Astronomie

Znamená střední sluneční čas a hvězdný čas někdy stejný čas?

Znamená střední sluneční čas a hvězdný čas někdy stejný čas?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Snažím se omotat hlavu různými definicemi času. Protože střední sluneční čas závisí na Slunci a hvězdný čas závisí na hvězdách, a jelikož se poloha Slunce vzhledem ke hvězdám v průběhu roku mění, znamená to, že rozdíl mezi těmito dvěma časy se v průběhu roku zvyšuje a snižuje průběh roku?

Jednou ročně bude střední sluneční čas a hvězdný čas stejný. Je to správně?


3m56s střední rozdíl mezi slunečními a hvězdnými dny je způsoben orbitálním pohybem Země kolem Slunce. To přidává až 1 den za rok; na každých 365¼ solárních dní připadá 366¼ hvězdných dní.

Hvězdný čas se rovná správnému vzestupu toho, co je v té době na nebeském poledníku. Slunce je na poledníku ve 12:00 zdánlivý sluneční čas. Ty se vyrovnají v září v rovnodennosti, kdy je Slunce na RA 12h. Znamenat sluneční čas zaostává v tomto datu o ~ 7,5 minuty za zjevným slunečním časem a vyrovná se s hvězdným časem ~ o 1,9 dne dříve.


hvězdný čas je čas měřený úhlem mezi čárou pozorovatele pozorovatele a přímým paprskem pevné hvězdy k pozorovateli, zatímco sluneční čas je čas měřený pohledem na polohu slunce na obloze jako vy lze říci, že je kolem poledne, když je slunce nad hlavou ... jsou to jen různé verze stejného času ... jako metr a míle mají délku 1 míle se nerovná 1 metru ... podobně hvězdný a sluneční čas jsou různé jednotky ve stejnou dobu ... často se říká, že sluneční den je o 4 minuty méně než hvězdný den


Vysoká tyč vertikálně upevněná v zemi vrhá stín na každý slunečný den. V jednu chvíli během dne bude stín směřovat přesně na sever nebo na jih (nebo zmizí, když a jestli se Slunce pohybuje přímo nad hlavou). Tímto okamžikem je místní zdánlivé poledne nebo 12:00 místního zdánlivého času. Asi o 24 hodin později bude stín opět směřovat na sever-jih, zdálo se, že Slunce zakrývalo 360stupňový oblouk kolem osy Země. Když Slunce pokrylo přesně 15 stupňů (1/24 kruhu, oba úhly se měří v rovině kolmé na zemskou osu), místní zdánlivý čas je přesně 13:00, po dalších 15 stupních to bude přesně 14:00.

Problém je v tom, že v září Slunci trvá zjevnou revoluci méně času (měřeno přesnými hodinami) než v prosinci. 24 hodin „slunečního“ času může být o 21 sekund méně nebo o 29 sekund více než 24 hodin čas. Tato změna je kvantifikována časovou rovnicí a je dána excentricitou oběžné dráhy Země (tj. Oběžná dráha Země není dokonale kruhová, což znamená, že vzdálenost Země – Slunce se mění po celý rok) a skutečnost, že zemská osa není kolmá na rovinu jeho oběžné dráhy (tzv. šikmost ekliptiky).

Důsledkem toho je, že hodiny běží konstantní rychlostí - např. dokončení stejného počtu výkyvů kyvadla v každé hodině - nemůže sledovat skutečné Slunce, místo toho sleduje imaginární „střední Slunce“, které se pohybuje podél nebeského rovníku konstantní rychlostí, která odpovídá průměrné rychlosti reálného Slunce za rok. [1] Toto je „střední sluneční čas“, který stále není zcela konstantní od jednoho století k druhému, ale je dostatečně blízko pro většinu účelů. V současné době je průměrný sluneční den přibližně 86 400,002 SI sekund. [2]

Dva druhy slunečního času (zdánlivý sluneční čas a střední sluneční čas) patří mezi tři druhy počítání času, které astronomové používali až do 50. let. (Třetím druhem tradičního počítání času je hvězdný čas, který je založen na zjevných pohybech jiných hvězd než Slunce.) [3] V padesátých letech 20. století bylo jasné, že rychlost rotace Země nebyla konstantní, takže astronomové vyvinuli efemeridy čas, časová stupnice založená na polohách těles sluneční soustavy na jejich oběžných drahách.

Zdánlivé slunce je tím pravým sluncem, jak ho vidí pozorovatel na Zemi. [4] Zdánlivý sluneční čas nebo skutečný sluneční čas je založen na zdánlivém pohybu skutečného Slunce. Je založen na zdánlivý sluneční den, interval mezi dvěma po sobě jdoucími návraty Slunce k místnímu poledníku. [5] [6] Zdánlivý sluneční čas lze hrubě měřit slunečními hodinami. Ekvivalent na jiných planetách se nazývá místní skutečný sluneční čas (LTST). [7] [8]

Délka slunečního dne se v průběhu roku mění a kumulovaný efekt vytváří sezónní odchylky až 16 minut od průměru. Účinek má dvě hlavní příčiny. Za prvé, díky excentricitě oběžné dráhy Země se Země pohybuje rychleji, když je nejblíže Slunci (perihelion), a pomaleji, když je nejvzdálenější od Slunce (aphelion) (viz Keplerovy zákony planetárního pohybu). Zadruhé, kvůli axiálnímu náklonu Země (známému jako šikmost ekliptiky), roční pohyb Slunce je podél velkého kruhu (ekliptiky), který je nakloněn k nebeskému rovníku Země. Když Slunce protne rovník v obou rovnodennostech, je denní posun Slunce (vzhledem k hvězdám v pozadí) v úhlu k rovníku, takže projekce tohoto posunu na rovník je menší než jeho průměr za rok, kdy je Slunce nejdále od rovníku u obou slunovratů je posun Slunce v poloze od jednoho dne k druhému rovnoběžný s rovníkem, takže projekce na tento rovník je větší než průměr roku (viz tropický rok). V červnu a prosinci, kdy je slunce nejvzdálenější od nebeského rovníku, odpovídá daný posun podél ekliptiky velkému posunu na rovníku. Zdánlivé sluneční dny jsou tedy kratší v březnu a září než v červnu nebo prosinci.

Délka zdánlivého slunečního dne (1998) [9]
datum Doba trvání ve střední sluneční době
11. února 24 hodin
26. března 24 hodin - 18,1 sekundy
14. května 24 hodin
19. června 24 hodin + 13,1 sekundy
25./26. Července 24 hodin
16. září 24 hodin - 21,3 sekundy
2./3. Listopadu 24 hodin
22. prosince 24 hodin + 29,9 sekundy

Tyto délky se mírně změní za několik let a výrazně za tisíce let.

Střední sluneční čas je hodinový úhel středního Slunce plus 12 hodin. Tento 12hodinový posun vychází z rozhodnutí zahájit každý den o půlnoci pro civilní účely, zatímco hodinový úhel nebo průměrné slunce se měří z místního poledníku. [10] V současné době (2009) je to realizováno pomocí časové stupnice UT1, konstruované matematicky z velmi dlouhých základních interferometrických pozorování denních pohybů rádiových zdrojů umístěných v jiných galaxiích a dalších pozorování. [11] [12] Doba denního světla se v průběhu roku liší, ale délka a střední sluneční den je téměř konstantní, na rozdíl od zdánlivého slunečního dne. [13] Zdánlivý sluneční den může být o 20 sekund kratší nebo o 30 sekund delší než průměrný sluneční den. [9] [14] Dlouhé nebo krátké dny se vyskytují za sebou, takže rozdíl narůstá, dokud není střední čas před zdánlivým časem přibližně o 14 minut blízko 6. února a za zdánlivým časem přibližně 16 minut blízko 3. listopadu. je tento rozdíl, který je cyklický a nehromadí se z roku na rok.

Střední čas sleduje průměrné slunce. Jean Meeus popisuje průměrné slunce následovně:

Zvažte první fiktivní Slunce cestující podél ekliptický s konstantní rychlostí a shodující se se skutečným sluncem v perigeu a apogee (když je Země v perihéliu a aféliu). Pak zvažte druhé fiktivní Slunce cestující podél nebeský rovník konstantní rychlostí a shodující se s prvním fiktivním Sluncem v rovnodennostech. Toto druhé fiktivní slunce je znamená Slunce. " [15]

Délka středního slunečního dne se pomalu zvyšuje v důsledku slapového zrychlení Měsíce Zemí a odpovídajícího zpomalení rotace Země Měsícem.

K simulaci středního slunečního času bylo použito mnoho metod. Nejdříve to byly clepsydras nebo vodní hodiny, které se používaly téměř čtyři tisíciletí od poloviny 2. tisíciletí před naším letopočtem až do počátku 2. tisíciletí. Před polovinou 1. tisíciletí před naším letopočtem byly vodní hodiny upraveny pouze tak, aby souhlasily se zdánlivým slunečním dnem, takže nebyly o nic lepší než stín vržený gnomonem (svislým pólem), kromě toho, že mohly být použity v noci.

Ale již dlouho je známo, že Slunce se pohybuje směrem na východ vzhledem k stálým hvězdám podél ekliptiky. Od poloviny prvního tisíciletí před naším letopočtem se k určení středního slunečního času používá denní rotace stálých hvězd, proti které se porovnávají hodiny za účelem stanovení jejich chybovosti. Babylónští astronomové věděli o časové rovnici a korigovali ji, stejně jako různé rychlosti rotace hvězd, hvězdný čas, aby získali střední sluneční čas mnohem přesnější než jejich vodní hodiny. Tento ideální střední sluneční čas se od té doby používá k popisu pohybů planet, Měsíce a Slunce.

Mechanické hodiny dosáhly přesnosti „hvězdných hodin“ Země až na počátku 20. století. Dnešní atomové hodiny mají mnohem konstantní rychlost než Země, ale jejich hvězdné hodiny se stále používají ke stanovení středního slunečního času. Od někdy na konci 20. století byla rotace Země definována ve vztahu k souboru extra-galaktických rádiových zdrojů a poté převedena na střední sluneční čas pomocí přijatého poměru. Rozdíl mezi tímto vypočítaným středním slunečním časem a koordinovaným světovým časem (UTC) určuje, zda je potřeba přestupná sekunda. (Časová stupnice UTC nyní běží na SI sekundách a druhá SI, když byla přijata, byla již o něco kratší než aktuální hodnota druhé střední sluneční doby. [16])


4.3 Udržování času

Měření času je založeno na rotaci Země. Během většiny lidských dějin byl čas počítán polohami Slunce a hvězd na obloze. Teprve nedávno převzaly tuto funkci při regulaci našich životů mechanické a elektronické hodiny.

Délka dne

Nejzákladnější astronomickou jednotkou času je den měřený rotací Země. Existuje však více než jeden způsob, jak definovat den. Obvykle to považujeme za období rotace Země vůči Slunci, které se říká sluneční den. Koneckonců, pro většinu lidí je východ slunce důležitější než stoupající čas Arctura nebo jiné hvězdy, takže jsme nastavili hodiny na nějakou verzi slunečního času. Astronomové však také používají hvězdný den, který je definován z hlediska období rotace Země s ohledem na hvězdy.

Sluneční den je o něco delší než hvězdný den, protože (jak vidíte na obrázku 4.10) se Země nejen otáčí, ale také se během dne pohybuje po své dráze kolem Slunce. Předpokládejme, že začneme, když je orbitální poloha Země v den 1, kdy je Slunce i nějaká vzdálená hvězda (umístěná ve směru naznačeném dlouhou bílou šipkou směřující doleva) přímo v linii k zenitu pozorovatele na Zemi. Když Země dokončila jednu rotaci vzhledem ke vzdálené hvězdě a je ve 2. dni, dlouhá šipka opět ukazuje na stejnou vzdálenou hvězdu. Všimněte si však, že kvůli pohybu Země po její oběžné dráze od 1. do 2. dne Slunce ještě nedosáhlo polohy nad pozorovatelem. K dokončení slunečního dne musí Země otočit další částku, která se rovná 1/365 celého kola. Čas potřebný pro tuto další rotaci je 1/365 denně, nebo přibližně 4 minuty. Sluneční den je tedy o 4 minuty delší než hvězdný den.

Protože naše běžné hodiny jsou nastaveny na sluneční čas, hvězdy stoupají každý den o 4 minuty dříve. Astronomové dávají při plánování svých pozorování přednost hvězdnému času, protože v tomto systému vychází hvězda každý den ve stejnou dobu.

Příklad 4.3

Hvězdný čas a sluneční čas

Řešení

Stoupá kolem 13:00. a být vysoko na obloze kolem západu slunce místo o půlnoci. Sirius je nejjasnější hvězda v souhvězdí Canis Major (velký pes). K tomuto pozdějšímu datu bude tedy vysoko na obloze viditelně vidět nějaké další souhvězdí.

Zkontrolujte své učení

Odpovědět:

Za dva měsíce hvězda vyroste:
60 dní × 4 minuty denně = 24 0 minut nebo 4 hodiny dříve. 60 dní × 4 minuty denně = 24 0 minut nebo 4 hodiny dříve.
To znamená, že stoupne ve 16:30.

Zdánlivý sluneční čas

Zdánlivý sluneční čas můžeme definovat jako čas počítaný skutečnou polohou Slunce na obloze (nebo v noci jeho polohou pod horizontem). Jedná se o druh času označovaného slunečními hodinami a pravděpodobně představuje nejstarší míru času použitou starými civilizacemi. Dnes přijímáme střed noci jako výchozí bod dne a měříme čas v hodinách uplynulých od půlnoci.

Během první poloviny dne Slunce ještě nedosáhlo poledníku (velkého kruhu na obloze, který prochází naším zenitem). Tyto hodiny určujeme jako před polednem (ante meridiemnebo dopoledne), než slunce dosáhne místního poledníku. Obvykle začneme číslovat hodiny po poledni znovu a určíme je do p.m. (odpoledne) poté, co slunce dosáhne místního poledníku.

Ačkoli se zdá, že sluneční čas je jednoduchý, jeho použití není příliš pohodlné. Přesná délka zdánlivého slunečního dne se v průběhu roku mírně liší. Průběh Slunce na východ při jeho každoroční cestě oblohou není jednotný, protože rychlost Země se na jeho eliptické dráze mírně liší. Další komplikací je, že osa rotace Země není kolmá na rovinu její rotace. Zdánlivý sluneční čas tedy nepostupuje rovnoměrnou rychlostí. Po vynálezu mechanických hodin, které běží jednotnou rychlostí, bylo nutné opustit zdánlivý sluneční den jako základní jednotku času.

Střední sluneční čas a standardní čas

Místo toho můžeme uvažovat střední sluneční čas, který je založen na průměrné hodnotě slunečního dne v průběhu roku. Průměrný sluneční den obsahuje přesně 24 hodin a je to, co používáme při každodenním měření času. Ačkoli střední sluneční čas má tu výhodu, že postupuje rovnoměrnou rychlostí, pro praktické použití je stále nepohodlný, protože je určen polohou Slunce. Například poledne nastává, když je Slunce na poledníku nejvyšší na obloze (ale ne nutně v zenitu). Ale protože žijeme na kulaté Zemi, přesný čas poledne se liší, když změníte svou délku pohybem na východ nebo na západ.

Pokud by byl přísně dodržován střední sluneční čas, lidé cestující na východ nebo na západ by museli neustále měnit své hodinky, když se měnila zeměpisná délka, jen aby správně četli místní střední čas. Například dojíždějící cestující z Oyster Bay na Long Islandu do New Yorku by musel upravit čas na cestě tunelem East River, protože čas Oyster Bay je ve skutečnosti o 1,6 minuty pokročilejší než čas na Manhattanu. (Představte si cestu letadlem, při které se každou minutu na interkom dostane nepříjemná letuška a řekne: „Resetujte hodinky na místní střední čas.“)

Až do konce devatenáctého století si každé město ve Spojených státech ponechávalo svůj vlastní místní střední čas. S rozvojem železnic a telegrafu se však ukázala potřeba nějakého standardizace. V roce 1883 byly Spojené státy rozděleny do čtyř standardních časových pásem (nyní šest, včetně Havaje a Aljašky), každé s jedním časovým systémem v této zóně.

Do roku 1900 většina světa používala systém 24 standardizovaných globálních časových pásem. V každé zóně zůstávají všechna místa stejná standartní čas, přičemž místní střední sluneční čas standardní linie délky běží víceméně středem každé zóny. Cestující nyní resetují své hodinky, pouze když změna času dosáhla celé hodiny. Tichomořský standardní čas je o 3 hodiny dříve než východní standardní čas, což je v Kalifornii bolestně zřejmé, když vám někdo na východním pobřeží zapomene a zavolá vám v 5:00.

Globálně téměř všechny země přijaly jedno nebo více standardních časových pásem, ačkoli jeden z největších národů, Indie, se usadil na poloviční zóně, což je 5,5 hodiny od greenwichského standardu. Čína také oficiálně používá pouze jedno časové pásmo, takže všechny hodiny v této zemi zůstávají ve stejnou dobu. Například v Tibetu vychází Slunce, zatímco hodiny (které udržují pekingský čas) říkají, že už je dopoledne.

Letní čas je jednoduše místní standardní čas místa plus 1 hodina. Bylo přijato pro jarní a letní použití ve většině států USA, stejně jako v mnoha zemích, k prodloužení slunečního světla do večerních hodin, na základě zjevné teorie, že je snazší změnit čas vládními opatřeními, než by to bylo být pro jednotlivce nebo podniky, aby upravili své vlastní plány tak, aby dosáhly stejného efektu. Samozřejmě vůbec „nešetří“ žádné denní světlo - protože množství slunečního světla není určeno tím, co děláme s našimi hodinami - a jeho dodržování je v některých státech bodem legislativní debaty.

Mezinárodní datová čára

Skutečnost, že čas neustále postupuje směrem k východu, představuje problém. Předpokládejme, že cestujete po celém světě na východ. Projdete do nového časového pásma, v průměru zhruba každých 15 ° zeměpisné délky, které cestujete, a pokaždé, když poslušně nastavíte hodinky dopředu o hodinu. V době, kdy jste dokončili svou cestu, jste nastavili hodinky dopředu o celých 24 hodin a získali tak den oproti těm, kteří zůstali doma.

Řešením tohoto dilematu je mezinárodní datová čára, stanovená mezinárodní dohodou tak, aby probíhala přibližně podél 180 ° poledníku délky. Datová čára se táhne středem Tichého oceánu, i když na několika místech trochu běhá, aby se zabránilo prořezávání skupin ostrovů a Aljašky (obrázek 4.11). Podle konvence se datum na kalendářním řádku změní o jeden den. Překročení datové čáry ze západu na východ, čímž se posune váš čas, kompenzujete snížením překročení data z východu na západ, zvětšíte datum o jeden den. Abychom udrželi naši planetu na racionálním systému měření času, musíme jednoduše akceptovat, že datum se bude v různých městech lišit současně. Dobrým příkladem je datum, kdy Japonské císařské námořnictvo bombardovalo Havajský přístav Pearl Harbor, ve Spojených státech známý jako neděle 7. prosince 1941, ale učil japonským studentům jako pondělí 8. prosince.


Stellarium

Jediné, co musíte udělat, je zapnout rovníkovou mřížku a poledník (podívejte se
jižní). Místní hvězdný čas je pravý vzestup, který je označen
poledníková čára. Pokud dostatečně přiblížíte, získáte přesnou hodnotu.

Silně se domnívám, že každý, kdo žádá o Stellarium, aby mohl výslovně ukázat hvězdný čas, ví, že jeho aproximaci lze vyčíst z RA na poledníku (nebo z HA na jarní rovnodennosti). O to ale vůbec nejde. Úkolem počítačů je usnadnit uživatelům práci a zbavit je povinnosti vykonávat domácí práce, jen aby získali nějaké informace (musíte změnit směr pohledu a úroveň přiblížení a zapnout zobrazení poledníku a mřížky RA / Dec a dokonce i tehdy je přesnost vašeho čtení omezená).

Ani se nepokusím argumentovat o důležitosti místního hvězdného času - stačí říct, že každý hvězdný program planetária, který znám (včetně starodávného softwaru pro DOS z 80./90. Let), především CDC a C2A, může zobrazit hvězdný čas. Zdá se zcela zřejmé, že Stellarium by nemělo chybět ani v této funkci, pravděpodobně nejlepší způsob, jak to implementovat, by bylo pomocí pluginu „Clock“, který je poněkud podobný funkci hodin CDC (obrázek), pouze zobrazuje hodiny jako průhledné textové překrytí v pravém horním nebo dolním rohu, s hodinami nastavitelnými uživatelem k zobrazení.

K tomu by měly být přidány dvě další skvělé funkce:

přidání mřížky Hour Angle / Declination, která optimálně umožňuje počítat HA nejen z místního poledníku, ale také z jiných poledníků, jako je centrální poledník aktuálního časového pásma nebo nulový poledník

funkce umožňující zobrazit průměrnou aktuální polohu Slunce na nebeském rovníku.

Výše uvedené funkce by měly velkou vzdělávací hodnotu v tom, že by umožnily velmi jasně ukázat, jak různé hodnoty hodin (UTC, místní časové pásmo, místní střední sluneční, místní skutečné sluneční, hvězdné atd.) Jsou ve skutečnosti jen hodinové úhly (posunuté o 12 hodin v případě Slunce) buď průměrného Slunce, pravého Slunce, nebo jarní rovnodennosti, z pohledu různých meridiánů (nula, centrální časové pásmo nebo místní).


PHY115: Profesionální dovednosti ve fyzice a astronomii

kde HA ☉ a RA ☉ jsou hodinový úhel a pravý vzestup Slunce. Ale samozřejmě se Slunce pohybuje kolem ekliptiky, takže RA ☉ se v průběhu roku mění. Pokud bychom museli chodit do práce každý den ve stejném místním hvězdném čase, někdy by to bylo ve dne a někdy v noci!

Není tedy divu, že to používáme sluneční čas řídit civilní časomíry. Sluneční čas souvisí s hodinovým úhlem slunce, takže Slunce je vždy v poledne poblíž poledníku pozorovatele. Podle poledne je místní poledne ve 12:00, takže sluneční čas je dán

12hodinová korekce zajišťuje, že sluneční čas je vždy 12:00, když je Slunce na poledníku.

Ve skutečnosti jsou věci trochu komplikovanější, než bylo popsáno výše, protože oběžná dráha Země je eliptická, což znamená, že délka slunečního dne se mění po celý rok. To znamená, že Slunce může být v místním poledni až 15 minut před nebo za poledníkem. V tomto kurzu se tím nebudeme zabývat, ale je to podrobněji rozebráno ve vynikajících poznámkách Vik Dhillona z ukončeného PHY105.

Světový čas

Hodinový úhel Slunce závisí na zeměpisné délce pozorovatele, takže sluneční čas se u pozorovatelů na různých zeměpisných délkách liší. Je vhodné definovat referenční délku, která se má použít pro nastavení hodin pomocí. Tímto referenčním bodem je Královská observatoř v Greenwichi, stejný bod používaný k definování nuly stupnice zeměpisné délky. Poté můžeme definovat Greenwichský střední čas (GMT)nebo Světový čas (UT), s odkazem na hodinový úhel Slunce pro pozorovatele v Greenwichi (HA ☉, G) as

Hvězdný čas a sluneční čas

Docela často budeme chtít převádět mezi hvězdným časem a slunečním časem (místní nebo GMT). Možná bychom například chtěli vědět, zda určitá hvězda během dne přechází nebo ne. To je docela snadné, vzhledem k zde prezentovaným vztahům, za předpokladu, že člověk zná správný vzestup Slunce v kterýkoli daný den. Můžete zhruba vypočítat pravý vzestup Slunce z jeho pohybu kolem ekliptiky, nebo (chcete-li přesnou hodnotu) použít online kalkulačku amerického ministerstva energetiky.

Pro daný LST je hodinový úhel Slunce jednoduše dán vztahem

A místní sluneční čas je spravedlivý

Převod z místního slunečního času na UT je stejně snadný. Vztah mezi místním časem a UT je zjevně funkcí zeměpisné délky, protože místní sluneční čas v Greenwichi je stejný jako UT. Protože se Země otáčí o 15 stupňů za hodinu, máme,

kde l je zeměpisná délka pozorovatele. Znaménko plus se používá, když je zeměpisná délka na východ, a znaménko mínus, když je zeměpisná délka na západ.


Znamená střední sluneční čas a hvězdný čas někdy stejný čas? - Astronomie

Čas, za který se Země otáčí kolem své osy o 360 stupňů, nebo jedna rotace vzhledem k „stálým“ hvězdám, je Hvězdný den . (Hvězdný znamená hvězdy.) Hvězdný den je 23 hodin, 56 minut a 4 sekundy.

Pro srovnání, doba potřebná k rotaci Země takovým způsobem, že Slunce přechází z místního poledne do místního poledne, je Sluneční den . Místní poledne je, když je Slunce nejvyšší na obloze pro pozorovatele v určité zeměpisné šířce. Solární den se také nazývá Synodický den Země .

Sluneční den je v průměru 24 hodin, i když se může lišit až o plus nebo minus 25 sekund. Průměrný sluneční den (24 hodin) se nazývá Zlý sluneční den .

Čtyřminutový rozdíl mezi Hvězdným dnem a Středním slunečním dnem má co do činění s tím, jak se Země pohybuje na své oběžné dráze kolem Slunce, jak se otáčí kolem své osy. Vzhledem k tomu, že se Země pohybuje každý den na své oběžné dráze přibližně o stupeň vzhledem ke Slunci, musí se Země každý den otáčet o další stupeň (nebo celkem 361 stupňů), aby se znovu vyrovnala se Sluncem, aby se znovu objevilo místní poledne.

Hvězdný den je o 4 minuty kratší než Střední sluneční den, protože rotace Země kolem její osy a obíhání Země kolem Slunce jsou proti směru hodinových ručiček, při pohledu shora (nebo severně) od ekliptické roviny. Příklad opačné situace najdete na planetárním retrográdním pohybu.

Důvod, proč se sluneční den mění kolem středního slunečního dne, je ten, že se Země pohybuje svou oběžnou dráhou kolem Slunce různými rychlostmi. To je v souladu s Keplerovým druhým zákonem planetárního pohybu.

Vezměte prosím na vědomí, že Střední sluneční den se mění po dlouhou dobu v důsledku zpomalení rotace Země v důsledku slapových sil vyvíjených na Zemi primárně Měsícem. Například Střední sluneční den byl asi 23 hodin před 250 miliony let.


Atomové časy

TAI - mezinárodní atomový čas

UTC - koordinovaný světový čas

TDT nebo TT - pozemský dynamický čas

TDB - barycentrický dynamický čas

Mezi časem souřadnic a dynamickým časem existuje jemné relativistické rozlišení, které není pro většinu praktických účelů významné. Protějškem TDB je Barycentric Coordinate Time (TCB), který se liší v rychlosti od TDB přibližně o 15,5 části na miliardu [odkaz 5]. TDB a TCB byly shodné 1. ledna 1977 a nyní se liší o 9,3 sekundy. Rozdíl rychlosti od TDB může být důležitý pro dlouhodobá měření, takže se ujistěte, že víte, který čas se používá při porovnávání pozorování. Některé fyzikální konstanty se liší v čase souřadnic. V literatuře se s TCB pravděpodobně nesetkáte.


Znamená střední sluneční čas a hvězdný čas někdy stejný čas? - Astronomie

Četl jsem o různých časech nazývaných hvězdný čas atd. Jsem z toho všeho trochu zmatený. Mohl byste mě na to prosím poučit?

Sluneční čas je doba, na kterou jsme zvyklí, kde je den 24 hodin, což je průměrná doba, kterou Slunce potřebuje k dokončení jedné cesty kolem oblohy a návratu do původní polohy. (Technicky je civilní čas a časová pásma založena na středním slunečním čase.) Hvězdný čas se měří podle pozic hvězd na obloze. Hvězdný den je čas potřebný k tomu, aby určitá hvězda obletěla a dosáhla stejné polohy na obloze. Hvězdný den je o něco kratší než průměrný den, trvá 23 hodin, 56 minut a 4,1 sekundy. Hvězdný den je rozdělen na 24 hvězdných hodin, z nichž každá je rozdělena na 60 hvězdných minut atd.

Důvod, proč jsou hvězdné dny kratší, je ten, že zatímco se Země otáčí kolem své osy, pohybuje se také kolem Slunce. Oba pohyby jsou při pohledu shora nad severním pólem Země proti směru hodinových ručiček. Možná vám pomůže nakreslit diagram. Slunce může být znázorněno bodem. Nakreslete Zemi. Nechť je poledne pro pozorovatele na Zemi, tak načrtněte malého člověka s nohama na Zemi a hlavou směřující ke Slunci, protože v poledne je Slunce přímo nad hlavou. Nakreslete čáru ze Země ke Slunci a nechte ji zasáhnout daleko za Slunce. Na tuto čáru nakreslete hvězdu. Z pohledu pozorovatele je hvězda také nad hlavou, i když by se samozřejmě skrývala za Sluncem. Nyní si představte, že pozorovatel je nesen na jeden průměrný den na Zemi, protože rotuje a zároveň se pohybuje vesmírem. Nakreslete Zemi na novou pozici na oběžné dráze (pro ilustraci je v pořádku tento pohyb přehánět) a všimněte si, že když přidáte osobu, která ukazuje na Slunce, už není namířena na hvězdu! Uplynul více než jeden hvězdný den!

Možná se ptáte, zda by vzdálenost hvězdy ovlivnila délku hvězdného dne. Zkuste hvězdu posunout dále od Slunce a všimnete si, že jak se hvězda dostane velmi daleko, rozdíly se zmenší. Dokonce i nejbližší hvězdy jsou k nám tak daleko, že hvězdný den je stejný, bez ohledu na to, jakou hvězdu použijete k měření.

Tato stránka byla naposledy aktualizována 5. září 2016.

O autorovi

Dave Kornreich

Dave byl zakladatelem společnosti Ask an Astronomer. Doktorát získal na Cornellu v roce 2001 a nyní je odborným asistentem na katedře fyziky a fyzikální vědy na Humboldtově státní univerzitě v Kalifornii. Tam provozuje vlastní verzi Ask Astronomer. Pomáhá nám také s podivnou kosmologickou otázkou.


PY124: Astronomie sluneční soustavy

Pravý vzestup je souřadnice na nebeské sféře, která je podobná, ale ne totožná s délkou na zemském povrchu. Pravý vzestup měří polohy nebeských objektů ve směru východ-západ, jako je zeměpisná délka, ale na rozdíl od zeměpisné délky je pravý vzestup časová souřadnice.

Druhá nebeská souřadnice, Deklinace, je podobná zeměpisné šířce pozemských souřadnic. Níže se zobrazí diagram Vzestupu a Deklinace:

Jak se Země otáčí kolem své osy, zdá se, že se nebeská sféra otáčí kolem Země a vytváří jednu úplnou revoluci v jeden hvězdný den (23 hodin, 56 minut, 4 sekundy). Hvězdný den je tedy asi o 4 minuty kratší než průměrný sluneční den. Tento časový rozdíl mezi hvězdným a slunečním dnem je výsledkem pohybu Země v tomto období 1/365 cesty kolem Slunce.

Představte si nebeskou sféru jako obří plastovou kouli se Zemí uprostřed. Hvězdy jsou namalovány na vnitřní straně plastové koule spolu s liniemi nebeských souřadnic Pravého vzestupu a deklinace. Míč se nepohybuje, jak se Země otáčí ve středu, ale jak to vidíme my zde na Zemi, vypadá to, že se koule (nebeská koule) otáčí kolem Země. Protože míč právě sedí, věci, které jsou na míč namalovány (hvězdy a souřadnicové čáry), se nepohybují ve vztahu k sobě navzájem. Celá nebeská sféra, hvězdy, souřadnicové čáry a všechno se nám na Zemi zdá, že se pohybují společně a každý hvězdný den tvoří úplný kruh.

Pravý vzestup je v zásadě a čas měření. Můžete si myslet na RA tímto způsobem: Kdykoli bod na nebeské sféře, který jsme nastavili jako & quotstart & quot Pravého vzestupu, prochází naším místním poledníkem, spusťte stopky. Když nebeský předmět zájmu (například hvězda) projde naším místním poledníkem, zastavte stopky. Čas na stopkách je pravý vzestup daného objektu. Pravý vzestup je vyjádřen v jednotkách času ve 24hodinovém formátu. Hvězda může mít například RA 17 h 32 m. To by znamenalo, že hvězda prošla naším meridiánem 17 hodin a 32 minut poté, co přešel & quotstart & quot; Right Ascension.

Kde JE & quotstart & quot; Right Ascension? Astronomové potřebovali vybrat nějaké místo na nebeské sféře, aby zahájili časování pravého vzestupu. Nejviditelnějším místem je jeden z bodů na nebeské sféře, kde se protínají dvě hlavní nebeské cesty, ekliptika a nebeský rovník. Existují dva takové body, jeden při pohybu ekliptiky z jihu nebeského rovníku na sever nebeského rovníku (známého jako bod jarní rovnodennosti) a ten, kde se ekliptika pohybuje ze severu nebeského rovníku na jih nebeského rovníku (známého jako bod podzimní rovnodennosti.)

Zvoleným bodem byl bod jarní rovnodennosti. Je důležité si uvědomit, že termín „Verní rovnodennost“ může odkazovat dvě různé věci. v tento situaci máme na mysli point on the celestial sphere where the paths of the ecliptic and the celestial equator cross near the constellation Aries. (The term "Vernal Equinox" can taky mean the moment in time when the sun is actually located at that point, but this is not the meaning in this context.)

Astronomers use Sidereal Time to measure the movement of the celestial sphere. Local sidereal time, that is the sidereal time where we are located, is equal to the right ascension of any celestial object that is transiting our meridian at this particular moment.

Avoid a common misunderstanding:

Celestial objects (stars, planets, etc. ) have a Right Ascension . They do NE have a sidereal time. It does ne make sense to say, for example, that the Moon's sidereal time is 15 h 00 m . Měsíc does not have a sidereal time. The Moon (or the sun, stars, etc.. does have a Right Ascension.

Locations on the Earth have a Sidereal Time . They do NE have a Right Ascension. It also does ne make sense to say, for example, that the Right Ascension of Raleigh is now 21 h 00 m . Places do not have a Right Ascension.

Look at the diagram below. Let's say that star 2 has a Right Ascension of 06h 00m. The entire celestial sphere slowly moves from left to right over the course of the night, so the positions in relation to the horizon and the meridian of all the stars shown slowly change.

In the diagram, star 2 is just now transiting our local meridian, so our local sidereal time is 06h 00m.

Star 1 has a right ascension of 05 h 00 m . Star 1 already transited 1 hour ago. Když star 1 was on our meridian, our sidereal time pak was 05h 00m.

Star 3 has a right ascension of 07 h 00 m . Když star 3 transits our local sidereal time will be 07 h 00 m . Since our local sidereal time is now 06 h 00 m , star 3 will transit in one hour.

So you see that the celestial sphere is like a giant clock keeping sidereal time.