени.

Истинным полднем называется момент верхней кульминации центра солнечного диска; истинной полночью называется момент нижней кульминации центра солнечного диска. За начало истинных солнечных суток принят момент нижней кульминации центра солнечного диска (истинная полночь). Тогда истинное солнечное время T_⊙ измеряется часовым углом центра солнечного диска t_⊙ плюс 12^h:

T_⊙ = t_⊙ + 12^h. (3)

Шкала истинного солнечного времени неравномерна. Во-первых, потому что промежутки истинного солнечного времени определяются наблюдениями центра солнечного диска, который в своем видимом годовом движении описывает на небесной сфере большой круг – эклиптику. Движение же Солнца по эклиптике есть отражение годового движения Земли вокруг Солнца. Орбита Земли – эллипс, Земля движется по орбите неравномерно: скорость Земли в перигелии максимальна, а в афелии минимальна. Следовательно, и центр солнечного диска на небесной сфере за равные отрезки звездного времени (равномерная шкала) проходит неравные дуги. Во-вторых, промежутки истинного солнечного времени определяются часовым углом центра солнечного диска. Часовые углы t_⊙ измеряются дугой небесного экватора, и, даже если бы центр солнечного диска равномерно двигался по эклиптике, проекции равных отрезков эклиптики на экватор были бы не равны друг другу. Из-за неравномерности шкалы истинного солнечного времени его весьма неудобно использовать в практической жизни.

3. Основная точка небесной сферы, выбранная для выражения среднего солнечного времени T, – среднее (экваториальное) солнце – математическая точка, которая равномерно движется по экватору, проходя экватор за один тропический год.

Средние солнечные сутки – промежуток времени между двумя последовательными верхними или нижними кульминациями среднего (экваториального) солнца. Средние солнечные сутки делятся на часы, минуты и секунды (h, m, s) среднего солнечного времени.

Средним полднем называется момент верхней кульминации среднего солнца; средней полночью называется момент нижней кульминации среднего солнца. За начало средних солнечных суток принят момент нижней кульминации среднего солнца (средняя полночь). Тогда среднее солнечное время T измеряется часовым углом среднего солнца плюс 12^h:

T = t + 12^h. (4)

Шкала среднего времени в приближении, достаточном для решения задач, – равномерная.

4. Разность  между средним временем Т и истинным солнечным временем T_⊙ называется уравнением времени.

 = T - Т_⊙. (5)

Из наблюдений астрономы получают истинное солнечное время T_⊙, уравнение времени  рассчитывается на любой наперед заданный момент времени, среднее время Т получается из формулы (5).

Уравнение времени  можно получить из таблицы “Солнце” столбца “Верхняя кульминация” Астрономического календаря (Ежегодник, переменная часть): разность “момент верхней кульминации Солнца минус 12^h” есть значение уравнения времени  на 12^h земного динамического времени. Это значение уравнения времени с достаточной степенью приближения можно принять равным на 12^h всемирного времени (UT = 12^h – см. ниже). В этой же таблице для каждой даты года на 0^h всемирного времени (UT = 0^h) приводится значение звездного времени S_o.

5. При определении промежутков звездного времени s учитывается только вращение Земли вокруг своей оси, в определении же промежутков истинного солнечного времени T_⊙ и, следовательно, среднего времени T участвуют два движения Земли: вокруг оси вращения (суточное) и по орбите вокруг Солнца (годовое). Вследствие этого одноименные промежутки звездного и среднего времени не равны друг другу: 1 ср. солн. сутки = 1^d = 24^h ср. солн. времени = 24^h03^m56^s,56 зв. времени; 1 зв. сутки = 1^d = 24^h зв. времени = 23^h56^m04^s,09 ср. солн. времени.

1 троп. год = 356,2422... ср. солн. суток = 366,2422... зв. суток.

Для перехода от промежутков звездного времени к промежуткам среднего времени можно воспользоваться коэффициентом

к = 365,2422/366,2422 = 0,997270.

Для вычислений, не требующих высокой точности, можно полагать, что за сутки средние часы “отстанут” от звездных часов на 3^m56^s.

Для перехода от промежутков среднего времени к промежуткам звездного времени можно воспользоваться коэффициентом

к' = 366,2422/365,2422 = 1,002738.

Для вычислений, не требующих высокой точности, можно полагать, что за сутки звездные часы “обгонят” средние часы на 3^m56^s.

6. Время, определяемое по наблюдениям светил на каком-либо географическом меридиане с географической долготой , есть местное этого меридиана. Местным временем может быть звездное s_, истинное солнечное T_⊙ и среднее Т_. Между разностями местных времен и разностями долгот, для которых эти времена определены, существует простое, но весьма полезное для практических нужд соотношение:

₂ - ₁ = Т_2 - Т_1,

₂ - ₁ = T_⊙2 - T_⊙1, (6)

₂ - ₁ = s_2 - s_1.

Местное среднее время нулевого (гринвичского) меридиана ( = 0^h) называется средним всемирным временем Т_о. Всемирное время чаще обозначают UT (Universal Time). Среднее время T на любом другом меридиане с географической долготой :

Т_ = UT + . (7)

Через S_o обозначается звездное время в момент средней гринвичской полночи (UT= 0^h).

Очевидно, что звездное время S на среднюю полночь (T = 0^h) на каком либо меридиане с долготой  (в часовой мере) вычисляется по формуле:

S = S_o- ^h(3^m56^s/24^h). (8)

7. Начиная с 1986 г в Астрономическом ежегоднике (главный справочник астрономов), вместо ранее употреблявшегося “эфемеридное время” (ЕТ) введен аргумент “земное динамическое время” (ТDT – Time Dynamic Terrestrial) или просто “земное время” (ТT – Time Terrestrial). Шкалы времени UT и ТT связаны соотношением:

ТT = UT + T, (9)

где T – некоторая поправка к шкале всемирного времени, значение которой вычисляется на каждый год по наблюдениям предшествующего года. Так, для 2002 г: T  +65^s = +1^m05^s.

8. В 1884 г введено поясное время Т_п. Поверхность земного шара разбита (в основном, вдоль меридианов) на 24 пояса; внутри пояса время считается одинаковым и равным времени среднего (центрального) меридиана пояса. Средние меридианы отстоят друг от друга на 1^h (или на 15) по географической долготе , начиная с гринвичского меридиана, в направлении вращения Земли вокруг оси (к востоку). Поясам дана нумерация N от 0 до 23. Средний меридиан нулевого пояса – гринвичский. Поясное время Т_п нулевого меридиана равно всемирному времени:

Т_п = UT, если N = 0 (10)

Поясное время Т_п любого пояса равно всемирному времени UT плюс номер пояса N, выраженный в часах:

Т_п = UT + N ^h или Т_п = Т_ -  + N^h. (11)

9. С целью рационального использования светлого времени суток в СССР декретом правительства от 16 июня 1930 г было введено декретное время Т_d, то есть во всех часовых поясах СССР часы переведены на 1^h вперед относительно поясного времени. В настоящее время с последнего воскресения марта по последнее воскресение октября вводится летнее время Т_s переводом часов на 1^h вперед относительно декретного времени.

Т_d = Т_п + 1^h,

Т_d = UT + N ^h + 1^h,

Т_d = Т_ -  + N ^h + 1^h;

Т_s = Т_d + 1^h. (12)

Декретное время Москвы (N = 2) есть московское время Т_м.