Движение солнца по часам. Сайт, где можно посмотреть расположение солнца в разное время суток, года и в разном месте?

Солнечное время — Solar time

расчет прошедшего времени по видимому положению солнца

На такой прогрессивной планете, как Земля , звездные сутки короче солнечных . В момент времени 1 Солнце и некая далекая звезда находятся над головой. Во время 2 планета повернулась на 360 °, и далекая звезда снова находится над головой (1 → 2 = один звездный день). Но только немного позже, в момент времени 3, Солнце снова находится над головой (1 → 3 = один солнечный день). Проще говоря, 1-2 — это полное вращение Земли , но поскольку вращение вокруг Солнца влияет на угол, под которым Солнце видно с Земли, 1-3 — это время, необходимое для возвращения в полдень .

Солнечное время — это расчет времени, основанный на положении Солнца на небе . Основная единица солнечного времени — сутки . Два типа солнечного времени — это кажущееся солнечное время ( солнечные часы ) и среднее солнечное время (время часов).

Введение

Орбита Земли вокруг Солнца, показывающая ее эксцентриситет

Высокий столб, вертикально закрепленный в земле, отбрасывает тень в любой солнечный день. В какой-то момент в течение дня тень будет указывать точно на север или юг (или исчезнет, ​​когда и если Солнце движется прямо над головой). Это мгновение — полдень по местному времени или 12:00 местного кажущегося времени. Примерно через 24 часа тень снова будет указывать с севера на юг, и кажется, что Солнце покрыло дугу в 360 градусов вокруг оси Земли. Когда Солнце покрыло ровно 15 градусов (1/24 круга, оба угла измеряются в плоскости, перпендикулярной оси Земли), местное видимое время составляет ровно 13:00; еще через 15 градусов будет ровно 14:00.

Проблема в том, что в сентябре Солнцу требуется меньше времени (если судить по точным часам), чтобы совершить видимый оборот, чем в декабре; 24 «часа» солнечного времени могут быть на 21 секунду меньше или на 29 секунд больше, чем 24 часа часового времени. Это изменение количественно выражается уравнением времени и связано с эксцентриситетом орбиты Земли (т. Е. Орбита Земли не является идеально круговой, что означает, что расстояние Земля-Солнце меняется в течение года), а также тем фактом, что ось Земли не перпендикулярна плоскости своей орбиты (так называемый наклон эклиптики ).

Результатом этого является то, что часы, работающие с постоянной скоростью — например, совершая одинаковое количество качаний маятника за каждый час, — не могут следовать за фактическим Солнцем; вместо этого он следует за воображаемым «средним Солнцем», которое движется вдоль небесного экватора с постоянной скоростью, которая соответствует средней скорости реального Солнца в течение года. Это «среднее солнечное время», которое все еще не является совершенно постоянным от одного столетия к другому, но достаточно близко для большинства целей. В настоящее время средний солнечный день составляет около 86 400,002 секунды СИ .

Два вида солнечного времени ( кажущееся солнечное время и среднее солнечное время ) относятся к трем видам исчисления времени, которые использовались астрономами до 1950-х годов. (Третий вид традиционного исчисления времени — звездное время , основанное на видимых движениях звезд, кроме Солнца.) К 1950-м годам стало ясно, что скорость вращения Земли не постоянна, поэтому астрономы разработали эфемеридное время , шкала времени, основанная на положениях тел Солнечной системы на их орбитах.

Видимое солнечное время

Видимое Солнце — это истинное Солнце, как его видит наблюдатель на Земле. Видимое солнечное время или истинное солнечное время основывается на видимом движении Солнца . Он основан на кажущемся солнечном дне , интервале между двумя последовательными возвращениями Солнца к местному меридиану . Солнечное время можно грубо измерить с помощью солнечных часов . Эквивалент на других планетах называется местным истинным солнечным временем (LTST).

Продолжительность солнечных суток меняется в течение года, и накопленный эффект вызывает сезонные отклонения до 16 минут от среднего значения. Эффект имеет две основные причины. Во-первых, из-за эксцентриситета земной орбиты Земля движется быстрее, когда она находится ближе всего к Солнцу ( перигелий ), и медленнее, когда она находится дальше всего от Солнца ( афелий ) (см . Законы движения планет Кеплера ). Во-вторых, из-за наклона оси Земли (известного как наклон эклиптики ) годовое движение Солнца происходит по большому кругу ( эклиптике ), который наклонен к небесному экватору Земли . Когда Солнце пересекает экватор во время обоих равноденствий , суточное смещение Солнца (относительно фоновых звезд) происходит под углом к ​​экватору, поэтому проекция этого смещения на экватор меньше его среднего значения за год; когда Солнце находится дальше всего от экватора во время обоих солнцестояний , смещение Солнца в положении от одного дня к следующему параллельно экватору, поэтому проекция на экватор этого смещения больше, чем в среднем за год (см. тропический год ). В июне и декабре, когда Солнце находится дальше всего от небесного экватора, данное смещение по эклиптике соответствует большому смещению на экваторе. Таким образом, видимые солнечные дни в марте и сентябре короче, чем в июне или декабре.

Читайте также:  Без чего не проживет человек. 12 органов, без которых вы сможете прожить, даже если от них придётся избавиться
Свидание Продолжительность в среднем солнечном времени
11 февраля 24 часа
26 марта 24 часа — 18,1 секунды
14 мая 24 часа
19 июня 24 часа + 13,1 секунды
25/26 июля 24 часа
16 сентября 24 часа — 21,3 секунды
2/3 ноября 24 часа
22 декабря 24 часа + 29,9 секунды

Эта длина немного изменится через несколько лет и значительно изменится через тысячи лет.

Среднее солнечное время

Уравнение времени — над осью солнечные часы будут отображаться быстрее по сравнению с часами, показывающими среднее местное время, а под осью солнечные часы будут отображаться медленными .

Среднее солнечное время — это часовой угол среднего Солнца плюс 12 часов. Это 12-часовое смещение происходит из решения начинать каждый день в полночь для гражданских целей, в то время как часовой угол или среднее солнце отсчитывается от местного меридиана. В настоящее время (2009 г.) это реализовано с помощью шкалы времени UT1 , построенной математически на основе наблюдений интерферометрии с очень длинной базой, суточных движений радиоисточников, расположенных в других галактиках, и других наблюдений. Продолжительность светового дня варьируется в течение года, но продолжительность среднего солнечного дня почти постоянна, в отличие от кажущегося солнечного дня. Кажущийся солнечный день может быть на 20 секунд короче или на 30 секунд длиннее среднего солнечного дня. Длинные или короткие дни происходят последовательно, поэтому разница увеличивается до тех пор, пока среднее время не опережает кажущееся время примерно на 14 минут около 6 февраля и отстает от кажущегося времени примерно на 16 минут около 3 ноября. Уравнение времени представляет собой эту разницу, которая равна цикличен и не накапливается из года в год.

Среднее время следует за средним солнцем. Жан Мееус описывает среднее солнце следующим образом:

Рассмотрим первое вымышленное Солнце, движущееся по эклиптике с постоянной скоростью и совпадающее с истинным Солнцем в перигее и апогее (когда Земля находится в перигелии и афелии соответственно). Затем представьте себе второе фиктивное Солнце, движущееся по небесному экватору с постоянной скоростью и совпадающее с первым фиктивным Солнцем в дни равноденствия. Это второе вымышленное Солнце — среднее Солнце … »

Продолжительность среднего солнечного дня медленно увеличивается из-за приливного ускорения Луны Землей и соответствующего замедления вращения Земли Луной.

История

Для моделирования среднего солнечного времени использовалось множество методов. Самыми ранними из них были клепсидры или водяные часы , которые использовались почти четыре тысячелетия с середины 2-го тысячелетия до нашей эры до начала 2-го тысячелетия. До середины 1-го тысячелетия до нашей эры водяные часы были настроены только для согласования с видимым солнечным днем, поэтому они были не лучше, чем тень, отбрасываемая гномоном (вертикальный столб), за исключением того, что их можно было использовать ночью.

Читайте также:  Что такое вечная спичка и как ею пользоваться

Но давно известно, что Солнце движется на восток относительно неподвижных звезд по эклиптике. С середины первого тысячелетия до нашей эры суточное вращение неподвижных звезд использовалось для определения среднего солнечного времени, с которым сравнивались часы, чтобы определить частоту их ошибок. Вавилонские астрономы знали об уравнении времени и вносили поправки в него, а также на различную скорость вращения звезд, звездное время, чтобы получить более точное среднее солнечное время, чем их водяные часы. Это идеальное среднее солнечное время с тех пор используется для описания движения планет, Луны и Солнца.

Механические часы не достигли точности «звездных часов» Земли до начала 20 века. Сегодняшние атомные часы имеют гораздо более постоянный ход, чем у Земли, но звездные часы по-прежнему используются для определения среднего солнечного времени. Где-то в конце 20-го века вращение Земли было определено относительно ансамбля внегалактических радиоисточников, а затем преобразовано в среднее солнечное время в принятом соотношении. Разница между рассчитанным средним солнечным временем и всемирным координированным временем (UTC) определяет необходимость дополнительной секунды . (Шкала времени UTC теперь основана на секундах СИ , а секунда СИ, когда она принята, была уже немного короче текущего значения секунды среднего солнечного времени.)

Смотрите также

Рекомендации

внешние ссылки

 

 

 

1 Годовое движение Солнца и эклиптическая система координат

       Солнце наряду с суточным вращением медленно в течение года перемещается по небесной сфере в противоположном направлении по большому кругу, называется эклиптикой. Эклиптика наклонена к небесному экватору под углом Ƹ, Величина которого в настоящее время близка к 23 26´. Эклиптика пересекается с небесным экватором в точке весеннего ♈ (21 марта) и осеннего Ω (23 сентября) равноденствий. Точки эклиптики, отстоящие от равноденственных на 90 , есть точки летнего (22 июня) и зимнего (22 декабря) солнцестояний. Экваториальные координаты центра солнечного диска непрерывно изменяются в течении года от 0h до 24h (прямое восхождение) – эклиптическая долгота ϒm, отсчитывается от точки весеннего равноденствия до круга широты. И от 23 26´ до -23 26´ (склонение) – эклиптическая широта, отсчитывается от 0 до +90 к северному полюсу и 0 до -90 к южному полюсу. Зодиакальными созвездиями называются созвездия, которые находятся на линии эклиптики. Находится на линии эклиптики 13 созвездий: Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей, Рыбы и Змееносец. Но созвездие Змееносца не упоминается, хотя Солнце и находится в нём большую часть времени созвездий Стрельца и Скорпиона. Сделано это для удобства. При нахождении Солнца под горизонтом на высотах от 0 до -6 — длятся гражданские сумерки, а от -6 до -18 — астрономические сумерки.


 

 

 

2 Измерение времени

 

 Измерение времени основано на наблюдениях суточного вращения свода и годичного движения Солнца, т.е. вращения Земли вокруг своей оси и на обращении Земли вокруг Солнца.

Продолжительность основной единицы времени, называемой сутками, зависит от избранной точки на небе. В астрономии за такие точки принимаются:

— Точка весеннего равноденствия ♈ (звёздное время);

— Центр видимого диска Солнца (истинное Солнце, истинное солнечное время);

среднее Солнце – фиктивная точка, положение которой на небе может быть вычислено теоретически для любого момента времени (среднее солнечное время)

Для измерения длинных промежутков времени служит тропический год, основанный на движении Земли вокруг Солнца.

Тропический год – промежуток времени, между двумя последовательными прохождениями центра истинного центра Солнца через точку весеннего равноденствия. Он содержит 365,2422 средних солнечных суток.

Из-за медленного движения точки весеннего равноденствия навстречу Солнцу, вызванного прецессией, относительно звёзд Солнце оказывается в той же точке неба через промежуток времени на 20 мин. 24 сек. больший, чем тропический год. Он называется звёздным годом и содержит 365,2564 средних солнечных суток.

 

3 Звёздное время

Промежуток времени между двумя последовательными кульминациями точки весеннего равноденствия на одном и том же географическом меридиане называется звёздными сутками.

Звёздное время измеряется часовым углом точки весеннего равноденствия: S=t, и равно сумме прямого восхождения и часового угла любой звезды: S = α + t.

Читайте также:  Что входит в аптечку в поход. АПТЕЧКА В ПОХОД

Звёздное время в любой момент равно прямому восхождению какого — либо светила плюс его часовой угол.

В момент верхней кульминации светила его часовой угол t=0, а S = α.

 

 

 4 Истинное солнечное время

Промежуток времени между двумя последовательными кульминациями Солнца (центра солнечного диска) на одном и том же географическом меридиане называется истинными солнечными сутками.

За начало истинных Солнечных суток на данном меридиане принимают момент нижней кульминации Солнца (истинная полночь).

Время, протекающее от нижней кульминации Солнца до любого другого его положения, выраженное в долях истинных солнечных суток называется истинным солнечным временем Тʘ

Истинное солнечное время выражается через часовой угол Солнца, увеличенный на 12 часов: Тʘ = tʘ + 12h

 

5 Среднее солнечное время

 

Для того, чтобы сутки имели постоянную продолжительность и при этом были связаны с движением Солнца, в астрономии введены понятия двух фиктивных точек:

— средне эклиптического и средне экваториального Солнца.

— Среднее эклиптическое Солнце (ср.эклип.С.) равномерно движется по эклиптике со средней скоростью.

— Среднее экваториальное Солнце движется по экватору с постоянной скоростью среднего эклиптического Солнца и одновременно с ним проходит точку весеннего равноденствия.

Промежуток времени между двумя последовательными кульминациями среднего экваториального Солнца на одном и том же географическом меридиане, называется средними солнечными сутками.

Время, протекающее от нижней кульминации среднего экваториального Солнца до любого другого его положения, выраженное в долях средних солнечных суток называется средним солнечным временем Тm.

Средне солнечное время Тm на данном меридиане в любой момент численно равно часовому углу Солнца: Тm = tm + 12h

Среднее время отличается от истинного на величину уравнения времени: Тm=Тʘ+ n .

 

 

6 Всемирное, поясное и декретное время

Всемирное:

Местное среднее солнечное время гринвичского меридиана называется всемирным или мировым временем Т.

Местное среднее солнечное время любого пункта на Земле определяется: Тm= Т0 + λh

Поясное время:

Счёт времени ведётся на 24 основных географических меридиана, расположенных друг от друга на долготе точно через 15 (или 1 час) приблизительно посредине каждого часового пояса. Основным нулевым меридианом считается гринвичский. Поясное время есть всемирное время плюс номер часового пояса: ТП= Т0 + n

Декретное:

В России в практической жизни до марта 2011 г. использовалось декретное время:

ТД= ТП + 1h.

Декретное время второго часового пояса, в котором располагается Москва, называют московским временем. В летний период (апрель-октябрь) стрелки часов переводились на час вперёд, а в зимний возвращались на час назад.

                                                                        

7 Рефракция

      Видимое положение светил над горизонтом отличается от вычисленного по формулам. Лучи от небесного объекта, прежде чем попасть в глаз наблюдателя, проходят сквозь атмосферу Земли и преломляются в ней. И так ка плотность увеличивается к поверхности Земли, то луч света всё более отклоняется в одну и ту же сторону по кривой линии, так что направление ОМ1, по которому наблюдатель видит светило, оказывается отклонённым в сторону зенита и не совпадает с направлением ОМ2, по которому бы он видел светило при отсутствии атмосферы.

Явление преломления световых лучей при прохождении земной атмосферы называется астрономической рефракцией. Угол М1ОМ2 называют углом рефракции или рефракцией ρ

Угол ZOM1 называется видимым зенитным расстоянием светила zʹ, а угол ZOM2 – истинным зенитным расстоянием z: z — zʹ = ρ, т.е. истинное расстояние светила больше видимого на величину ρ.

На линии горизонта рефракция в среднем равна 35ʹ.

Вследствие рефракции наблюдаются изменения формы дисков Солнца и Луны при их восходе или заходе.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ОСТАВЬТЕ КОММЕНТАРИЙ

Please enter your comment!
Please enter your name here