В один и тот же момент звездное время S равно W-му часовому углу любого светила плюс его прямое восхождение α и называется основной формулой времени.

КОНСПЕКТ ЛЕКЦІЙ

з дисципліни «Морехідна астрономія»

напрям підготовки 070104 «Морський та річковий транспорт»

(шифр і назва напряму підготовки)

спеціальність 6.070104 «Морський та річковий транспорт»

(шифр і назва спеціальності)

спеціалізація .

(назва спеціалізації)

відділення «Судноводіння» .

(назва відділення)

Розглянуто на засіданні циклової комісії

відділення «Судноводіння на морських шляхах»

Протокол № від «» 2015 р.

Голова циклової комісії

___________________М. А. Котолуп

ПЛАН – КОНСПЕКТ ТЕМЫ № 1

«Время и его измерение»

1.Понятие о времени и способах его измерения.

2.Звездное время.

3.Солнечное и среднесолнечное время.

4.Время, используемое в повседневной деятельности.

Понятие о времени и способах его измерения.

Для измерения любой физической величины, прежде всего, необходимо выбрать единицы измерения, удобные для практического применения и обязательно постоянные.

С древности в качестве основной единицы времени был принят период одного оборота Земли вокруг своей оси или отражающий его оборот небесной сферы, т. е. сутки. Этот период практически постоянен (незначительные изменения периода вращения Земли, открытые сравнительно недавно, в мореходной астрономии не учитываются).

Установив единицу измерения времени, надо выбрать начальный (нулевой) момент измерения и какую-либо точку на сфере, по движению которой и можно было бы производить отсчет временных промежутков. Для этого в астрономии используют суточное движение точки весеннего равноденствия или Солнца. По движению точки Овна измеряется звездное время, по движению Солнца — солнечное.

Для начала отсчета единицы времени суток удобно выбрать момент пересечения точкой Овна или Солнцем плоскости меридиана наблюдателя, так как эта плоскость совпадает с географическим меридианом, положение которого на Земле определяется долготой наблюдателя. Поэтому время в каждой системе зависит и от того, какой меридиан выбран за начальный: гринвичский, местный или какой-либо другой.

Звездное время.

Один оборот Земли вокруг своей оси или один оборот небесной сферы вокруг оси Мира можно отметить по законченному суточному движению какой-нибудь звезды. Более удобно в астрономии применять для этого точку весеннего равноденствия Υ, которая занимает на сфере вполне определенное положение и участвует в суточном движении, как и все светила.

Звездные сутки — это промежуток времени между двумя последовательными верхними кульминациями точки весеннего равноденствия на данном меридиане наблюдателя.

Звездные сутки делятся на более мелкие единицы: звездные часы, минуты и секунды.

Звездным временем (S) называют количество звездных единиц, прошедших от момента верхней кульминации точки весеннего равноденствия до данного момента.

Звездное время может измеряться во временных или дуговых единицах.

Для измерения больших промежутков времени в повседневной жизни звездное время не применяется, т.к. не имеет календарной даты.

Вследствие равномерности вращения небесной сферы промежуток времени, прошедший с момента верхней кульминации точки Овна и выраженный величиной S, численно равен W-му часовому углуточки Овна в градусных единицах.

Следовательно, существует зависимость

S=t^Υ_w

Отсюда появляется возможность выражения временных промежутков, как в часах, так и в градусах. Для перехода от градусов к часам и обратно служат соотношения:

24^ч=360°; 1ч=15°; 1^м=15'; 1^с=15" или 0,25';

360° = 24^ч; 1° = 4^М.

Подобный переход от одной меры к другой необходим при решении астрономических задач. Поэтому в МАЕ и в МТ—75 имеются таблицы для облегчения этого перевода с точностью до десятых долей дуговой минуты (0,1¹) или до одной временной секунды (1^с),

В один и тот же момент звездное время S равно W-му часовому углу любого светила плюс его прямое восхождение α и называется основной формулой времени.

S=t_w+α

Оно связывает координаты светил со временем, позволяет переходить отзвездного времени к солнечному и решать другие важные задачи. В мореходной астрономии эту формулу часто применяют для расчета часовых углов звезд:

t_w^*=S-α^*

Чтобы упростить расчеты, заменим вычитание более удобным сложением, прибавив к правой части равенства 360°, что равнозначно0°:

t_w^*=S+360°-α^*

Обозначив 360°-—α*=τ*, получим окончательно:

t_w^*=S+τ^*

При решении задач на основную формулу времени можно свободно прибавлять к любой части равенства или отнимать от нее 360° (24^ч),поскольку это равнозначно 0° (0^Ч). В процессе решения подобных задач довольно часто приходится переходить от градусных единиц к часовым и обратно.

Солнечное и среднесолнечное время.

Повседневная жизнь людей нашей планеты организована по Солнцу в зависимости от светлого и темного периода суток. Уже по этой причине звездное время неудобно. Кроме того, вследствие годового движения Солнца, которое отстает ежесуточно от точки Υ на 1° или 4^м, начало звездных суток в течение года приходится на различные моменты дня и ночи. Так, 21 марта начало звездных суток будет в середине дня, 22 июня — утром, 23 сентября — ночью, 22 декабря — вечером. Применять в повседневной жизни такую систему измерения времени нельзя. Поэтому звездное время употребляется только в теоретических выводах и в расчетных задачах мореходной астрономии.

Более целесообразно принять за единицу времени промежуток между двумя последовательными кульминациями центра Солнца, который получил название солнечных (истинных) суток. Эти сутки длиннее звездных примерно на 4^м. Однако изменение прямого восхождения Солнца неодинаково в течение года, т. е. и продолжительность солнечных суток также не одинакова. Разность между самыми длинными и самыми короткими солнечными сутками достигает 51^с или почти 1^м. Применять за единицу счета точного времени переменную величину нельзя, поэтому солнечные (истинные) сутки не используются, и не существует системы измерения времени, основанной на движении истинного Солнца. Это обусловлено высокими требованиями к точности отсчетов времени при современном развитии науки, техники и экономики. Создать же приборы, которые бы изменяли свой ход в зависимости от изменения продолжительности солнечных суток, очень трудно.

Истинное Солнце нельзя «заставить» двигаться по эклиптике с постоянной скоростью. Чтобы получить постоянную единицу времени, необходимо заменить Солнце точкой сферы, имеющей равномерное годовое движение. Для этого была установлена особая фиктивная точка небесной сферы — среднее Солнце, которое заменяет истинное Солнце при измерении времени.

Представим себе, что Солнце движется по эклиптике со скоростью, равной средней за год скорости истинного Солнца. Как показали расчеты, такая точка не будет далеко удаляться от истинного Солнца. Однако вследствие наклона эклиптики к экватору наугол 23,5°суточное изменение Δα все равно будет неодинаковым, т. е. и тогда солнечные сутки окажутся непостоянными по величине. Поэтому установили, что собственное движение среднего Солнца происходит не по эклиптике, а по экватору в ту же сторону, что и движение истинного Солнца. Таким образом, среднее Солнце имеет следующие особенности:

- участвует в суточном движении вместе с небесной сферой;

- имеет собственное годовое движение по экватору, направленное против суточного;

- суточное его перемещение по экватору постоянно и равно среднему за год перемещению проекции истинного Солнца на экватор; эта величина равна З^м56^с, т. е. около 1°;

- меридианы среднего и истинного Солнца располагаются недалеко один от другого, поэтому кульминации истинного и среднего Солнца практически мало отличаются по времени.

С учетом указанных особенностей можно дать определение исходной постоянной единицы этой системы.

Средние сутки — это промежуток времени между двумя последовательными нижними кульминациями среднего Солнца. Так как заначало средних суток принимается момент нижней кульминации среднего Солнца, смена даты происходит ночью, что более удобно в повседневной жизни.

Средним, или гражданским, временем Тназывают количество средних часов, минут и секунд, прошедших от момента нижней кульминации среднего Солнца до данного момента.

Среднему времени обязательно приписывается календарная дата в отличие от звездного времени, которое даты не имеет.

T=t_ʘ±12^ч

t_ʘ=T±180°

Знаки ± выбирают с таким расчетом, чтобы результат получить не более 24^ч(360°).