Сутки. Ритмичная смена дня и ночи... Неповторимая красота этих явлений одинаково впечатляет человека и в детстве, и в глубокой старости. Разве может не волновать, к примеру, летний рассвет? Вот постепенно тает ночная мгла, медленно гаснут звезды, пылает заревом восток, природа пробуждается от сна. И вдруг в каждой капле утренней росы отображается восход Солнца, несущего всему живому свет, тепло, радость жизни.

Постепенно поднимаясь вверх, Солнце достигает своего наивысшего положения на небе (момент верхней кульминации), после чего медленно опускается вниз, чтобы на несколько часов снова скрыться за горизонтом. Спустя 30—40 минут после захода Солнца, когда закончатся вечерние сумерки, на небе появляются первые звезды*. И снова все засыпает. Это правильное чередование дня и ночи, являющееся отображением вращения Земли вокруг своей оси, и дало людям естественную единицу времени — сутки.

Итак, сутки — это промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями Солнца. За начало истинных солнечных суток принимают момент нижней кульминации центра диска Солнца (полночь)**. В согласии с традицией, которая пришла к нам из Древнего Египта и Вавилонии, сутки делятся на 24 часа, каждый час — на 60 минут, каждая минута — на 60 секунд. Время T, измеренное от нижней кульминации центра диска Солнца, называется истинным солнечным временем.

Но ведь наша Земля является шаром! Поэтому в тот момент, когда, скажем, житель Киева утверждает, что Солнце находится в нижней кульминации, и спокойно ложится спать, в Южно-Сахалинске уже утро и люди спешат на работу. А это значит, что каждой точке земного шара, географическая долгота которой , соответствует свое собственное (местное) время, которое будет одинаковым лишь для пунктов, находящихся на одном и том же географическом меридиане. Географическая долгота наблюдателя , измеряется обычно в градусах, минутах и секундах дуги, при переводе ее в часовые единицы исходят из расчета, что 15° = 1^h ,15 = l^m, 15" = I^s, 1° = 4^т, 1° = 4^m.

Например, географическая долгота г. Харькова = 36°15' = 2^h25^m.

Среднее солнечное время. Измерения показывают что продолжительность истинных солнечных суток на протяжении года неодинакова. Наибольшую длину они имеют 23 декабря, наименьшую 16 сентября, причем разница в их продолжительности в указанные дни составляет 51 секунду. Это обусловлено двумя причинами:

1) неравномерным движением Земли вокруг Солнца по эллиптической орбите;

2) наклоном оси суточного вращения Земли к плоскости эклиптики.

Очевидно, что пользоваться при измерении времени такой нестабильной единицей, как истинные сутки, нельзя. Поэтому в астрономии было введена понятие среднего солнца. Это — фиктивная точка, которая на протяжении года равномерно перемещается вдоль небесного экватора. Промежуток времени между двумя одноименными последовательными кульминациями среднего солнца называется средними солнечными сутками. Время, измеренное от нижней кульминации среднего солнца, называется средним солнечным временем. Именно среднее солнечное время и показывают наши часы, ими мы пользуемся во всей своей практической деятельности.

Разность между средним солнечным временем 1м (средним местным временем наблюдателя) и истинным солнечным временем T, измеренная на том же меридиане, называется уравнением времени (рис.5):

Величину уравнения времени η на начало каждых суток можно найти, в любом астрономическом календаре.

Поясное, декретное и летнее время. В конце прошлого века земной шар был разбит через каждые 15° по географической долготе на 24 часовых пояса с тем, чтобы внутри каждого пояса, имеющего номер N (N изменяется от 0 до 23), часы указывали одно и то же поясное время — Тn — среднее солнечное время географического меридиана, проходящего через середину этого пояса. При переходе от пояса к поясу в направлении с запада на восток время на границе пояса скачком увеличивается ровно на один час. В качестве нулевого принят пояс, расположенный (по долготе) в полосе ±7°,5 от гринвичского меридиана. Среднее солнечное время этого пояса, обозначаемое То или UT, называется гринвичским или всемирным. Почти вся европейская часть СССР находится во втором часовом поясе (N=2), центральный меридиан которого, соответствующий восточной географической долготе 30°, проходит вблизи

Ленинграда и Киева*. Очевидно, что кульминации Солнца на центральном меридиане 2-го пояса происходят на 2 часа раньше, чем на гринвичском меридиане, на 2 часа раньше здесь начинаются и сутки. Во многих странах мира в летние месяцы года практикуется переход на время соседнего, расположенного к востоку часового пояса. В СССР стрелки часов, переведенные Декретом Совнаркома от 16 июня 1930 г. на один час вперед, и сегодня («впредь до отмены») отсчитывают вместо поясного декретное время Тд. Связь этого времени с поясным Тп, местным Тм и всемирным То определяется соотношениями.

С 1981 г. в нашей стране также введено летнее время: ночью в последнее воскресенье марта стрелки часов переводятся на один час вперед по сравнению с декретным временем, а ночью в последнее воскресенье сентября возвращаются обратно. 

Звездные сутки. Выше говорилось о вращении Земли вокруг своей оси относительно Солнца. Оказалось удобным и даже необходимым ввести еще одну единицу времени — звездные сутки как промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями одной и той же звезды.

За начало звездных суток принят момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия. Отсюда звездное время s — это время, истекшее с момента верхней кульминации точки весеннего равноденствия.

Звездное время so на начало каждых суток дает­ся во всех астрономических календарях. Очевидно, что к началу каждых последующих солнечных суток So увеличивается на 3^m56^s. Легко запомнить, что в местную полночь 22 сентября s₀ = 0\ тогда как в полночь 20 марта s₀ ~ 12^h00^m. На любую дату его можно рассчитать по приближенной формуле

где D — дата, выраженная в месяцах и их частях, которую далее переводим в часы и минуты. Напри­мер, для 10 сентября D = 8,33 = 8^h20^m, поэтому звездное время на начало суток 10 сентября so « « 6^h30^m + 16^h40^m = 23^h10^m.

Звездное время 5 на момент Т_м среднего солнечного времени приближенно равно

Зачем нужно знать об этом? 

Уравнение времени говорит о том, что истинное Солнце в своем движе­нии на небесной сфере то «обгоняет» среднее солн­це, то «отстает» от него, и если мы время измеряем по среднему солнцу, то тени от всех предметов от­брасываются из-за их освещения истинным Солнцем! Предположим, что кто-то решил построить здание лицом к югу. Желаемое направление ему укажет полуденная линия: в момент верхней кульминации Солнца, когда оно, пересекая небесный меридиан, «проходит над точкой юга», тени от вертикальных предметов падают вдоль полуденной линии по на­правлению к северу. Поэтому для решения задачи достаточно подвесить на нити грузик и в упомяну­тый момент времени вбить колышки вдоль отбро­шенной нитью тени.

Но установить «на глаз», когда центр диска Солнца пересекает небесный меридиан, невозможно, этот момент следует рассчитать заранее. Для этого наблюдатель должен знать свою географическую долготу λ. Расчет проводится по следующей схеме. В момент верхней кульминации Солнца истинное солнечное время Т₀= 12^h00^m, а среднее местное вре­мя 7_м = 7о + Л· Переходим к всемирному времени Τ₀ = Τ_Μ — λ и, наконец, определяем декретное (или летнее) время, которое и покажут наши часы в мо­мент истинного полудня: Т_л = Т₀ + (N + 1); Т_А =*

Определим, например, моменты истинного полудня 12 февраля и 3 ноября в пункте с географической долготой λ = 36° 15' = 2^h25^m (часовой пояс N = 2). В первом случае η = +14^m, и поэтому при = 12^h00^m имеем Т_и = 12^h14^m, T_Q = 9^h49^m, 7^= 12^h49ⁿⁱ. Во втором случае η = —16^m. Поэтому имеем Т_м = = 1 l^h44^m, Г₀ = 9^h19^m, Г_д = 12^h19^m. Как видно, в раз­личное время года момент истинного полудня по отношению к среднему полудню колеблется в преде­лах получаса.

Очевидно, что археолог, интересующийся ориен­тацией древних строений (пирамид, храмов и др.). решает обратную задачу — направление одной из главных стен здания уже есть, необходимо установить совпадает ли оно с направлением полуденной линии...

Звездное время используем для определения того, какие участки звездного неба (созвездия) будут вид­ны над горизонтом в то или другое время суток и года. Как уже отмечалось, в каждый конкретный момент времени в верхней кульминации находятся те звезды, для которых α = s. Рассчитывая звездное время s, и определяем условия видимости звезд и созвездий.

Например, наблюдателю интересно знать, какие группы звезд будут видны в южной части неба 1 сен­тября в 23 часа летнего времени. Пусть его географи­ческая долгота λ = 2^h10^m. Находим сначала звездное время на начало суток: s₀ = 6^h30^m + 2X8^h = 22^h30^m, далее — среднее местное солнечное время на указан­ный момент летнего времени Г_м = 23^h00^m — 4^h00^m + + 2^h10^m = 21^h10^m и, наконец, — звездное время на этот же момент 5 « s₀ + Т_м = 22^h30^m + 21^h10^m = = 19^h40^m.

Сравнивая расчет с картой звездного неба, уста­навливаем, что вблизи меридиана в южной части не­ба

находятся созвездия (снизу вверх) Стрельца, Орла, Лиры и Дракона. Те звезды у небесного эква­тора, для которых прямое восхождение a = s—6^h00^m, вскоре будут заходить, а те, для которых α « s + + 6^h00^m, только что взошли на востоке. В данном примере заходит созвездие Девы, а взошло созвездие Рыб.

Читателю, который интересуется методами изме­рения и хранения времени, использовавшимися в далеком прошлом и в наши дни, устройством и принципами работы современных кварцевых и атом­ных часов, мы советуем обратиться к книге Ф. С. Завельского «Время и его измерение» (4-е изд. — М.: Наука, 1976).

Через Берингов пролив и по водам Тихого океана приблизительно вдоль меридиана 180° от северного полюса к южному протянулась линия перемены даты. Отсюда на нашей планете начинаются новый день, новые сутки и новый год.

** Книга представлена только для ознакомительных целей. **

<<< Обратно в меню