Точка весеннего равноденствия средняя

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]

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]

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]

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]

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]

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]

Коэффициенты при Т в выражениях для к, I, F (точнее, производные по Т) определяют продолжительность синодического, аномалистического и драконического месяцев соответственно (см. ч. I, гл. 3), в течение которых К, I тл F изменяются на 360°. Через эти промежутки времени средняя Луна — без учета ее периодических возмущений — возвращается в среднюю точку весеннего равноденствия, в перигей своей орбиты и в восходящий узел своей орбиты на эклиптике соответственно. [c.482]

Притяжения Луны и Солнца на экваториальное вздутие Земли вызывают небольшие периодические колебания и медленное вековое изменение в положении плоскости экватора. Так как экватор и эклиптика пересекаются в точках равноденствии, то весеннее равноденствие подвергается небольшим периодическим колебаниям (нутация) и медленно передвигается вдоль эклиптики (прецессия). Очевидно, все наблюдения необходимо иметь отнесенными к одной и той же системе координат, и поэтому принято брать среднее равноденствие и положение экватора для начала того года, когда произведены наблюдения. [c.177]

В момент, когда среднее эклиптическое солнце, двигаясь в плоскости эклиптики, достигает точки весеннего равноденствия Т, начинает движение второе фиктивное тело, называемое средним экваториальным солнцем. Оно движется вдоль экватора со скоростью, равной среднему движению Солнца, и возвращается в точку Т одновременно со средним эклиптическим солнцем. [c.57]

Продолжительность года, используемого в повседневной жизни, соответствует величине тропического года, который определяется как промежуток времени между последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия. Он равен 365,2422 средних солнечных суток. Для удобства календарный год содержит целое число суток, либо 365, либо 366. Каждый четвертый год (называемый високосным) состоит из 366 суток Исключениями являются такие годы столетий (как, например 1900), у которых число сотен (в данном случае 19) не делится на цело на четыре. Таким образом, средний гражданский год рав няется 365,2425 средних солнечных суток, т. е. почти равен тро пическому году. [c.59]

Теперь можно определить общую прецессию. Это комбинация лунно-солнечной прецессии и планетной прецессии, Общая прецессия приводит к изменениям положений эклиптики, экватора и точки весеннего равноденствия. Если взять их положения, скажем, в начале 1950 г. (1950,0), то они могут служить фиксированными плоскостями отсчета. Из-за наличия общей прецессии эклиптика, экватор и точка весеннего равноденствия к началу 1951 г. изменятся, а их новые положения будут называться средней эклиптикой, средним экватором и средней точкой весеннего равноденствия для эпохи 1951,0. [c.70]

Среднее положение звезды — это ее координаты, измеряемые на гелиоцентрической небесной сфере от среднего экватора и точки весеннего равноденствия в некоторый момент времени. При этом пе принимается во внимание нутация, аберрация, звездный параллакс и собственное движение звезды. Последние три величины будут определены позднее. [c.71]

Определение среднего времени основывается на концепции фиктивного тела — среднего Солнца,—которое по определению движется в плоскости истинного экватора с постоянной сидерической угловой скоростью х. Между г и средней долготой Солнца должна быть установлена зависимость. Если А означает прямое восхождение среднего Солнца, измеряемое от истинной точки весеннего равноденствия, то согласно равенствам (13) 20.17 и (1) 20.19 [c.484]

Тропический год. Обозначение нормальной эпохи 1950.0 не означает начало года январь О или январь 1 обычного календаря. Это начало так называемого тропиче ского года. Бессель (1784—1846) предложил принять за начало тропического года такой момент, когда средняя долгота Солнца, уменьшенная на постоянную аберрации (20 /50), точно равна 280°. Продолжительность тропического года равна 365.242199 средних солнечных суток. Напомним, что тропическим годом называется промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия. Даты в тропическом году обозначаются не числами месяцев, а частью года, прошедшего от начала тропического года до рассматриваемого момента. [c.14]

Продолжительность суток зависит от того, относительно какой точки на небесной сфере определяется период вращения Земли вокруг своей оси. За точки, по которым определяется продолжительность суток, принимаются точка весеннего равноденствия, центр истинного или центр среднего Солнца. За начало суток принимается момент верхней (или нижней) кульминации избранной точки на данном меридиане. Название времени принято давать в зависимости от названия меридиана, на котором оно определяется, и названия точки, выбранной для определения периода вращения Земли. Например, местное звездное время, гринвичское истинное солнечное время. [c.47]

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]

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]

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]

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]

Нутация земной оси в случае нулевого среднего наклоиеиия. Если мио-венное значение наклонения мало, то даже очень медленное изменение положения экватора может значительно изменить положение его линии пересечения с эклиптикой. Поэтому оказывается неудобным измерять введенные углы от точки весеннего равноденствия. Если через GZ обозначить нормаль к эклиптике, а через G — ось фигуры Земли, то наша задача будет состоять в определении малых колебаний оси G около нормали GZ. Пусть GX, GY — оси, неподвижные относительно эклиптики, и пусть долгота Солнца измеряется от осн GX. Пусть Р, Q, I — направляющие косинусы оси G относительно осей X, Y, Z. Нет необходимости повторять все этапы исследования, достаточно заметить, что уравнеиня движения для определения Р и Q принимают форму, приведенную в п. 15. Всноминая, что момент возмущающей пары снл, обусловленной солнечным тяготе1шем, равен —3/г (С — А) sin S os S и что его направление составляет с осью GX угол / + л/2, получим уравнения [c.413]

Оставляя в стороне тригонометрические выкладки, приведем иаброски общих рассуждений. Первоначально Лаплас составил уравнения движения, соответствующие уравнениям (II) п. 560, причем ось GZ предполагалась перпендикулярной к плоскости неподвижной эклиптики. Он вывел уравнения, аналогичные уравнениям (IV), и заметил, что sin / представляет собой селеноцентрическую широту. Земли, измеренную от неподвижной плоскости, и ее можно заменить рядом вида 2 sin 0 -1- 2с sin ф, где 0 - (п + g) — Р, ф = ( — h) t — 7. Здесь nt — средняя селеноцентрическая долгота, отсчитываемая от неподвижной точки весеннего равноденствия, а—gt - р —долгота восходящего узла лунной орбиты на движун епся эклиптике, отсчитываемая от той же точки весеннего равноденствия. Функции 2с sin (/ I-1-7) и 2 os (/li7) зависят от движения эклиптики. [c.429]

Истинное положение звезды в некоторый момент времени задается ее гелиоцентрическими прямым восхождение.м и склонением, отсчитываемыми от истинного экватора и точки весеннего равноденствия в этот момент вре.мени. Принимая во внимание нутацию, можно по среднему положению, вычисленному для данного момента времени, получить истинное положение для этого момента. Мы видели, что нутация изменяет долготу звезды и наклон эклиптики. Величины этих изменений (в интересующий нас момент времени) Д и Де могут быть найдены. Изменение Д а, обусловленное наличием Дф и Де, определяется по формуле [c.72]

Средние элементы, положенные в основу теории движения больших планет Ньюкома, приведены в приложении 2 для момента Т, где Т—время, считаемое в юлианских столетиях по 36525 суток от начальной эпохи, за которую принят 1900 январь 0.12 часов эфемеридного времени. Средняя долгота планеты X, долгота перигелия г. и долгота восходящего узла Q считается от средней точки весеннего равноденствия текущего момента Т. Через п обозначено среднее суточное сидерическое движение, непосредственно получаемое из наблюдений, т. е. включающее влияние вековых возмущений средней долготы. Соответствующее значение большой полуоси, определяемое по третьему закону Кеплера, обозначено через a наконец, через а обозначена величина большой полуоси, уже освобожденная от влияния только что упомянутых вековых возмущений. [c.81]

Звездные сутки имеют продолжительность 23 час. 56 мин. и 3,33 сек. по среднему солнечному времени и считаются с момента, когда точка весеннего равноденствия пересекает верхнюю часть Гринвичского меридиана. Звездные сутки делятся на 24 звездных часа. Прежде чем решить задачу по астронолшческой навигации, ориентируясь по какой-либо звезде, вы должны знать гринвичское звездное время (в скольких звездных часах меридиан точки весеннего равноденствия отстоит от верхней части Гринвичского меридиана) гринвичский часовой угол (в скольких звездных часах. звезда находится от Гринвичского меридиана) и часовой угол [в скольких часах звезда находится от меридиана вашего условно выбранного места (приближенного места самолета)]. [c.330]

СУТКИ (сут), внесистемная ед. времени, соответствующая периоду обращения Земли вокруг своей оси, равна 24 ч или 86 400 с. Продолжительность С. определяется промежутком времени между двумя последовательными верхними (или нижними) кульминациями точки весеннего равноденствия (звёздные С.) или центра Солнца (истинные солнечные С.). Ср. продолжительность истинных солн. С. за год определяет т. н. средние солнечные С., они равны 24 ч 3 мин 56,55536 с звёздного времени. 1 звёздные С.= =0,9972696 ср. солнечных С. СФЕРИЧЕСКАЯ АБЕРРАЦИЯ, одна из осн. аберраций оптических систем, проявляется в несовпадении гл. фокусов для лучей света, прошедших через осесимметрич. оптич. систему линзу, объектив и т. д.) на разных расстояниях от оптической оси си- [c.732]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...