Звездное и солнечное времена. Основная формула времени и уравнение времени.

Примем, что поворот сферы отсчиты­вается по точке Овна. При этом полу­чим звездные единицы и системы счета звездного времени — местную и грин­вичскую.

Звездными сутками называется про­межуток времени между двумя последо­вательными одноименными кульминация­ми точки Овна на одном и том же меридиане.

За начало звездных суток при­нимается момент верхней кульминации точки Овна. Звездные сутки делятся (в звездных единицах) на 24 ч, час — на 60 мин и минута — на 60 с.

Звездным временем S называется про­межуток времени (в звездных единицах), протекший от момента верхней кульми­нации точки Овна до данного ее положения.

звездное время числен­но равно часовому углу точки Овна, т. е. S = t^v. На этом основании звезд­ное время можно выражать в часовых или градусных единицах, отсчет от меридиана данного места, поэто­му полученное время относится к систе­ме местных времен, что отмечается бук­вой «м», т. е. SM или t^v_м.

Звездное время даты не имеет, так как промежутки времени больше суток в нем не выражают.

Основная формула времени. S = t + α (69)

Звездное время рав­но сумме вестового часового угла све­тила и его прямого восхождения.

Формула часового угла. t_* = S + т_* (70)

тропический год, равный 365,2422 сред­них суток, содержит на одни звездные сутки больше

Истинными солнечными сутками на­зывается промежуток времени между двумя последовательными одноименны­ми кульминациями Солнца на одном и том же меридиане.

За начало солнечных суток обычно принимается нижняя куль­минация Солнца, поэтому истинным солнечным временем (Т) называется про­межуток времени, протекший от ниж­ней кульминации Солнца до данного мо­мента.

Однако величина истинных суток в течение года изменяется. Из рис. 44 видно, что солнечные сутки продолжи­тельнее звездных на ∆α. вследствие неравномерности движения Солнца и наклона эклиптики величина ∆α меняется в течение года неравномерно Переменность длитель­ности истинных суток делает их неудоб­ными в качестве единицы измерения, и истинное солнечное время применяется теперь только как часовой угол Солнца.

Средние солнечные сутки.

Средняя за год продолжительность истинных су­ток принята за средние сутки. Среднее Солнце (рис. 45) располагает­ся на экваторе и движется в ту же сто­рону, что и истинное, но равномерно. Его прямое восхождение изменяется каждые сутки на одну и ту же величину:

Движение Солнца по эклиптике за­менено движением среднего эклиптиче­ского Солнца C1 (см. рис. 45), совпадаю­щего с истинным в апогее и перигее; их связывает «уравнение центра».

Средними сутками называется про­межуток времени между двумя последо­вательными одноименными кульмина­циями среднего Солнца на одном и том же меридиане.

За начало средних суток принята нижняя кульминация средне­го Солнца — полночь.

Средним солнечным или просто средним временем Т назы­вается промежуток времени от момента нижней кульминации среднего Солнца на данном меридиане до данного момен­та (данного положения ), выраженный в средних единицах. Среднему времени обязательно приписывается дата. T = t +(-)12ч (72) т. е. среднее время численно равно часовому углу среднего Солнца плюс 12Ч (180°)

Уравнением времени η называется разность среднего и истинного времени, численно равная разности их часовых углов (рис 47), т е η = t - t (73) также η = α  - α  Если среднее Солнце впереди истин­ного в суточном движении, то η имеет знак «+», если позади, то «—».

Связь среднего и истинного времени.

1.Получение часового угла Солнца t по известному Т. t = T +(-)12ч - η (74)

где η выбирается из МАЕ или графиков.

2. Получение времени кульминации Солнца. Для верхней кульминации t = 0°, поэтому Т = 12ч + η

Связь среднего и звездного времени.

2ч, поэто­му

т. е. среднее время связано со звездным величиной α

Гринвичское, местное, поясное, стандартное, летнее и судовое время.

местным временем называется среднее (Тм) или звездное (Sм) время, считаемое от дан­ного меридиана с долготой λ, соответственно в средних или звездных единицах.

Спут­ник проходит точки S1, S2 и т. д., расстояние между кото­рыми называется базой (рис. 16.11). Ее длина b :

следовательными моментами наблюдения спутника; Т — период об­ращения спутника.

Если измерить разность расстояний ∆р1 = р2- р1 двух последова­тельных положений спутника, то место наблюдателя К окажется на изоповерхности, представляющей собой гиперболоид вращения, фо­кусы которого совпадают с концами базы. Место судна получается в точке пересечения двух, трех и более гипербол.