- Главная
- Астрономия
- Принципы измерения времени
Содержание
- 2. 1. Основные понятия В астрономии, как и в экспериментальной физике, возникает важная задача измерения времени, т.
- 3. В соответствии с экспериментальными возможностями изменялось определение основной единицы времени — секунды. До обнаружения неравномерности вращения
- 4. Из многолетних наблюдений установлено, что тропический год содержит 365,2422 средних солнечных суток. Из-за медленного движения точки
- 5. 2. Звездное время Часовой угол точки весеннего равноденствия называется звездным временем s. Промежуток времени между двумя
- 6. Практически, для установления начала звездных суток или звездного времени в какой-либо момент надо измерить часовой угол
- 7. Звездное время необходимо для решения многих задач, связанных с вращением Земли. Но в повседневной жизни пользоваться
- 8. 3. Солнечное время Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями Солнца (точнее, центра солнечного диска) на
- 9. Разность между средним временем и истинным солнечным временем в один и тот же момент называется уравнением
- 10. Небесная механика Синодические и сидерические периоды обращения планет Синодическим периодом обращения (S) планеты называется промежуток времени
- 11. Законы Кеплера 1. Все планеты движутся по эллипсам, в одном из фокусов которых находится Солнце. 2.
- 12. Элементы орбит планет За основную плоскость, относительно которой определяется положение орбиты, принимается плоскость эклиптики. Две точки,
- 14. Скачать презентацию
Слайд 21. Основные понятия
В астрономии, как и в экспериментальной физике, возникает важная задача измерения
1. Основные понятия
В астрономии, как и в экспериментальной физике, возникает важная задача измерения
Точность шкалы времени определяется постоянством периода основного процесса, использованного для ее реализации. С древности установился счет времени солнечными сутками, т. е. оборотами Земли вокруг своей оси с учетом ее движения относительно Солнца. Однако неравномерность орбитального движения Земли вокруг Солнца приводит к тому, что продолжительность солнечных суток плавно меняется в течение года в пределах примерно ±25 с.
Значительно более постоянным оказывается период вращения Земли относительно далеких звезд. С его помощью устанавливается шкала времени с точностью до 10-3 с в течение нескольких месяцев.
Слайд 3В соответствии с экспериментальными возможностями изменялось определение основной единицы времени — секунды. До
В соответствии с экспериментальными возможностями изменялось определение основной единицы времени — секунды. До
Определяемые этими точками три различных интервала времени называются соответственно звездными, истинными солнечными и средними солнечными сутками, а время, ими измеряемое, - звездным, истинным солнечным и средним солнечным временем.
Слайд 4Из многолетних наблюдений установлено, что тропический год содержит 365,2422 средних солнечных суток. Из-за
Из многолетних наблюдений установлено, что тропический год содержит 365,2422 средних солнечных суток. Из-за
Слайд 52. Звездное время
Часовой угол точки весеннего равноденствия называется звездным временем s.
Промежуток времени между
2. Звездное время
Часовой угол точки весеннего равноденствия называется звездным временем s.
Промежуток времени между
За начало звездных суток на данном меридиане принимается момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия.
Таким образом, звездное время равно 0 в момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия, а в любой другой момент равно часовому углу точки весеннего равноденствия в этот момент. Следовательно, звездное время s на данном меридиане в любой момент численно равно часовому углу точки весеннего равноденствия tϒ, выраженному в часовой мере, т. е.
s= tϒ
Рис.1.
Слайд 6Практически, для установления начала звездных суток или звездного времени в какой-либо момент надо
Практически, для установления начала звездных суток или звездного времени в какой-либо момент надо
s = t + α, т. е. (1)
звездное время в любой момент равно прямому восхождению какого-либо светила плюс его часовой угол.
В момент верхней кульминации светила его часовой угол t = 0, и тогда
s = о. (1.1)
В момент нижней кульминации светила его часовой угол t = 12h, и звездное время
s = α + 12h. (1.2)
Слайд 7Звездное время необходимо для решения многих задач, связанных с вращением Земли. Но в
Звездное время необходимо для решения многих задач, связанных с вращением Земли. Но в
Слайд 83. Солнечное время
Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями Солнца (точнее, центра солнечного
3. Солнечное время
Промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями Солнца (точнее, центра солнечного
За начало истинных солнечных суток на данном меридиане принимается момент нижней кульминации Солнца (истинная полночь).
Время, протекшее от нижней кульминации Солнца до любого другого его положения, выраженное в долях истинных солнечных суток (в истинных солнечных часах, минутах и секундах), называется истинным солнечным временем Тʘ.
Истинное солнечное время Тʘ на данном меридиане в любой момент численно равно часовому углу Солнца t ʘ, выраженному в часовой мере, плюс 12h, т. е.
Тʘ =t ʘ + 12h. (1.3)
Часовой угол Солнца, когда оно находится над горизонтом и не закрыто облаками, всегда можно измерить непосредственно. В момент вершей кульминации Солнца (в истинный полдень) t ʘ = 0h и, следовательно, истинное солнечное время в полдень всегда равно 12 часам.
Среднее экваториальное солнце на небе ничем не отмечено, поэтому измерить его часовой угол нельзя, и среднее солнечное время получают путем вычислений по определенному из наблюдений истинному солнечному или звездному времени.
Слайд 9Разность между средним временем и истинным солнечным временем в один и тот же
Разность между средним временем и истинным солнечным временем в один и тот же
η =Tm -Тʘ. (1.4)
Из последнего соотношения следует
Тт = Тʘ + η, т.е. (1.5)
среднее солнечное время в любой момент равно истинному солнечному времени плюс уравнение времени.
Таким образом, измерив непосредственно часовой угол Солнца, определяют по (1.3) истинное солнечное время и, зная уравнение времени η в этот момент, находят по формуле (1.5) среднее солнечное время
Tm = t ʘ + 12h + η.
Слайд 10Небесная механика
Синодические и сидерические периоды обращения планет
Синодическим периодом обращения (S) планеты называется промежуток
Небесная механика
Синодические и сидерические периоды обращения планет
Синодическим периодом обращения (S) планеты называется промежуток
Сидерическим, или звездным, периодом обращения (Т) планеты называется промежуток времени, в течение которого планета совершает один полный оборот вокруг Солнца по своей орбите.
Сидерический период обращения Земли называется звездным годом (Т ). Между этими тремя периодами можно установить простую математическую зависимость из следующих рассуждений. Угловое перемещение по орбите за сутки у планеты равно 360°/Т , а у Земли 360°/Т . Разность суточных угловых перемещений планеты и Земли (или Земли и планеты) есть видимое смещение планеты за сутки, т. е. 360°/S.
Отсюда для нижних планет
1/S=1/T-1/T
для верхних планет
1/S=1/T - 1/T
Эти равенства называются уравнениями синодического движения.
Слайд 11Законы Кеплера
1. Все планеты движутся по эллипсам,
в одном из фокусов которых
Законы Кеплера
1. Все планеты движутся по эллипсам,
в одном из фокусов которых
Солнце.
2. Радиус-вектор планеты в равные
промежутки времени описывает равные
площади.
3. Квадраты сидерических периодов обращений планет вокруг солнца пропорциональны кубам больших полуосей их эллиптических орбит.
где T1 и T2 — периоды обращения двух планет вокруг Солнца,
a1 и a2 — длины больших полуосей их орбит,
M- масса Солнца, а m1 и m2 — массы планет.
Слайд 12Элементы орбит планет
За основную плоскость, относительно которой определяется положение орбиты, принимается плоскость эклиптики.
Элементы орбит планет
За основную плоскость, относительно которой определяется положение орбиты, принимается плоскость эклиптики.
Эклиптическую орбиту планеты определяют 6 элементов:
1. Наклонение i плоскости орбиты к плоскости эклиптики. Наклонение может иметь любые значения между 0 и 1800. Если 0≤i<900, то планета движется вокруг Солнца в том же направлении, что и Земля (прямое движение); если 902. Долгота (гелиоцентрическая) восходящего узла ♌, т.е. угол между направлениями из центра Солнца на восходящий узел ♌ и на точку весеннего равноденствия. Долгота восходящего узла может иметь любые значения от 0 до 3600.
3. Угловое расстояние w перигелия от узла, т.е. угол между направлениями из центра Солнца на восходящий узел ♌ и на перигелий П. Он отсчитывается в плоскости орбиты планеты в направлении её движения и может иметь любые значения от 0 до 3600. угловое расстояние перигелия w определяет положение орбиты в её плоскости. (Иногда вместо w дается долгота перигелия π= ♌+ w).