Секунда звездная

Относительное равновесие на поверхности Земли. Мы рассматриваем Землю как твердое тело, вращающееся с постоянной угловой скоростью О) вокруг линии полюсов РР, и пренебрегаем тем влиянием, которое может иметь на равновесие или движение отдельных точек, находящихся на Земле, движение самой Земли вокруг Солнца. Если принять за единицу времени секунду звездного [c.249]

Достаточно поэтому рассматривать только вращательное движение Земли вокруг ее оси SN (ориентированной с юга на север), предполагаемой неподвижной вращение происходит с запада на восток с постоянной угловой скоростью (I), соответствующей одному полному обороту в течение одних звездных суток, или 86 164 сек. Принимая за единицу времени секунду, будем иметь [c.213]

Звездная шкала времени неудобна тем, что она не связана с движением Солнца, по которому живет человечество. Так, звездные сутки приблизительно на 4 мин короче средних солнечных суток. Поэтому была введена шкала солнечного времени, в которой размер секунды (солнечной секунды) определяется как 1/86400 часть истинных солнечных суток, — промежутка времени между двумя последовательными верхними кульминациями центра видимого диска Солнца на меридиане места наблюдения. Начальный момент совмещается при этом с началом любых определенных солнечных суток. [c.52]

Истинные солнечные сутки, в противоположность звездным, не равны времени оборота Земли вокруг своей оси, а определяют, ввиду движения Земли вокруг Солнца, несколько больший интервал времени. На протяжении одного года число звездных суток на единицу превышает число солнечных суток. Наблюдения показывают, что продолжительность истинных солнечных суток все время колеблется. Это объясняется следующими причинами. Во-первых, в перигелии Земля движется быстрее, чем в афелии, что непосредственно следует из законов Кеплера. Поэтому в декабре солнечные сутки приблизительно на 6 с длиннее июньских суток, когда Земля находится в перигелии. Во-вторых, поскольку плоскость эклиптики наклонена по отношению к плоскости небесного экватора, а эклиптика и экватор пересекаются в точках весеннего и осеннего равноденствий, то и истинные солнечные сутки в марте и сентябре короче (приблизительно на 20 с), чем в июне и декабре. Усреднение за год кривой, описывающей изменение продолжительности истинных солнечных суток, приводит к определению средних солнечных суток. Эти сутки разбиваются на 24-60-60 = = 86400 частей, что и дает нам размер единицы времени — секунды — в шкале среднего солнечного времени. [c.52]

Пренебрегая воздействием планет солнечной системы на движение Солнца (см. пример 2.9), примем в качестве инерциальной системы отсчета систему S с началом О в центре инерции Солнца и осями, направленными на неподвижные звезды. Относительно этой системы центр инерции Земли движется по эллипсу под действием силы притяжения со стороны Солнца. Кроме того, Земля изменяет свою ориентацию относительно 5 с угловой скоростью которую можно считать практически постоянной и равной по величине 2я/(24-3600) рад в звездную секунду или приближенно равной 7,3-10 [41, 12, 16]. [c.173]

Минута (среднесолнечная) — [ мин min] — внесистемная единица времени, применяемая на практике явл. кратной по отношению к секунде и дольной по отношению к часу. О происхождении наимен. См. минута (угловая). В наст, время ед. допускается применять наравне с ед. СИ, но без применения приставок. 1 мин = 60 с = = 1,66667 -10 ч = 1,02273791 мин (звездный). См. час. [c.301]

Час звездный — [.. . ] — единица звездного времени, применяется в астрономии. I = 1/24, 4,16667 10 (зв. суток) = бО"" = 3600 (зв. секунд) = 0,99726957 ч (среднесолнечный). [c.337]

Звездное время 1 1 Средние звездные сутки. ........ Звездный час. . . . Звездная минута. . секунда. . 24 1 1 44U 1 8 Ш d h 111 s - Средние звездные сутки есть промежуток врем( ни между двумя последовательными верхними кульминациями средней точки весеннего равноденствия 1 средние звездные сутки = = 0,997 269 57 суш = 23 56 4в,090 5 среднего солнечного времени [c.216]

Вращение небесной сферы происходит неравномерно, поэтому последовательные кульминации точки весеннего равноденствия (Т происходят через неравные промежутки времени, и продолжительность звездных суток как основной единицы измерения времени, а также секунды — основной физической единицы времени, определяемой как 1/86400 часть суток, непостоянна. По этой причине была введена равномерная шкала времени, не связанная с вращением Земли и основанная на гравитационной теории движения небесных тел независимая переменная, входящая в дифференциальные уравнения движения, определяет эфемеридное время — равномерное время ньютоновой механики. Длительность эфемеридной секунды установлена заранее. Ее принимают равной 1/31556925,9747 части тропического года, равного [c.150]

Принципы, изложенные выше, применимы, конечно, и в радиодиапазоне. Радиотелескопы, благодаря большим значениям длин радиоволн, характеризуются низкой разрешающей способностью. Даже для самых крупных из них с диаметром зеркала О 100 м, работающих на длине волны Я, 10 см, разрешаемое угловое расстояние Я/0 10 рад, т. е. всего около 3. Иное дело — радиоинтерферометр, работающий по принципу звездного интерферометра Майкельсона. Он состоит из двух антенн, установленных в разных местах, сигналы с которых подаются на общий детектор. Высокая разрешающая способность достигается за счет увеличения расстояния О между антеннами (базы радиоинтерферометра). Рекордное угловое разрешение достигается, когда антенны удалены друг от друга на межконтинентальные расстояния. Были осуществлены радиоинтерферометры с базой Крым — США, США — Австралия. На самой короткой длине волны было достигнуто угловое разрешение 10" угловой секунды, т. е. разрешающая способность была примерно в 100 раз больше, чем у звездного интерферометра Майкельсона. [c.384]

Парсек (пс) — это расстояние, при котором параллакс небесного объекта равен Г. Легко видеть, что 1 пс в 206 265 раз превосходит большую полуось орбиты Земли а. Для звезд с достаточной степенью точности можно написать Я — l/d, где Р измеряется в дуговых секундах, а d в парсеках. Таки.м образом, уравнение из разд. 3.2, связывающее абсолютную звездную величину объекта М с видимой звездной величиной т, можно переписать в виде [c.78]

Находим по интерполяционным таблицам (см. приложение 10) поправку к гринвичскому звездному времени на минуты и секунды времени [c.72]

Приращение звездного времени на заданный день месяца, а также на каждый час дня и на каждую минуту и секунду времени определяется по вспомогательной таблице (см. приложение 15). Полученное приращение прибавляют к звездному гринвичскому времени, выбранному из основной таблицы на О ч первого дня данного месяца. [c.76]

В астрономии, навигации, картографии и ряде смежных дисциплин используется шкала звездного времени (сидерическая искала). Размер секунды (звездной секунды) определяется по этой шкале как 1/86400 часть про.межутка времени между двумя последовательными вер.кними кульминациями точки весеннего равноденствия. Момент верхней кульминации считается началом звездных суток на меридиане места наблюдения. Начало отсчета шкалы совмещается с началом любых определенных звездных суток. Практически звездное время определяют, исходя из наблюдения момента прохождения некоторой звезды через меридиан места наблюдения, поскольку движение точки весеннесо равноденствия известно. В одну ночь можно наблюдать прохождение нескольких звезд через меридиан, что дает возможность повышать точность определения времени. [c.52]

Бейли (В a i 1 у) принимает длину маятника, полупериод колебаний которого на широте Лондона в воздухе равен одной секунде среднего солнечного времени, равной 99,398 см, а длину маятника с полупериодом в одну секунду звездного времени 101,394 см. [c.92]

Секунда. С древних времен измерение времени основывалось на непрерывном движении Земли, имеющем периодический характер. Периодичность позволяет измерять промежутки времени, а непрерывность — относить любые события к некоторым фиксированным моментам. Различают следующие основные разновидности времени 1) звездное время, 2) истинное солнечное время, 3) среднее солнечное время, 4) эфеме-ридное время. [c.52]

В астрономии называют звездными сутками время, в течение которого Земля совершает полный оборот относительно неподвижных звезд , то есть относительно системы отсчета с началом в центре Земли и осями, неизменно ориентированными в пространстве. Продолжительность звездных суток — 23 часа 56 минут (точнее, 86 164 секунд). Следовательно, за каждую минуту вращающаяся система отсчета 0 г (а вместе с ней и Земля) поворачивается относительно невращающейся системы отсчета Охуг на [c.157]

Средние сутки подразделяются, подобно звездным, на 24 часа, каждый час — на 60 м щнут, каждая минута — на 60 секунд, именуемых средними. [c.103]

XI ff сут = 3,16887 Iff г = 1,002737906 с (звездной) 2) по ф-ле V.1.4 (разд. V.1 ) имеем Г= 1 с. Т. к. период обращения, время релаксации, время реверберации, период полураспада (см. ф-лу V.6.5 в разд. V.6) имеют смысл времени то ед. этих величин в СИ и др. системах явл. секунда. Размерн. во всех случаях равна Т 3) в астрономии применяют звездную секунду, равную 1/86400 или 1,1574 1СГ звездных суток. См, время и сутки. 1 с (зв.) = 0,997269556 с (среднесолнечных). [c.320]

Микросекунда. . . . 10-е КЗ денствия ат = 18 38 >45 ,83в + 8 640 184 ,542 К + + 0, 092 9К2, где К — частное от деления на 36 625 числа средних солнечных суток, истекших с гринич-ского среднего полудня 31 декабря 1899 г. 1 г = 31 5,56 925,7 сек 1 сек = 1,022 737 91 звездным секундам [c.215]

Члены звездной аберрации, содержащие ш (которые влияют на средние каталожные. места звезд), не играют никакой роли н меридианной астрономии, так как положение любого объекта, наблюдаемого при помощи меридианного круга, является видимым его положением и обычно сравнивается с видимой яфемеридой, и которой планетная аберрация была вычислена при помощи уравнений (1U) этп уравнения антоматн-чески включают в себя влияние так называемого эллиптического члена. С другой стороны, фотографические положении небесных те.п определяются привязкой изображения тела к средним каталожным положениям звезд, расположенных в непосредственной близости. На такого рода наблюдения эллиптический член аберрации влияет, и если не принять надлежащих мер предосторожности, то в орбитальных элементах возникнут ощутимые погрешности. Одна из таких мер состоит в прибавлении особой поправки к каждому опубликованному фотографическому наблюдению, прежде че.м оно используется каким-.ниоо образо.м. Этп поправки даются в секундах дуги следующим матричным произведением [c.174]

Даже в са1ше темные ночи с площади неба, равной одной квадратной секунде, приходит столько же света, сколько от звезды 22-й звездной величины, что соответствует яркости 1,7 -Ю стиль-. ба. При длительных выдержках фон неба начинает вуалировать фотографическую пластинку. Это ограничивает разумную продолжительность выдержек (см. 4.5 и 4.6). [c.86]

Каждая квадратная секунда неба, свободная от авезд, дает в темную безлунную ночь столько же света, сколько одна звезда 22-й звездной ве.тичины, т. е. [c.102]

Отметим 0Щ0 раз, что в звездном электрофотометре диафрагма вырезает на небе площадку диаметром 2г секунд дуги. Редко удается сделать 2г < 5". При этом фотоны фона неба от всей этой площад ги (а число их при 2г = 5" составляет в темную ночь около 3-10 фотоп/еж -сев-А) попадают на фотокатод фотоумножителя. [c.104]

Находим приращение звездного времени на секунды времени Д5гр,=0°11. [c.76]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...