Сончево време

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај
На prograde планетата како Земјата, ѕвездениот ден е пократок од сончевиот ден. Во 1, Сонцето и одредена далечна ѕвезда се наоѓаат над главата. Во 2, планетата ротира 360° и далечната земја е над земјата повторно (1→2 = еден ѕвезден ден). Но, тоа не е сè, во 3, Сонцето се наоѓа над главата повторно (1→3 = еден соларен ден). Поедноставно, 1-2 е комплетна ротација на Земјата, но бидејќи револуцијата окулу Сонцето влија на агол во кој Сонцето се гледа од Земјата, 1-3 е колку време е потребно за да се врати до пладне.

Сончево време — претпоставка на минување на времето врз основа на позицијата на Сонцето на небото. Основна единица на сончево време е денот. Два типа на сончево време се очигледни (sundial time) и средно сончево време (часовник).

Вовед[уреди | уреди извор]

Постави висока шипка вертикално на земјата; во одреден период на секој сончев ден во сенката ќе покаже точно север или југ (или ќе исчезне, ако Сонцето се наоѓа директно над главата). Тој момент очигледно е локално пладне: 12:00 часот по локално време. За 24 часа подоцна сенката повторно ќе покажува север/југ, Сонцето со лак од 360 степени ја покрива оската на Земјата). Кога Сонцето ќе покрие точно 15 степени (1/24 од круг, двата агли се мерат во рамнина нормална на оската на Земјата), локално време е точно 13:00; по повеќе од 15 степени ќе биде точно 14:00.

Проблемот е во тоа што во септември на Сонцето му е потребно помалку време (мерено со прецизен часовник) да се направи очигледна револуција отколку тоа да што го прави во декември; 24 "часа" сончево време може да биде 21 секунда помалку или 29 секунди повеќе од 24 часа на часовникот. Како што е објаснето во статијата равенка за време тоа се должи на ексцентрицитетот на орбитата на Земјата (т.е. орбитата на Земјата нема совршено кружна фора, што значи дека оддалеченоста на Земјата од Сонцето варира во текот на годината), како и фактот дека оската на Земјата не е нормална на рамнината на орбитата (т.н. поставеност на еклиптиката).

Ефектот на ова е дека часовникот работи на константна стапка – на пример, по завршување на ист број на „нишања“ на нишалото во секој час – не може правилно да се следи Сонцето; наместо тоа, го следи „имагинарното Сонце“ што се движи по должината на небесниот екватор со константна стапка на Сонцето во текот на годината. [1] Ова е „ сончево време", кое сè уште не е совршено константно од еден до друг век, но е доволно блиску за повеќето. Во моментов еден соларен ден е окулу 86,400.002 СИ-секунди.[2]

Двата вида на сончево време (apparent solar time и mean solar time) се меѓу трите вида на време со претпоставка дека се употрбени од страна на астрономи до 1950 година. (Се претпоставува дека третиот вид на традиционалното време е ѕвездено време, кое се базира на очигледното движење на ѕвездите освен на Сонцето.)[3]До 1950 година стана јасно дека стапката на ротацијата на Земјата не е постојана, па астрономите резвиле ephemeris time, скала за време врз основа на позициите на телата на соларните системи во своите орбити.

Очигледно сончево време[уреди | уреди извор]

Очигледното Сонце е вистинско сонце како што се гледа од страна на набљудувач од Земјара. [4] Очигледно сончево време или вистинско сончево време е врз основа на очигледното движење Сонцето. Се базира врз основа на очигледен соларен ден, интервалот помеѓу две последователни вртења на Сонцето на локалниот меридијан.[5][6] Сончево време може грубо да се мери со сончев часовник. Еквивалентот на другите планети се нарекува локално вистинско сончево време (LTST).[7][8]

Должината на соларен ден варира во текот на годината, како и акумулираниот ефект кој предизвикува сезонски отстапувања до 16 минути од средната вредност. Ефектот има две главни причини. Прво, орбита на Земја е елипса, не е круг, така што Земјата се движи побрзо кога е најблиску до Сонцето (парихел) и побавно, кога е најдалеку од Сонцето апхел) (види закони за планетарно движење на Кеплер). Второ, поради Земјата аксијално навалите (познат како obliquity на еклиптиката), годишното движење на Сонцето е голем круг (на еклиптиката) каде Земјата е навалена кон небесен екватор. Кога Сонцето го преминува екваторот на двете рамноденица, дневната смена на Сонцето (во однос на ѕвездите во позадина) е под агол на екваторот, па проекцијата на оваа промена кон екваторот е помал од просек за годината; кога Сонцето е најоддалечено од екваторот во двете солстициуми, промената на Сонцето е во позиција од еден ден до следната паралела со екваторот, толку проекцијата кон екваторот на оваа промена е поголем од просекот на годината (види тропска година). Во јуни и декември, кога Сонцето е најоддалечено од небесниот екватор дадената промена заедно со еклиптиката одговара на голема промена на екваторот. Очигледните соларни денови се пократки во март и септември отколку во јуни и декември.

Должина на очигледен соларен ден (1998)[9]
Датум Времетраење на средното сончево време
11 февруари 24 часа
26 март 24 часа – 18,1 секунди
14 мај 24 часа
19 јуни 24 часа + 13,1 секунди
26 јули 24 часа
16 септември 24 часа – 21,3 секунди
3 ноември 24 часа
22 декември 24 часа + 29,9 секунди

Овие должини за некоку години ќе се променат незначително малку а значително повеќе за илјадници години.

Средно сончево време[уреди | уреди извор]

Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Универзално време.
Временска равенка. Над оската, сончевата сказалка ќе изгледа брза во однос на часовникот со средно време, а под оската, сончевата сказалка ќе изгледа бавна.

Сончево време е часовен агол на средина на Сонцето плус 12 часа. Во моментов (2009) ова се разлизира со UT1 временска скала, изградена математички од многу долга основна интерферометрија набљудување на дневно движење на радио извори кои се наоѓаат во други галаксии и други опсерватории.[10][11] Времетраењето на дневната светлина варира во текот на годината но должината на среден соларен ден е речиси константна, за разлика од вистински соларен ден.[12] Еден соларен ден може да биде 20 секунди пократок или 30 секунди подолг од средниот соларен ден. [9][13]Долги или кратки денови се случуваат по ред, така што разликата гради во меѓувреме е понапред од очигледното време до 14 минути во близина на 6 февруари, а зад вистинското време на окулу 16 минути во близина на 3 ноември.[[Равенка]та за време]] е таа разлика, што е циклична и не се акумулира од година во година. Во меѓувреме следи "mean sun", најдобро е опишано од страна на Меус:

"Размислете за прво фиктивно патување по еклиптиката со константа брзина совпаѓајќи се со вистинското Сонце на perigee и apogee (кога Земјата е во перихел и апхел соодветно). Then consider a second fictitious Sun патувајќи должината на небесниот екватор со константа брзина и се совпаѓаат со the first fictitious Sun at the equinoxes. This second fictitious sun is the mean Sun..."[14]

Должината на среден соларен ден полека се зголемува како резултат на tidal acceleration на Месечината од Земјата и соодветните забавувања на ротацијата на Земјата од Месечината.

Историја[уреди | уреди извор]

Многу методи се користат за да се стимулира средното сончево време. Најрани беа clepsydras или воден часовник, што се користат речиси четири милениуми од рано, уште на средината на 2 век п.н.е. до почетокот на 2 милениум. Пред средината на првиот милениум п.н.е., водните часовници биле прилагодени на вистинскиот соларен ден, со што не се подобри сенката од страна на gnomon (вертикален столб), освен тоа дека тие може да се користат во текот на ноќта.

Но, тоа е одамно познато дека Сонцето се движи кон исток, во однос на фиксните ѕвезди по еклиптиката. Од средината на првиот милениум п.н.е. на дневна ротација неподвижните ѕвезди се користат за да се утврди средното сончево време, биле споредени часовници за да се утврди нивната стапка на грешки. Вавилонските астрономи знаеле за равенката на време и ја корегирале како и за различна стапка на ротација на ѕвездите, ѕвездено време, за да се добие средно сончево време многу поточно од нивните водни часовници. Ова идеално средно сончево време се користи уште од тогаш за да се опишат дижењата на планетите, Месечината и Сонцето.

Механичките часовници не постигнале точност на Земјата "ѕвезден часовник" до почетокот на 20 век. Денешниот атомски часовник има многу поголема константна стапка од Земјата, но ѕвезден часовник сè уште се користи за да се утврди средното сончево време. Од некаде кон крајот на 20 век, ротација на Земјата е дефинирана во однос на ансамблот на екстра-галактички радио извори, а потоа се конвертира во средно сончево време од страна на донесениот сооднос. Разликата помеѓу ова пресметано средно сончево време и Координирано Универзално Време (UTC) одредува дали leap second е потребно. (Скалата за време UTC сега работи на SI секунди, а SI секунда, кога ќе се усвои, веќе беше малку пократок од сегашната вредност на секундата од средното сончево време.[15])

Видете исто така[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Astronomical Almanac Online. (2011) Her Majesty's Nautical Almanac Office and the United States Naval Observatory. Glossary s.v. solar time.
  2. Leap Seconds. (1999). Time Service Department, United States Naval Observatory.
  3. For the three kinds of time, see (for example) the explanatory section in the almanac Connaissance des Temps for 1902, page 759.
  4. Celestial Mechanics Chapter 6, J.B. Tatum, University of Victoria
  5. Astronomical Almanac Online (2010). United States Naval Observatory. s.v. solar time, apparent; diurnal motion; apparent place.
  6. Yallop, B. D. and Hohenkerk, C. Y. (August 1989). Solar Location Diagram (Astronomical Information Sheet No. 58). HM Nautical Almanac Office.
  7. Allison, Michael; Schmunk, Robert (30 јуни 2015). „Technical Notes on Mars Solar Time as Adopted by the Mars24 Sunclock“. National Aeronautics and Space Administration. http://www.giss.nasa.gov/tools/mars24/help/notes.html. конс. 8 октомври 2015 г. 
  8. Allison, Michael; McEwen, Megan. A post-Pathfinder evaluation of areocentric solar coordinates with improved timing recipes for Mars seasonal/diurnal climate studies. „Planetary and Space Science“ том  48 (2–3): 215. doi:10.1016/S0032-0633(99)00092-6. Bibcode2000P&SS...48..215A. http://pubs.giss.nasa.gov/abs/al05000n.html. 
  9. 9,0 9,1 Jean Meeus (1997), Mathematical astronomy morsels (Richmond, VA: Willmann-Bell) 346. ISBN 0-943396-51-4.
  10. McCarthy, D. D. & Seidelmann, P. K. (2009). TIME From Earth Rotation to Atomic Physics. Weinheim: Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA. ISBN 978-3-527-40780-4. pp. 68, 326.
  11. Capitaine, N., Wallace, P. T., & McCarthy, D. D. (2003). "Expressions to implement the IAU 2000 definition of UT1", Astronomy and Astrophysics, vol.406 (2003), pp.1135-1149 (or in pdf form); and for some earlier definitions of UT1 see Aoki, S., H Kinoshita, H., Guinot, B., Kaplan, G. H., D D McCarthy, D. D., & Seidelmann, P. K. (1982) "The new definition of universal time", Astronomy and Astrophysics, vol.105 (1982), pp.359-361.
  12. For a discussion of the slight changes that affect the mean solar day, see the ΔT article.
  13. "The duration of the true solar day". Pierpaolo Ricci. pierpaoloricci.it. (Italy)
  14. Meeus, J. (1998). Astronomical Algorithms. 2nd ed. Richmond VA: Willmann-Bell. p. 183.
  15. :(1) In "The Physical Basis of the Leap Second", by D D McCarthy, C Hackman and R A Nelson, in Astronomical Journal, vol.136 (2008), pages 1906-1908, it is stated (page 1908), that "the SI second is equivalent to an older measure of the second of UT1, which was too small to start with and further, as the duration of the UT1 second increases, the discrepancy widens." :(2) In the late 1950s, the cesium standard was used to measure both the current mean length of the second of mean solar time (UT2) (result: 9192631830 cycles) and also the second of ephemeris time (ET) (result:9192631770 ± 20 cycles), see "Time Scales", by L. Essen, in Metrologia, vol.4 (1968), pp.161-165, on p.162. As is well known, the 9192631770 figure was chosen for the SI second. L Essen in the same 1968 article (p.162) stated that this "seemed reasonable in view of the variations in UT2".

Надворешни врски[уреди | уреди извор]

Шаблон:Time measurement and standards