Среднее звездное время

Если в качестве основной эпохи выбрать дату 1950, янв. 1,0 = =JD 2433282,5, то среднее звездное время Sh в О ЧЛ можно вычислить по формулам [c.159]

Среднее звездное время. [c.484]

Совершенные звездные часы, особенно кварцевые, могут хранить среднее звездное время. Расхождения во времени, показываемом такими часами, и истинным звездным временем, обусловленные членом m fi в течение нескольких месяцев незаметны. С другой стороны, расхождения, возникающие от нутационного члена в течение такого промежутка времени, имеют порядок нескольких миллисекунд и могут быть обнаружены кварцевыми часами. Эти расхождения, следовательно, могут быть приняты в расчет, тогда требуется высокая точность. [c.484]

Рассматривая только среднее звездное время, мы будем иметь [c.487]

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]

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]

В Астрономических эфемеридах и других ежегодниках печатаются таблицы перевода среднего солнечного времени в звездное время и наоборот. [c.57]

Как среднее солнечное время, так и звездное время определяются вращением Земли вокруг своей оси. До сравнительно недавнего времени полагали, что если не учитывать медленное вековое увеличение периода вращения, вызванное приливным трением, то период вращения Земли можно считать постоянным. Вековым называется такое изменение, которое существенно необратимо и действует постоянно, так что его величина пропорциональна времени действия. Приливное трение, тормозящее вращение Земли, обусловлено влиянием притяжения Луны. [c.60]

Пусть Н означает часовой угол среднего Солнца для Гринвича. Тогда, если — гринвичское звездное время, то Н = — А. Далее, т дается формулой (4) 20.23. Поэтому [c.485]

Необходимое При расчетах звездное время Гринвичского меридиана для момента наблюдения (я, заданного по среднему всемирному времени, определяется по формуле [c.69]

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]

Время полного оборота Земли вокруг ее оси называется звезд-ньши сутками и является основной единицей измерения времени. На практике пользуются средними солнечными сутками, которые несколько отличаются от звездных из-за кажущегося движения Солнца относительно звезд, зависящего от собственного движения Земли вокруг Солнца. Практической единицей времени является [c.69]

Вспомним, что среднее значение отношения а IR равно 60, а время (звездного) обращения Луны равно 27 сут 7 час 45 мин. или [c.198]

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]

Рассеяние происходит не мгновенно. За время этого процесса ситуация вокруг атома может радикально измениться. Действительно, среднее время жизни атома в возбужденном состоянии при разрешенных переходах из этого состояния вниз имеет порядок 10 -г-10 с. Даже в земных условиях средняя тепловая скорость Молекул порядка 0,5 км/с. При самой низкой звездной температуре 2000 К средняя скорость атомов водорода достигает 8 км/с, так Что за время рассеяния атом водорода проходит расстояние порядка [c.145]

Из данных табл. 2.5 видно, что при средней высоте полета в несколько сот километров период обращения спутника составляет примерно 1,5 ч, при высоте полета 1690 км - 2 ч, а при высоте полета 35 800 км период обращения равен звездным суткам (периоду обращения Земли вокруг своей оси). Спутник, запущенный в восточном направлении и выведенный на круговую орбиту, лежащую в плоскости экватора на высоте 35 800 км, находился бы все время над одной и той же точкой земной поверхности. [c.125]

Среднее движение. Так называется средняя величина углового перемещения планеты за время, равное звездным суткам. [c.27]

Точки пересечения орбиты Луны с эклиптикой называются узлами лунной орбиты. Движение Луны вокруг Земли для наблюдателя представляется как видимое ее движение по небесной сфере. Видимый путь Луны по небесной сфере называется видимой орбитой Луны. За сутки Луна перемещается по видимой орбите относительно звезд примерно на 13,2°, а относительно Солнца на 12,2°, так как Солнце за это время тоже перемещается по эклиптике в среднем на 1°. Промежуток времени, в течение которого Луна совершает полный оборот по своей орбите относительно звезд, называется звездным, или сидерическим, месяцем. Его продолжительность равна 27,32 средних солнечных суток. [c.21]

В авиационной астрономии применяются три различных единицы измерения времени звездные, истинные солнечные и средние солнечные сутки. Время, измеряемое этими единицами, называется соответственно звездным, истинным солнечным и средним солнечным временем. [c.47]

Местным временем называется время ка данном географическом меридиане (меридиане наблюдателя). Каждый мери диан имеет свое местное время. Оно может быть звездным, истинным солнечным и средним солнечным. Все эти времена имеют некоторые общие особенности. Рассмотрим их применительно к местному среднему солнечному времени Гм, отсчет которого ведется от меридиана средней полуночи. [c.54]

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]

Время, измерение времени. Различают звездное и солнечное, истинное и среднее время. Звездное время опред. вращением Земли относительно звезд. Основной единицей 3. в. явл. звездные сутки 3. в. опред. непосредственно из астр, наблюдений и служит для согласования показаний часов-хранителей времени с астр, системой времени. В практ. жизни 3. в. неудобно, т. к. оно не согласуется со сменой дня и ночи. Истинное солнечное время (основная ед. истинные солнечные сутки) опред. видимым суточным движением Солнца, моменты верхней и нижней кульминации которого наз. соответственно истинным полднем и истинной полночью. Из-за неравно- [c.247]

Астрономич. наблюдения состоят в измерении секстантом высоты светила над видимым горизонтом и в определении показания хронометра (см.) в этот момент. Взятая выг сота исправляется поправками на рефракцию, понижение горизонта и, при наблюдениях солнца, на п о л у д и а-м е т р светила и его параллакс (см.). Для расчета гриничского часового угла светила по моменту на хронометре необходимо знать поправку хронометра и его ход. Далее нужно знать склонение светила и уравнение времени при наблюдениях солнца или звездное время (см.) в средний гриничский полдень данного дня, при звездных наблюдениях. Все этп данные выбираются из специального морского астрономич. ежегодника, издаваемого заблаговременно на предстоящий год. Затем посредством м о р ег ходных таблиц вычисляют высоту Hq светила и его азимут. 4, к-рые наблюден-ное светило должно было бы иметь, если бы корабль в момент наблюдения находился в своем счислимом месте. Эти вычисления производятся посредством 4-значных логарифмич. таблиц по следующим формулам [c.273]

S = i Q -f- Го 4- -)- Л, где iSj — звездное время в гриничскую полночь, fiT , находится в таблицах астрономич, ежегодника для перевода среднего времени в звездное. Поправка часов и относительно местного звездного времени будет [c.193]

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]

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]

Если местное среднее солнечное время и местное звездное время на меридиане места наблюдения с долготой I от Гринича суть соответственно m и s, то всемирное время М и гриничское звездное время S в этот же физический момент времени определяются формулами [c.157]

В третьем часовом поясе 12 декабря около 6 ч вечера (поясного времени) наблюдалась звезда с прямым восхождением 6 11" 12. При этом. хронометр показал 21 ч 00 мни 04 с всемирного времени, а долгота наблюдателя равнялась 46 W. Найти часовой угол, с которым наблюдатель видел звезду, если 13 декабря гринвичское звездное время в О ч всемирного времени равнялось 5 ч 23 мин 07 с. Воспользоваться соотношеннем между звездным временем и средним солнечным временем, приведенным в разд. 2.11.2, нлн таблицами перехода в Астрономических эфемеридах . [c.62]

Открываемые в настоящее время малые планеты очень слабы. Они имеют среднюю звездную величину около 14—15". Общее число малых планет, доступных наиболее крупным современным инструментом (21Г5 и ярче), оценивается приблизительно в 140000, а верхний предел для общей массы малых планет определяется в 1/10—1/12 массы Земли. Реальная масса всех малых планет, по-видимому, много меньше этого верхнего предела и не превышает 1/1000 массы Земли. [c.90]

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]

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]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...