Равноденствие среднее

В дальнейшем определение секунды несколько уточнилось, так как повышение точности измерений позволило установить некоторое непостоянство средних суток. За основу нового определения секунды был принят так называемый тропический год - промежуток времени между двумя весенними равноденствиями. Согласно этому определению секунда есть 1/31556925,9747 часть [c.47]

Средним солнцем называется воображаемая точка, движущаяся равномерно по небесному экватору и возвращающаяся в точку весеннего равноденствия за то же время, что и истинное Солнце. Но и эти сутки оказались неудовлетворительными, так как выяснилось, что Земля неравномерно вращается вокруг своей оси. Тем не менее, до 1956 г. секунда определялась [c.53]

Согласно определению, действовавшему в СССР с 1934 по 19.56 гг., секунда принималась равной 1/86400 части средних солнечных суток. Повышение точности измерений времени, достигнутое в результате создания кварцевых, а затем молекулярных и атомных часов, позволило обнаружить неравномерность вращения Земли вокруг ее оси. Поэтому прежнее определение было заменено новым, устанавливающим размер секунды в зависимости от значительно более постоянного отрезка времени — тропического года, под которым понимается промежуток времени между двумя весенними равноденствиями. [c.27]

J 2000.0). Ось XiF направлена в среднюю на эпоху точку весеннего равноденствия. Ось Z -p направлена по оси вращения Земли, соответствующей Международному Условному началу на 1900-1905 г. Ось Кцг дополняет систему координат до правой. [c.59]

Определение секунды также несколько уточнилось, так как повышение точности измерения времени позволило установить некоторое непостоянство средних суток. В основу нового определения секунды был принят так называемый тропический год — промежуток времени между двумя весенними равноденствиями. Согласно этому определению секунда есть 1/31 556 925,9747 часть тропического года, начавшегося в 12 часов дня 31 декабря 1899 г. ). Указание на определенный год имеет целью учесть тот факт, что сам тропический год уменьшается примерно на 0,5 секунды за столетие. [c.42]

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]

Чтобы представить это яснее, пусть для какого-либо момента времени 5 есть центр Земли (фиг. 6) и прямая bLM направлена по средней долготе Луны в плоскости эклиптики, V — точка весеннего равноденствия, Э — центр Луны. [c.94]

В гражданском обиходе принято не звездное время, а так называемое среднее солнечное, которое считается по фиктивному телу, именуемому средним солнцем, описывающим равномерным движением небесный экватор в тот же самый промежуток времени, в течение которого истинное Солнце между двумя последовательными прохождениями через точку весеннего равноденствия описывает эклиптику. Этот промежуток времени называется тропическим годом и равен 366.24220 звездным суткам. [c.103]

XIX в. были внесены официальные уточнения в определения и значения наиболее употребительных единиц времени, до этого, строго говоря, еще не легализованных законодательными актами. Положением о мерах и весах 1889 г. в качестве основной были узаконены сутки, равные 24 ч по среднему солнечному времени, с делением часа на 60 минут и минуты на 60 секунд. Год был определен как тропический год, т. е. интервал времени, в течение которого Солнце при своем движении по эклиптике проходит путь от точки весеннего равноденствия до этой же точки (указано уже не в Положении, а в Таблицах Главной палаты). Длительность тропического года была выражена в средних солнечных сутках год=365,24219 суток (иначе — 365 дням 5 ч 48 мин 46 с). [c.193]

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]

При ЭТОМ видимые координаты а, 6 планеты (см. 2.05), публикуемые в Астрономическом Ежегоднике , приводим к среднему равноденствию и экватору даты ( 2.01) вычитанием нутации ( 2.03) [c.62]

ТоЛ = (П) —долгота восходящего узла N, отсчитываемая по неподвижной эклиптике ЕоЕ от средней точки весеннего равноденствия То фундаментальной эпохи [c.86]

ТМ = (П) + — долгота восходящего уз-ла М, отсчитываемая по подвижной эклиптике ЕЕ от средней точки весеннего равноденствия, Т эпохи (даты) t, [c.86]

Средним местом звезды называется ее гелиоцентрическое положение, отнесенное к среднему экватору и равноденствию определенной эпохи, выбираемой обычно совпадающей с моментом начала определенного бесселева года. [c.101]

Если положение объекта определено прямоугольными экваториальными координатами Xt, yt, Zi, отнесенными к среднему экватору и равноденствию эпохи t, то положение этого объекта в прямоугольной эклиптической системе X Y Z эпохи 1950,0 определяется координатами х, у, г, вычисляемыми по формуле [c.107]

Для преобразования прямоугольных эклиптических координат объекта х, у, г, отнесенных к среднему равноденствию и эклиптике эпохи t, в прямоугольные экваториальные координаты этого объекта X, у, г, отнесенные к среднему экватору и равноденствию стандартной [c.108]

Приведение прямоугольных экваториальных координат объекта Хо, Уо, Zq, отнесенных к среднему экватору и равноденствию эпохи to, к истинному экватору и равноденствию даты / [c.109]

В малой области небесной сферы поправки за прецессию и. нутацию к координатам объектов, обладающих собственным дви-. жением, мало отличаются от поправок к координатам соседних звезд. Так как координаты звезд даны в системе среднего экватора и равноденствия эпохи 1950,0 или начала другого бесселева года, то координаты объекта с собственным движением, отнесенные к этой же системе, получаются исправлением за дифференциальную прецессию и нутацию поправками [c.139]

Наблюденные положения слабых объектов определяются дифференциальными методами, основанными на измерении разностей между соответствующими координатами объекта и координатами звезд, лежащих в его непосредственной окрестности. При редукции фотографических наблюдений влияние дифференциальной рефракции и аберрации учитывается в постоянных пластинки, координаты наблюдаемого объекта получаются в том же виде, что и координаты опорных звезд, и отнесены к тому же равноденствию и экватору. Положения опорных звезд являются обычно средними местами, взятыми из некоторого фундаментального каталога ( 2.26), поэтому наблюденное положение является астрометрическим положением, и при редукции к стандартному равноденствию эпохи 1950,0 оно непосредственно сравнимо с астрометрической эфемеридой. Дифференциальная прецессия и нутация не входят в редукцию фотографического наблюдения, однако следует учесть- поправку за параллакс. [c.141]

Собственные движения звезд в виде годичных собственных движений по прямому восхождению и по склонению отнесены либо к средней эпохе, либо к равноденствию каталога. [c.144]

Начало тропического года совпадает с моментом начала бесселева фиктивного) года, за который принимают момент времени, когда долгота среднего эклиптического Солнца ), уменьшенная на величину постоянной аберрации и отсчитываемая относительно средней точки весеннего равноденствия Тср, равна 280 . Бесселев год на О ,148 Т короче тропического года. Момент начала бесселева года обозначается номером соответствующего календарного года, сопровождаемым нулем десятых (например, 1950,0 в данном случае этот момент совпадает с датой 1950, янв. 0,9234). [c.151]

Тропический месяц равен промежутку времени между двумя последовательными прохождениями центра Луны через среднюю точку весеннего равноденствия [c.152]

Прямое восхождение среднего экваториального Солнца, отсчитываемое от средней точки весеннего равноденствия рассматриваемой даты t = to М, определяется формулой [c.158]

При отсчете времени от неподвижной точки весеннего равноденствия Т 1950,0 стандартной эпохи 1950,0 для вычисления звездного среднего времени Sm в О ит можно применить формулы [c.159]

Эпоха 1900, янв. 0,5 ЕТ выбрана в качестве нуль-пункта щкалы эфемеридного времени и соответствует моменту эфемеридного времени вблизи начала календарного года 1900, когда средняя геометрическая долгота Солнца, отнесенная к среднему равноденствию даты, была равна 279° 41 48",04. [c.162]

Табл. 51—53 вместе с формулами (4.10.53) для основных аргументов представляют собой окончательный результат Брауна, полученный им при решении основной проблемы в теории движения Луны. При этом долготы F, к и сферические координаты У, р измеряются в координатной системе, определяемой неизменными эклиптикой и средней точкой весеннего равноденствия эпохи 1900,0. (В условиях основной проблемы эклиптика не меняет своего положения в пространстве.) [c.477]

Можно ввести различные периоды обращения Луны по своей орбите (месяцы) сидерический (звездный) — промежуток времени, за который Луна проходит по орбите дугу в 360 синодический — промежуток времени между двумя последовательными одноименными фазами Луны драконический — промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через восходящий узел аномалистический — промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через перигей тропический — промежуток времени между двумя последовательными прохождениями Луны через точку весеннего равноденствия. Средние значення этих периодов приведены в табл. 9.1. [c.281]

Во многом схожая ситуация имела место с определением единицы времени. Принятое в 1956 г. Международным комитетом мер и весов определение эфемеридной секунды гласило, что 1 секунда равна 1/31556925,9747 длительности тропического года. (Тропический год равен числу средних солнечных суток, прошедших от одного весеннего равноденствия до другого.) Это определение секунды создавало немалые трудности, поскольку продолжительность тропического года больше, чем 365 дней, цриблизи-тельно на /4 суток. Чтобы правильно учитывать это, каждые 28 [c.28]

СУТКИ — внесистемная ед. времени, соответствующая периоду обра]дения Земли вокруг своей оси относительно выбранной точки на небе. Различают- звёздные С.— промежуток времени между двумя последоват. верх, кульминациями точки весеннего равноденствия (23 ч 56 м 4,09053 с) истинные солнечные С.— промежуток времени между двумя последоват. ниж. кульминациями центра Солнгщ, продо (жительность меняется в течение года — зимой они длиннее, чем лето.м средние солнечные С., равные ср. продолжительности истинных солнечных С. за год (24 ч). [c.36]

Ответ. В солнечном календаре за основу берется тропический год - промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия. Солнечный год с точностью до 0,1 с составляет 365 сут 5 ч 48 мин 46,1 с. Григорианский год в среднем оказывается приблизительно на полминуты больше тропического. Погрешность, составляющая 1 сут, накашшвается за 3300 лет. При введении календаря, 1ового стиля было решено каждые 400 лет выбрасывать из счета три дня, считая для этого три високосных года простыми. Не високосными, простыми, условились считать все годы столетий (иапример, 1700, 1800, 1900), за исключением тех, у которых число по отнятии двух нулей делится на четыре без остатка (например, 1600,2000). [c.163]

Число средних солнечных суток, прошедших от одного весеннего равнодей-ствия до другого, т. е. между двумя прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия, определяет продолжительность тропического года. Продолжительность среднего тропического года составляет 1 гоДтрон = =365,24220 средн. соли, сут., т. е. приблизительно на 1/4 суток превышает 365 дней. Поэтому каждые 4 года добавляется один день и так получается високосный год. Для учета последующих десятичных знаков первый год каждого столетия не считается високосным. Кроме того, был специально удлинен на 2 с 1972 (високосный) год и по одной секунде добавили 1 января 1973 г. и 1 января 1974 г. [c.53]

Еели V означает часовой угол точки весеннего равноденствия Тпл планеты (нисходящего узла орбиты планеты на ее экваторе) отноеительно нулевого меридиана планетографической системы, то планетоцентрический часовой угол Земли отноеительно этого же меридиана равен V —Л . При наблюдениях с Земли планетоцентричеекое звездное время на нулевом меридиане V следует уменьшить на величину поворота планеты за аберрационное время ТаР, т. е. на [хтаР, где [г есть средняя суточная скорость осевого вращения планеты, [г = 3607 , Р — период осевого вращения, определяемый из наблюдений. Тогда долгота центрального меридиана планеты 1р, т. е. планетографического меридиана, проходящего через центр Земли, определяется формулой [c.62]

В некоторых случаях могут понадобиться координаты небесных объектов в гелиографической системе отсчета. Если исходными являются гелиоцентрические эклиптические прямоугольные координаты объекта х, у, г, отнесенные к эклиптике и среднему равноденствию даты, то преобразование к гелиографи-ческим координатам г, Ь, В можно выполнить по формулам [c.71]

Ураноцентрическая система координат. Эта система определяется средними координатами северного полюса вращения Урана, отнесенными к среднему геоэкватору и равноденствию даты [c.72]

Так как прямоугольные координаты Солнца Xq, Yq, Zq относятся обычно к системе отсчета, связанной со средним равноденствием и экватором стандартной эпохи 1950,0, то прямоугольные экваториальные координаты места наблюдения Хо, i/o, zq необходимо привести к той же системе отсчета поворотом системы координат XYZ вокруг оси Z на угол 6 — s (ось СХ проходит через точку весны Т 1950,0) и учетом прецессии в сферических координатах ф, s от эпохи 1950,0 до момента наблюдения t. Для этого можно применить следующие приближенные формулы [c.130]

Течение звездного времени определяется суточным движением по небесной сфере звезд или точки весеннего равноденствия за точку, определяющую своим суточным движением по небесной сфере истинное солнечное время, принимают центр видимого диска Солнца. Однако на практике применение истинного солнечного времени затруднено тем, что изменения часового угла центра истинного Солнца непропорциональны углам поворота Земли вокруг оси, так как Солнце движется не по экватору, а по эклиптике, и притом неравномерно. Поэтому вводят среднее экваториальное Солнце — фиктивную точку, равномерно цвижущуюся по экватору таким образом, чтобы в каждый момент времени / ее прямое восхождение А было равно средней долготе Солнца L, т. е. чтобы было Л = о + п (/ — /о). где о — средняя долгота Солнца в начальную эпоху <о- [c.149]

В зависимости от того, какую точку весеннего равноденствия рассматривают — истиннг//о (учитывается прецессия и полная нутация), квазиистинную (прецессия + долгопериодическая нутация) или среднюю (только прецессия) — различают истинные, квазиистинные или средние звездные сутки. [c.150]

Истинную точку весеннего равноденствия Т ист можно заменить средней точкой весны Тсред, которая обладает только прецессионным движением и определяет среднее равноденствие даты. Звездное время, измеряемое часовым углом средней точки весеннего равноденствия Тсред, называется средним звездным временем и отличается от истинного звездного времени на величину полной нутации по прямому восхождению [c.153]

Для удобства рассматривается геоцентрическое движение Солнца, а в качестве основного параметра, определяющего но вую равномерную временную шкалу, берется долгота Солнца L отнесенная к среднему равноденствию даты. Эта новая времен нйя шкала получила название шкалы эфемеридного времени Согласно теории движения Земли Ньюкома определяющий па раметр имеет следующее выражение [c.161]

Значение, данное числу эфемеридных секунд в тропическом году эпохи 1900, заимствовано из определения эфемеридной секунды, которое было принято Международным Комитетом мер и весов [55]. Оно фактически выведено из коэффициента при Т, отсчитываемом в юлианских столетиях по 36 525 суток, в ньюкомовом выражении для геометрической средней долготы Солнца, отнесенной к среднему равноденствию даты. В списке 1900 относится надлежащим образом или к фундаментальной эпохе эфемеридного времени, а именно 1900, янв. О, 12 ЕТ, или к 1900,0 значения постоянных 20—23 относятся также к фундаментальной эпохе. Всюду в отчете под термином секунда надлежит понимать эфемеридную секунду . [c.180]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...