Связь между средним солнечным временем m и звездным временем s.
Всемирное, поясное и декретное время
Местное время на разных меридианах.
Время на меридиане данного пункта с долготой l называется местным.
Вторая теорема сферической астрономии о разности часовых углов светила для вспомогательных точек g, ¤, ¤ экв записывается, как
tgA - tgB =sA - sB = lA - lB,
t¤ A - t¤ B = m¤ A - m¤ B = lA - lB,
t¤ эквA - t¤ эквB = mA - mB = lA - lB.
Отсюда следует, что разность местных времен двух пунктов равна разности долгот этих пунктов.
В географической системе координат гринвичский меридиан принят за начальный, l = 0. Местное время гринвичского меридиана обозначается большими буквами S, M¤, M. Среднее солнечное время на меридиане Гринвича M называется Всемирным временем и обозначается UT (Universal Time).
Из приведенных формул следует:
s - S = ± l | EW
m¤ - M¤ = ± l | EW
m - UT = ± l | EW
Эти соотношения лежат в основе метода определения долгот полевых пунктов: местное время астроном определяет по часовому углу светила, гринвичское - по радиосигналам точного времени.
В повседневной жизни использование местного времени неудобно, поскольку на разных меридианах - разное местное время, даже в пределах одного города. Поэтому введена система измерения времени по часовым поясам - поясное время Тn, где n - номер пояса. На поверхности Земли выбраны 24 меридиана через 150, с долготами ln, равными соответственно 0h, 1h, ... , 23h. Эти меридианы - оси 24 часовых поясов с номерами от 0 до 23. В границах всего часового пояса показания часов ставят по времени осевого меридиана, равного среднему солнечному времени m на этом меридиане:
Тn = m(ln) .
Разность поясных времен в двух пунктах равна разности долгот осевых меридианов или разности номеров их часовых поясов:
Tn1 - Tn2 = l n1 - l n2 = n1 - n2.
Гринвичский меридиан является осевым в нулевом часовом поясе (n=0), и Всемирное время UT есть поясное время нулевого часового пояса:
UT = T0, Tn = T0 + n = UT + n.
С 16 июля 1930г декретом Правительства СССР стрелки часов в нашей стране были переведены относительно поясного времени на 1 час вперед. Такое время получило название декретного, обозначаемого Dn. С 1980г в нашей стране введено летнее время (прибавлением 1 часа), которое действует с последнего воскресенья марта по последнее воскресенье октября. Таким образом, декретное время Dn есть
Dn = Тn + k,
где k = 2h для летнего времени, k = 1h для зимнего.
Декретное время можно вычислить по следующей формуле:
Dn = UT + (n+k) = m + [(n+k) - lE].
Декретное, поясное и всемирное время – варианты системы среднего солнечного времени, образованные лишь смещением нульпунктов на постоянную величину.
Системы среднего солнечного времени и звездного времени основаны на суточном вращении Земли, но имеют различный масштаб – различную продолжительность звездных и средних солнечных суток. Различие масштабов обусловлено тем, что Земля, кроме суточного движения вокруг оси, совершает годичное движение вокруг Солнца.
Пусть начала звездных и солнечных суток совпадают (см. рис.18). Земля участвует в двух движениях (суточном и годичном), поэтому через одни сутки Земля пройдет по орбите расстояние, равное дуге примерно 10 (или 4m) , и звездные сутки закончатся раньше солнечных на величину, примерно равную 4m. Точное значение величины, на которую отличаются звездные и средние солнечные сутки есть
24h/365.2422 cут = 3m56.555s.
Тропический год – промежуток времени между двумя последовательными прохождениями истинного Солнца через точку весеннего равноденствия - содержит 365.422 средних солнечных суток и 366.2422 звездных суток. Отсюда
1 ср. солн. сутки = (366.2422/365.2422)зв. суток = (1 + m)зв. суток,
где m = 1/365.2422 = 0.0027379093 – масштабный коэффициент перехода от средних солнечных единиц к звездным.
Следовательно, m средних единиц времени содержат (1+m)m единиц звездного времени,
s = (1+m)m.
Для обратного перехода от звездного к среднему солнечному времени справедливо выражение
1 зв. сутки = 365.2422/366.2422 ср. солн. суток. = (1 - n)ср. солн. суток,
где n = 1/366.2422 = 0.0027304336 – масштабный коэффициент перехода от звездных единиц к средним солнечным.
Итак, s звездных единиц времени содержат (1 - n) s единиц среднего солнечного времени,
m = (1 - n) s.
Эти формулы дают возможность перехода от интервалов среднего солнечного времени к интервалам звездного времени и обратно.