Przechowywanie i przekazywanie dokładnego czasu. Astronomia (edukacja dodatkowa)_11

Każdej obserwacji astronomicznej muszą towarzyszyć dane o czasie jej wykonania. Dokładność momentu czasowego może być różna w zależności od wymagań i właściwości obserwowanego zjawiska. Na przykład w zwykłych obserwacjach meteorów i gwiazd zmiennych wystarczy znać moment z dokładnością do minuty. Obserwacje zaćmień Słońca, zasłonięcia gwiazd przez Księżyc, a zwłaszcza obserwacje ruchu sztucznych satelitów Ziemi, wymagają zaznaczania momentów z dokładnością nie mniejszą niż dziesiąta część sekundy. Dokładne obserwacje astrometryczne dziennego obrotu sfery niebieskiej zmuszają nas do stosowania specjalnych metod rejestracji momentów czasu z dokładnością do 0,01 a nawet 0,005 sekundy!

Dlatego jednym z głównych zadań astronomii praktycznej jest pozyskiwanie dokładnego czasu z obserwacji, przechowywanie go i przekazywanie danych czasowych konsumentom.

Aby zachować czas, astronomowie dysponują bardzo dokładnymi zegarami, które regularnie sprawdzają, wyznaczając momenty kulminacji gwiazd za pomocą specjalnych instrumentów. Transmisja sygnałów czasu dokładnego drogą radiową pozwoliła im zorganizować usługę czasu światowego, czyli połączyć w jeden system wszystkie obserwatoria zajmujące się tego rodzaju obserwacjami.

Odpowiedzialność Służb Czasowych, poza nadawaniem dokładnych sygnałów czasu, obejmuje również nadawanie sygnałów uproszczonych, dobrze znanych wszystkim słuchaczom radia. To sześć krótkich sygnałów „kropek”, które są wydawane przed rozpoczęciem nowej godziny. Moment ostatniego „punktu”, do jednej setnej sekundy, zbiega się z początkiem nowej godziny. Astronomom amatorom zaleca się wykorzystanie tych sygnałów do sprawdzenia swojego zegarka. Sprawdzając zegar, nie powinniśmy go tłumaczyć, ponieważ w tym przypadku psuję mechanizm, a astronom musi dbać o swój zegarek, ponieważ jest to jeden z jego głównych instrumentów. Musi określić „korektę zegara” - różnicę między dokładnym czasem a ich odczytami. Poprawki te powinny być systematycznie określane i zapisywane w dzienniku obserwatora; dalsze ich badanie pozwoli ci określić przebieg zegara i dobrze je przestudiować.

Oczywiście pożądane jest, aby mieć do dyspozycji jak najlepszy zegarek. Co należy rozumieć pod pojęciem „dobre godziny”?

Konieczne jest, aby jak najdokładniej trzymali swój kurs. Porównajmy dwa egzemplarze zwykłych zegarków kieszonkowych:

Pozytywny znak korekty oznacza, że ​​aby uzyskać dokładny czas, konieczne jest dodanie poprawki do odczytu zegara.

W dwóch połówkach tabletu znajdują się zapisy korekt zegara. Odejmując górną korektę od dolnej korekty i dzieląc przez liczbę dni, które upłynęły między oznaczeniami, otrzymujemy dzienny wskaźnik zegara. Dane postępu są podane w tej samej tabeli.

Dlaczego niektóre zegarki nazywamy złymi, a inne dobrymi? Przez pierwsze godziny korekta jest bliska zeru, ale ich przebieg zmienia się nieregularnie. Po drugie, korekta jest duża, ale przebieg jest jednolity. Pierwszy zegar nadaje się do takich obserwacji, które nie wymagają datownika dokładniejszego niż co do minuty. Ich odczytów nie można interpolować i należy je sprawdzać kilka razy w ciągu nocy.

Drugi, „dobry zegar”, nadaje się do wykonywania bardziej złożonych obserwacji. Oczywiście warto sprawdzać je częściej, ale można interpolować ich odczyty dla chwil pośrednich. Pokażmy to na przykładzie. Załóżmy, że obserwacji dokonano 5 listopada o 23:32:46. według naszych godzin. Sprawdzenie zegara, przeprowadzone 4 listopada o godzinie 17:00, dało korektę o +2 m. 15 s. Kurs dzienny, jak widać z tabeli, to +5,7 s. Od godziny 17:00 4 listopada do momentu obserwacji minął 1 dzień i 6,5 godziny lub 1,27 dnia. Mnożąc tę ​​liczbę przez stawkę dzienną otrzymujemy +7,2 s. Dlatego korekcja zegara w momencie obserwacji wynosiła nie 2 m. 15 s, ale +2 m. 22 s. Dodajemy to do momentu obserwacji. Tak więc obserwację wykonano 5 listopada o 23:35:8.

Wyznaczanie dokładnego czasu, jego przechowywanie i przekazywanie drogą radiową całej populacji jest zadaniem służby czasu dokładnego, która istnieje w wielu krajach.

Dokładne sygnały czasu w radiu odbierają nawigatorzy floty morskiej i powietrznej, wiele organizacji naukowych i przemysłowych, które muszą znać dokładny czas. Znajomość dokładnego czasu jest niezbędna w szczególności do określenia położenia geograficznego

ich długości geograficzne w różnych punktach na powierzchni Ziemi.

Konto czasu. Definicja długości geograficznej. Kalendarz

Z przebiegu geografii fizycznej ZSRR znasz pojęcia czasu lokalnego, strefowego i macierzyńskiego, a także, że różnica długości geograficznych dwóch punktów jest określona przez różnicę czasu lokalnego tych punktów. Problem ten rozwiązują metody astronomiczne wykorzystujące obserwacje gwiazd. Na podstawie określenia dokładnych współrzędnych poszczególnych punktów mapowana jest powierzchnia Ziemi.

Od czasów starożytnych ludzie używali czasu trwania miesiąca księżycowego lub roku słonecznego do obliczania długich okresów czasu, tj. czas trwania obrotu słońca wzdłuż ekliptyki. Rok określa częstotliwość zmian sezonowych. Rok słoneczny trwa 365 dni słonecznych 5 godzin 48 minut 46 sekund. Jest praktycznie niewspółmierna do dni i długości miesiąca księżycowego - okresu zmiany faz księżycowych (około 29,5 dnia). Utrudnia to stworzenie prostego i wygodnego kalendarza. Na przestrzeni wieków historii ludzkości stworzono i zastosowano wiele różnych systemów kalendarzowych. Ale wszystkie można podzielić na trzy typy: słoneczne, księżycowe i księżycowo-słoneczne. Południowe ludy pasterskie zwykle używały miesięcy księżycowych. Rok składający się z 12 miesięcy księżycowych zawierał 355 dni słonecznych. Aby skoordynować obliczanie czasu według Księżyca i Słońca, konieczne było ustalenie 12 lub 13 miesięcy w roku i wstawienie dodatkowych dni do roku. Kalendarz słoneczny, który był używany w starożytnym Egipcie, był prostszy i wygodniejszy. Obecnie w większości krajów świata przyjmuje się również kalendarz słoneczny, ale bardziej zaawansowane urządzenie, zwane gregoriańskim, o którym mowa poniżej. AAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAA

Podczas kompilacji kalendarza należy wziąć pod uwagę, że czas trwania roku kalendarzowego powinien być jak najbardziej zbliżony do czasu trwania obrotu Słońca wzdłuż ekliptyki oraz że rok kalendarzowy powinien zawierać całkowitą liczbę dni słonecznych, ponieważ niewygodne jest rozpoczynanie roku o różnych porach dnia.

Warunki te spełniał kalendarz opracowany przez aleksandryjskiego astronoma Sosigenesa i wprowadzony w 46 r. p.n.e. w Rzymie przez Juliusza Cezara. Następnie, jak wiecie, z przebiegu geografii fizycznej nazywano go stylem juliańskim lub starym. W tym kalendarzu lata liczone są trzy razy z rzędu przez 365 dni i nazywane są prostymi, następny rok to 366 dni. Nazywa się to rokiem przestępnym. Lata przestępne w kalendarzu juliańskim to te lata, których liczby są równomiernie podzielne przez 4.

Średnia długość roku według tego kalendarza to 365 dni 6 godzin, tj. jest o około 11 minut dłuższy niż prawdziwy. Z tego powodu stary styl pozostawał w tyle za faktycznym upływem czasu o około 3 dni na każde 400 lat.

W kalendarzu gregoriańskim (nowy styl), wprowadzony w ZSRR w 1918 roku, a jeszcze wcześniej przyjęty w większości krajów, lata kończą się dwoma zerami, z wyjątkiem 1600, 2000, 2400 itd. (tj. te, których liczba setek jest podzielna przez 4 bez reszty) nie są uważane za lata przestępne. To koryguje błąd 3 dni, kumulujący się przez ponad 400 lat. Tak więc średnia długość roku w nowym stylu jest bardzo zbliżona do okresu rewolucji Ziemi wokół Słońca.

Do XX wieku różnica między nowym stylem a starym (Julian) sięgała 13 dni. Ponieważ nowy styl został wprowadzony w naszym kraju dopiero w 1918 r., Rewolucja październikowa, która miała miejsce w 1917 r. 25 października (według starego stylu), obchodzona jest 7 listopada (według nowego stylu).

Różnica między starym a nowym stylem 13 dni utrzyma się w XXI wieku iw wieku 22. wzrośnie do 14 dni.

Nowy styl oczywiście nie jest całkowicie dokładny, ale błąd 1 dnia nagromadzi się w nim dopiero po 3300 latach.

Metodyka lekcji 5
„Czas i kalendarz”

Cel lekcji: stworzenie systemu pojęć praktycznej astrometrii o metodach i narzędziach pomiaru, liczenia i przechowywania czasu.

Cele kształcenia:
Ogólne wykształcenie: tworzenie pojęć:

Astrometria praktyczna dotycząca: 1) metod astronomicznych, przyrządów i jednostek miar, liczenia i przechowywania czasu, kalendarzy i chronologii; 2) określenie współrzędnych geograficznych (długości geograficznej) obszaru na podstawie danych z obserwacji astrometrycznych;

O zjawiskach kosmicznych: obrocie Ziemi wokół Słońca, obrocie Księżyca wokół Ziemi i obrocie Ziemi wokół własnej osi oraz ich skutkach - zjawiskach niebieskich: wschody i zachody słońca, dobowe i roczne ruchy pozorne oraz kulminacje oprawy świetlne (Słońce, Księżyc i gwiazdy), zmiana faz Księżyca.

Wychowawcze: kształtowanie światopoglądu naukowego i edukacji ateistycznej w trakcie zapoznawania się z historią ludzkiej wiedzy, z głównymi typami kalendarzy i systemów chronologicznych; obalanie przesądów związanych z pojęciami „roku przestępnego” i tłumaczeniem dat kalendarza juliańskiego i gregoriańskiego; edukacja politechniczna i zawodowa w zakresie prezentacji materiałów dotyczących przyrządów do pomiaru i przechowywania czasu (godzin), kalendarzy i systemów chronologicznych oraz praktycznych metod stosowania wiedzy astrometrycznej.

Rozwijanie: kształtowanie umiejętności: rozwiązywanie problemów dotyczących obliczania czasu i dat chronologii oraz przenoszenia czasu z jednego systemu przechowywania i konta na inny; wykonywać ćwiczenia z zastosowania podstawowych wzorów astrometrii praktycznej; korzystać z mobilnej mapy gwiaździstego nieba, informatorów i kalendarza astronomicznego do określania położenia i warunków widoczności ciał niebieskich oraz przebiegu zjawisk niebieskich; określić współrzędne geograficzne (długość geograficzną) obszaru zgodnie z obserwacjami astronomicznymi.

Uczniowie powinni wiedzieć:

1) przyczyny obserwowanych na co dzień zjawisk niebieskich generowanych przez obrót Księżyca wokół Ziemi (zmiana faz Księżyca, pozorny ruch Księżyca w sferze niebieskiej);
2) związek czasu trwania poszczególnych zjawisk kosmicznych i niebieskich z jednostkami i metodami pomiaru, obliczania i przechowywania czasu oraz kalendarzy;
3) jednostki czasu: efemeryda sekunda; dzień (gwiezdny, prawdziwy i średni słoneczny); tydzień; miesiąc (synodyczny i syderyczny); rok (gwiazdowy i tropikalny);
4) formuły wyrażające związek czasów: uniwersalny, dekretowy, lokalny, letni;
5) narzędzia i metody pomiaru czasu: główne typy zegarów (słoneczny, wodny, ogniowy, mechaniczny, kwarcowy, elektroniczny) oraz zasady ich stosowania do pomiaru i przechowywania czasu;
6) główne typy kalendarzy: księżycowy, księżycowo-słoneczny, słoneczny (juliański i gregoriański) oraz podstawy chronologii;
7) podstawowe pojęcia astrometrii praktycznej: zasady wyznaczania czasu i współrzędnych geograficznych obszaru na podstawie obserwacji astronomicznych.
8) wartości astronomiczne: współrzędne geograficzne rodzinnego miasta; jednostki czasu: sekunda efemerydy; dzień (gwiezdny i średni słoneczny); miesiąc (synodyczny i syderyczny); rok (tropikalny) i długość roku w głównych typach kalendarzy (księżycowy, księżycowo-słoneczny, słoneczny juliański i gregoriański); numery stref czasowych Moskwy i rodzinnego miasta.

Uczniowie powinni być w stanie:

1) Użyj uogólnionego planu do badania zjawisk kosmicznych i niebieskich.
2) Nawiguj po terenie przy księżycu.
3) Rozwiązuj zadania związane z przeliczaniem jednostek czasu z jednego systemu liczenia na inny za pomocą formuł wyrażających zależność: a) między czasem syderycznym a średnim czasem słonecznym; b) Światowy, dzienny, lokalny, letni oraz z wykorzystaniem mapy stref czasowych; c) między różnymi systemami liczenia.
4) Rozwiąż zadania w celu określenia współrzędnych geograficznych miejsca i czasu obserwacji.

Pomoce wizualne i pokazy:

Fragmenty filmu „Praktyczne zastosowania astronomii”.

Fragmenty taśm filmowych „Widoczny ruch ciał niebieskich”; „Rozwój idei o Wszechświecie”; „Jak astronomia obaliła idee religijne o wszechświecie”.

Urządzenia i narzędzia: globus geograficzny; mapa stref czasowych; zegar gnomonowy i równikowy, klepsydra, zegar wodny (z jednolitą i niejednolitą skalą); świeca z podziałami jako wzór zegara ogniowego, zegarów mechanicznych, kwarcowych i elektronicznych.

Rysunki, diagramy, fotografie: zmiana faz księżyca, budowa wewnętrzna i zasada działania zegarów mechanicznych (wahadła i sprężyny), kwarcowych i elektronicznych, atomowy wzorzec czasu.

Praca domowa:

1. Przestudiuj materiał podręczników:
licencjat Woroncow-Wieliaminowa: §§ 6 ust. 1, 7.
E.P. Lewitan: § 6; zadania 1, 4, 7
AV Zasova, E.V. Kononovich: §§ 4 ust. 1; 6; ćwiczenie 6.6 (2.3)

2. Wykonuj zadania z kolekcji zadań Vorontsov-Velyaminov B.A. : 113; 115; 124; 125.

Plan lekcji

Sposób prezentacji materiału

Na początku lekcji należy sprawdzić wiedzę zdobytą na poprzednich trzech lekcjach, aktualizując materiał przeznaczony do nauki pytaniami i zadaniami podczas frontalnej ankiety i rozmowy ze studentami. Część uczniów wykonuje zaprogramowane zadania, rozwiązując problemy związane z wykorzystaniem ruchomej mapy gwiaździstego nieba (podobnie jak zadania z zadań 1-3).

Szereg pytań dotyczących przyczyn zjawisk niebieskich, głównych linii i punktów sfery niebieskiej, konstelacji, warunków widoczności świateł itp. odpowiada pytaniom zadanym na początku poprzednich lekcji. Uzupełniają je pytania:

1. Zdefiniuj pojęcia „jasności gwiazdy” i „wielkości”. Co wiesz o skali wielkości? Co decyduje o blasku gwiazd? Zapisz na tablicy wzór Pogsona.

2. Co wiesz o poziomym układzie współrzędnych nieba? Do czego jest to używane? Jakie samoloty i linie są głównymi w tym systemie? Co to jest: wysokość oprawy? Odległość zenitalna Słońca? Azymut słońca? Jakie są zalety i wady tego układu współrzędnych nieba?

3. Co wiesz o I równikowym układzie współrzędnych nieba? Do czego jest to używane? Jakie samoloty i linie są głównymi w tym systemie? Co to jest: deklinacja oprawy? Dystans biegunowy? Kąt godzinny słońca? Jakie są zalety i wady tego układu współrzędnych nieba?

4. Co wiesz o II równikowym układzie współrzędnych niebieskich? Do czego jest to używane? Jakie samoloty i linie są głównymi w tym systemie? Czym jest rektascensja gwiazdy? Jakie są zalety i wady tego układu współrzędnych nieba?

1) Jak poruszać się po terenie przy Słońcu? Na Gwiazdę Północną?
2) Jak określić szerokość geograficzną obszaru na podstawie obserwacji astronomicznych?

Odpowiednie zadania programistyczne:

1) Zbiór problemów G.P. Subbotina, zadania NN 46-47; 54-56; 71-72.
2) Zbiór problemów E.P. Zepsute, zadania NN 4-1; 5-1; 5-6; 5-7.
3) Strout E.K. : prace testowe NN 1-2 z tematu "Praktyczne podstawy astronomii" (przekształcone w programowalne w wyniku pracy nauczyciela).

Na pierwszym etapie lekcji w formie wykładu, powstanie pojęć czasu, jednostek miary i liczenia czasu, opartych na czasie trwania zjawisk kosmicznych (obrotu Ziemi wokół własnej osi, obrotu Ziemi). Księżyc wokół Ziemi i obrót Księżyca wokół Słońca), związek między różnymi „czasami” i pasami godzinowymi. Uważamy za konieczne przekazanie uczniom ogólnej koncepcji czasu syderycznego.

Uczniowie muszą zwrócić uwagę na:

1. Długość dnia i roku zależy od układu odniesienia, w którym rozważany jest ruch Ziemi (czy jest związany z gwiazdami stałymi, Słońcem itp.). Wybór układu odniesienia znajduje odzwierciedlenie w nazwie jednostki czasu.

2. Czas trwania jednostek liczenia czasu związany jest z warunkami widzialności (kulminacji) ciał niebieskich.

3. Wprowadzenie atomowego wzorca czasu w nauce było spowodowane niejednorodnością obrotu Ziemi, którą odkrywano z coraz większą dokładnością zegara.

4. Wprowadzenie czasu standardowego wynika z konieczności koordynowania działalności gospodarczej na terenie wyznaczonym granicami stref czasowych. Powszechnym błędem dnia codziennego jest utożsamianie czasu lokalnego z czasem letnim.

1 raz. Jednostki miary i czas zliczania

Czas jest główną wielkością fizyczną charakteryzującą kolejne zmiany zjawisk i stanów materii, czas trwania ich istnienia.

Historycznie wszystkie podstawowe i pochodne jednostki czasu wyznaczane są na podstawie obserwacji astronomicznych przebiegu zjawisk niebieskich, ze względu na: obrót Ziemi wokół własnej osi, obrót Księżyca wokół Ziemi oraz obrót Ziemi wokół Słońca. Do pomiaru i obliczania czasu w astrometrii stosuje się różne systemy odniesienia, związane z określonymi ciałami niebieskimi lub określonymi punktami sfery niebieskiej. Najbardziej rozpowszechnione to:

1. "gwiezdny„czas związany z ruchem gwiazd na sferze niebieskiej. Mierzony kątem godzinowym punktu równonocy wiosennej: S \u003d t ^; t \u003d S - a

2. "słoneczny„czas związany: z pozornym ruchem środka tarczy Słońca wzdłuż ekliptyki (prawdziwy czas słoneczny) lub z ruchem „przeciętnego Słońca” - wyimaginowanego punktu poruszającego się jednostajnie wzdłuż równika niebieskiego w tym samym przedziale czasowym, co rzeczywisty Słońce (średni czas słoneczny).

Wraz z wprowadzeniem w 1967 r. atomowego wzorca czasu i międzynarodowego układu SI, sekunda atomowa jest używana w fizyce.

Druga to wielkość fizyczna liczbowo równa 9192631770 okresom promieniowania odpowiadającym przejściu między nadsubtelnymi poziomami stanu podstawowego atomu cezu-133.

Wszystkie powyższe „czasy” są ze sobą zgodne według specjalnych obliczeń. W życiu codziennym używa się średniego czasu słonecznego.

Określanie dokładnego czasu, jego przechowywanie i przesyłanie drogą radiową to dzieło Służby Czasu, która istnieje we wszystkich rozwiniętych krajach świata, w tym w Rosji.

Podstawową jednostką syderycznego, prawdziwego i średniego czasu słonecznego jest dzień. Sidereal, średnia słoneczna i inne sekundy są otrzymywane przez podzielenie odpowiedniego dnia przez 86400 (24 h´ 60 m´ 60 s).

Dzień stał się pierwszą jednostką miary czasu ponad 50 000 lat temu.

Dzień to okres czasu, w którym Ziemia wykonuje jeden pełny obrót wokół własnej osi względem dowolnego punktu orientacyjnego.

Dzień gwiezdny - okres obrotu Ziemi wokół własnej osi względem gwiazd stałych, definiowany jest jako odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi górnymi punktami kulminacyjnymi równonocy wiosennej.

Prawdziwy dzień słoneczny - okres obrotu Ziemi wokół własnej osi względem środka dysku słonecznego, definiowany jako odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi kulminacjami o tej samej nazwie środka dysku słonecznego.

Ze względu na fakt, że ekliptyka jest nachylona do równika niebieskiego pod kątem 23º 26¢, a Ziemia krąży wokół Słońca po orbicie eliptycznej (nieco wydłużonej), prędkość pozornego ruchu Słońca w sferze niebieskiej dlatego też czas trwania prawdziwego dnia słonecznego będzie się stale zmieniał w ciągu roku: najszybszy w pobliżu równonocy (marzec, wrzesień), najwolniejszy w pobliżu przesileń (czerwiec, styczeń).

Aby uprościć obliczenia czasu w astronomii, wprowadzono pojęcie średniego dnia słonecznego - okresu obrotu Ziemi wokół własnej osi względem "średniego Słońca".

Średnia doba słoneczna definiowana jest jako odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi kulminacjami o tej samej nazwie "średniego słońca".

Średnia doba słoneczna jest o 3 m 55,09 s krótsza niż doba syderyczna.

24 h 00 m 00 s czasu syderycznego to 23 h 56 m 4,09 s średniego czasu słonecznego.

Dla jednoznaczności obliczeń teoretycznych przyjmuje się efemerydy (tabela) sekunda równa średniej sekundzie słonecznej dnia 0 stycznia 1900 o godzinie 12 równa się aktualnemu czasowi, niezwiązanej z obrotem Ziemi. Około 35 000 lat temu ludzie zauważyli okresową zmianę wyglądu księżyca - zmianę faz księżyca. Faza F ciało niebieskie (Księżyc, planety itp.) jest określone przez stosunek największej szerokości oświetlanej części dysku d do jego średnicy D: . Linia terminator oddziela ciemne i jasne części dysku oprawy.

Ryż. 32. Zmiana faz księżyca

Księżyc krąży wokół Ziemi w tym samym kierunku, w którym obraca się Ziemia wokół własnej osi: z zachodu na wschód. Pokazem tego ruchu jest pozorny ruch Księżyca na tle gwiazd w kierunku obrotu nieba. Każdego dnia Księżyc przesuwa się na wschód o 13° w stosunku do gwiazd i zatacza pełne koło w ciągu 27,3 dnia. Więc druga miara czasu po dniu została ustalona - miesiąc(Rys. 32).

Miesiąc księżycowy gwiezdny (gwiazda)- okres czasu, w którym księżyc wykonuje jeden pełny obrót wokół Ziemi względem gwiazd stałych. Równa się 27 d 07 h 43 m 11,47 s .

Synodyczny (kalendarzowy) miesiąc księżycowy - odstęp czasu między dwiema kolejnymi fazami Księżyca o tej samej nazwie (zwykle w nowiu). Równa się 29 d 12 h 44 m 2,78 s .

Ryż. 33. Sposoby skupienia się teren na Księżycu

Całość zjawisk widzialnego ruchu Księżyca na tle gwiazd oraz zmiany faz Księżyca umożliwia nawigację Księżyca na ziemi (ryc. 33). Księżyc pojawia się jako wąski sierp na zachodzie i znika w promieniach porannego świtu z tym samym wąskim sierpem na wschodzie. Umysłowo przymocuj prostą linię po lewej stronie półksiężyca. Na niebie możemy odczytać albo literę „P” – „rośnie”, „rogi” miesiąca są zwrócone w lewo – miesiąc jest widoczny na zachodzie; lub litera "C" - "starzenie się", "rogi" miesiąca są zwrócone w prawo - miesiąc jest widoczny na wschodzie. W pełni księżyca, księżyc jest widoczny na południu o północy.

W wyniku wielomiesięcznych obserwacji zmiany położenia Słońca nad horyzontem powstała trzecia miara czasu - rok.

Rok to okres, w którym Ziemia wykonuje jeden pełny obrót wokół Słońca względem dowolnego punktu odniesienia (punktu).

Rok gwiezdny to okres syderyczny (gwiazdowy) obrotu Ziemi wokół Słońca, równy 365,256320… średnim dniom słonecznym.

Rok anomalistyczny - odstęp czasu między dwoma kolejnymi przejściami przeciętnego Słońca przez punkt jego orbity (najczęściej peryhelium), wynosi 365,259641 ... średnie dni słonecznych.

Rok tropikalny to odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi przejściami przeciętnego Słońca przez równonoc wiosenną, równy 365,2422 ... średnia dni słonecznych lub 365 d 05 h 48 m 46,1 s.

Czas uniwersalny definiuje się jako lokalny średni czas słoneczny na południku zerowym (Greenwich).

Powierzchnia Ziemi podzielona jest na 24 obszary ograniczone południkami - Strefy czasowe. Zerowa strefa czasowa znajduje się symetrycznie względem południka zerowego (Greenwich). Pasy są ponumerowane od 0 do 23 z zachodu na wschód. Rzeczywiste granice pasów pokrywają się z granicami administracyjnymi powiatów, regionów lub stanów. Centralne południki stref czasowych są oddalone od siebie o dokładnie 15º (1 godzina), więc przy przejściu z jednej strefy czasowej do drugiej czas zmienia się o całkowitą liczbę godzin, a liczba minut i sekund nie zmienia się. Nowy dzień kalendarzowy (i Nowy Rok) zaczyna się w dniu linie daty(linia demarkacyjna), przechodzący głównie wzdłuż południka 180° długości geograficznej wschodniej w pobliżu północno-wschodniej granicy Federacji Rosyjskiej. Na zachód od linii daty dzień miesiąca jest zawsze o jeden więcej niż na wschód od niego. Przy przekraczaniu tej linii z zachodu na wschód numer kalendarza zmniejsza się o jeden, a przy przekraczaniu linii ze wschodu na zachód numer kalendarza wzrasta o jeden, co eliminuje błąd w liczeniu czasu podczas podróży po świecie i przemieszczania osób z Wschód do zachodniej półkuli Ziemi.

Czas standardowy określa wzór:
Tn = T0 + n , gdzie T 0 - czas uniwersalny; n- numer strefy czasowej.

Czas letni to czas standardowy, zmieniony na całkowitą liczbę godzin na mocy dekretu rządowego. Dla Rosji jest równy pasowi plus 1 godzina.

Czas moskiewski - standardowy czas drugiej strefy czasowej (plus 1 godzina):
Tm \u003d T 0 + 3 (godziny).

Daylight Saving Time - czas standardowy, zmieniony zarządzeniem rządu o dodatkową plus 1 godzinę na okres letni w celu oszczędzania energii.

Ze względu na ruch obrotowy Ziemi różnica pomiędzy momentami nadejścia południa lub kulminacji gwiazd o znanych współrzędnych równikowych w 2 punktach jest równa różnicy długości geograficznych punktów, co umożliwia wyznaczenie długość geograficzna danego punktu z obserwacji astronomicznych Słońca i innych źródeł światła oraz odwrotnie, czasu lokalnego w dowolnym punkcie o znanej długości geograficznej .

Długość geograficzna obszaru jest mierzona na wschód od południka „zero” (Greenwich) i jest liczbowo równa odstępowi czasu między punktami kulminacyjnymi tej samej nazwy tej samej oprawy na południku Greenwich i w punkcie obserwacyjnym: , gdzie S- czas gwiazdowy w punkcie o danej szerokości geograficznej, S 0 - czas gwiazdowy na południku zerowym. Wyrażone w stopniach lub godzinach, minutach i sekundach.

Aby określić długość geograficzną obszaru, konieczne jest wyznaczenie momentu kulminacji dowolnego źródła światła (najczęściej Słońca) o znanych współrzędnych równikowych. Przekładając za pomocą specjalnych tabel lub kalkulatora czas obserwacji ze średniej słonecznej na gwiazdową i znając z księgi referencyjnej czas kulminacji tej oprawy na południku Greenwich, możemy łatwo określić długość geograficzną obszaru . Jedyną trudnością w obliczeniach jest dokładna konwersja jednostek czasu z jednego systemu do drugiego. Moment kulminacji nie może być „strzeżony”: wystarczy określić wysokość (odległość zenitalną) oprawy w dowolnym precyzyjnie ustalonym momencie w czasie, ale obliczenia będą dość skomplikowane.

W drugim etapie zajęć studenci zapoznają się z urządzeniami do odmierzania, przechowywania i liczenia czasu - godzin. Odczyty zegara służą jako punkt odniesienia, z którym można porównywać przedziały czasowe. Uczniowie powinni zwrócić uwagę na to, że potrzeba dokładnego określenia momentów i przedziałów czasowych stymulowała rozwój astronomii i fizyki: aż do połowy XX wieku astronomiczne metody mierzenia, przechowywania czasu i wzorców czasu leżały u podstaw światowej Służby Czasu. Dokładność zegara była kontrolowana przez obserwacje astronomiczne. Obecnie rozwój fizyki doprowadził do powstania dokładniejszych metod wyznaczania i wzorców czasu, które zaczęły być wykorzystywane przez astronomów do badania zjawisk leżących u podstaw dawnych metod pomiaru czasu.

Materiał prezentowany jest w formie wykładu, któremu towarzyszą demonstracje zasady działania i budowy wewnętrznej zegarków różnych typów.

2. Urządzenia do pomiaru i przechowywania czasu

Nawet w starożytnym Babilonie dzień słoneczny dzielił się na 24 godziny (360њ: 24 = 15њ). Później każda godzina została podzielona na 60 minut, a każda minuta na 60 sekund.

Pierwszymi instrumentami do pomiaru czasu były zegary słoneczne. Najprostszy zegar słoneczny - gnomon- reprezentują pionowy słup na środku poziomej platformy z podziałami (ryc. 34). Cień gnomonu opisuje złożoną krzywą, która zależy od wysokości Słońca i zmienia się z dnia na dzień w zależności od położenia Słońca na ekliptyce, zmienia się również prędkość cienia. Zegar słoneczny nie wymaga nakręcania, nie zatrzymuje się i zawsze działa poprawnie. przechylając witrynę tak, aby biegun z gnomonu był skierowany na biegun świata, otrzymujemy zegar równikowy, w którym prędkość cienia jest jednolita (ryc. 35).

Ryż. 34. Poziomy zegar słoneczny. Kąty odpowiadające każdej godzinie mają inną wartość i są obliczane według wzoru: , gdzie a jest kątem między linią południową (rzutem południka niebieskiego na powierzchnię poziomą) a kierunkiem do liczb 6, 8, 10... wskazujących godziny; j to szerokość geograficzna miejsca; h - kąt godzinowy Słońca (15º, 30º, 45º)

Ryż. 35. Zegar równikowy. Każda godzina na tarczy odpowiada kątowi 15 stopni.

Aby mierzyć czas w nocy i przy złej pogodzie, wynaleziono klepsydry, zegary z ogniem i wodą.

Klepsydry są proste w konstrukcji i dokładne, ale nieporęczne i „nakręcają się” tylko przez krótki czas.

Ognisty zegar to spirala lub kij z palnej substancji z zastosowanymi podziałami. W starożytnych Chinach tworzono mieszanki, które paliły się miesiącami bez stałego nadzoru. Wadami tych zegarków są: niska dokładność (zależność szybkości spalania od składu substancji i pogody) oraz złożoność produkcji (ryc. 36).

Zegary wodne (klepsydry) były używane we wszystkich krajach starożytnego świata (ryc. 37 a, b).

Zegarki mechaniczne z ciężarkami i kołami zostały wynalezione w X-XI wieku. W Rosji pierwszy mechaniczny zegar wieżowy został zainstalowany na Kremlu moskiewskim w 1404 roku przez mnicha Lazara Sorbina. zegar wahadłowy wynaleziony w 1657 roku przez holenderskiego fizyka i astronoma H. ​​Huygensa. Zegar mechaniczny ze sprężyną został wynaleziony w XVIII wieku. W latach 30. naszego wieku wynaleziono zegarki kwarcowe. W 1954 r. w ZSRR powstał pomysł stworzenia zegar atomowy- „Państwowy podstawowy standard czasu i częstotliwości”. Zostały zainstalowane w instytucie badawczym pod Moskwą i dawały błąd losowy 1 sekundę co 500 000 lat.

Jeszcze dokładniejszy atomowy (optyczny) wzorzec czasu powstał w ZSRR w 1978 roku. Błąd 1 sekundy pojawia się co 10 000 000 lat!

Za pomocą tych i wielu innych nowoczesnych przyrządów fizycznych udało się z bardzo dużą dokładnością określić wartości podstawowych i pochodnych jednostek czasu. Dopracowano wiele cech widzialnego i rzeczywistego ruchu ciał kosmicznych, odkryto nowe zjawiska kosmiczne, w tym zmiany prędkości obrotu Ziemi wokół własnej osi o 0,01-1 sekundy w ciągu roku.

3. Kalendarze. chronologia

Kalendarz to ciągły system liczbowy dla dużych okresów czasu, oparty na okresowości zjawisk naturalnych, co szczególnie wyraźnie przejawia się w zjawiskach niebieskich (ruchy ciał niebieskich). Z kalendarzem nierozerwalnie związana jest cała wielowiekowa historia kultury ludzkiej.

Potrzeba kalendarzy pojawiła się w tak skrajnej starożytności, kiedy ludzie nie potrafili jeszcze czytać i pisać. Kalendarze określały początek wiosny, lata, jesieni i zimy, okresy kwitnienia roślin, dojrzewania owoców, zbieranie ziół leczniczych, zmiany w zachowaniu i życiu zwierząt, zmiany pogody, czas prac rolniczych i wiele innych . Kalendarze odpowiadają na pytania: „Jaka jest dzisiaj data?”, „Jaki dzień tygodnia?”, „Kiedy to lub tamto wydarzenie miało miejsce?” pozwalają regulować i planować życie i działalność gospodarczą ludzi.

Istnieją trzy główne typy kalendarzy:

1. Księżycowy kalendarz, który opiera się na synodycznym miesiącu księżycowym o czasie trwania 29,5 średniego dnia słonecznego. Powstał ponad 30 000 lat temu. Rok księżycowy kalendarza zawiera 354 (355) dni (11,25 dnia krócej niż rok słoneczny) i jest podzielony na 12 miesięcy po 30 (nieparzyste) i 29 (parzyste) dni (w kalendarzu muzułmańskim nazywa się je: Muharram, Safar, Rabi al-awwal, rabi al-slani, jumada al-ula, jumada al-ahira, radżab, sha'ban, ramadan, shawwal, dhul-qaada, dhul-hijra). Ponieważ miesiąc kalendarzowy jest o 0,0306 dnia krótszy niż miesiąc synodyczny, a za 30 lat różnica między nimi sięga 11 dni, w arabski kalendarz księżycowy w każdym 30-letnim cyklu, jest 19 „prostych” lat 354 dni i 11 „lat przestępnych” 355 dni (2, 5, 7, 10, 13, 16, 18, 21, 24, 26, 29 lat każdego cyklu). turecki kalendarz księżycowy jest mniej dokładny: w jego ośmioletnim cyklu jest 5 lat „prostych” i 3 lata „przestępne”. Data Nowego Roku nie jest ustalona (przesuwa się powoli z roku na rok): na przykład 1421 AH rozpoczęło się 6 kwietnia 2000 r. i zakończy 25 marca 2001 r. Kalendarz księżycowy jest przyjęty jako kalendarz religijny i państwowy w muzułmańskich państwach Afganistanu, Iraku, Iranu, Pakistanie, ZRA i innych. Kalendarze słoneczne i księżycowo-słoneczne są wykorzystywane równolegle do planowania i regulowania działalności gospodarczej.

2.kalendarz słoneczny w oparciu o rok tropikalny. Powstał ponad 6000 lat temu. Obecnie jest akceptowany jako kalendarz światowy.

Juliański kalendarz słoneczny w „starym stylu” zawiera 365,25 dni. Zaprojektowany przez aleksandryjskiego astronoma Sosigenesa, wprowadzony przez cesarza Juliusza Cezara w starożytnym Rzymie w 46 rpne. a następnie rozprzestrzenił się na cały świat. W Rosji został przyjęty w 988 AD. W kalendarzu juliańskim długość roku określa się na 365,25 dni; trzy "proste" lata mają 365 dni, jeden rok przestępny - 366 dni. Jest 12 miesięcy po 30 i 31 dni w roku (z wyjątkiem lutego). Rok juliański jest o 11 minut 13,9 sekundy za rokiem tropikalnym. Przez 1500 lat jego stosowania nagromadził się błąd 10 dni.

W gregoriański kalendarz słoneczny „nowy styl” długość roku to 365, 242,500 dni. W 1582 roku kalendarz juliański z rozkazu papieża Grzegorza XIII został zreformowany zgodnie z projektem włoskiego matematyka Luigiego Lilio Garalli (1520-1576). Liczenie dni przesunięto do przodu o 10 dni i uzgodniono, że każdy wiek, który nie jest podzielny przez 4 bez reszty: 1700, 1800, 1900, 2100 itd., nie powinien być uważany za rok przestępny. To koryguje błąd 3 dni na każde 400 lat. Błąd 1 dnia „przekroczenia” przez 2735 lat. Nowe stulecia i tysiąclecia rozpoczynają się 1 stycznia „pierwszego” roku danego stulecia i tysiąclecia: tak więc XXI wiek i III tysiąclecie naszej ery (AD) zaczną się 1 stycznia 2001 roku według kalendarza gregoriańskiego.

W naszym kraju przed rewolucją używano kalendarza juliańskiego „starego stylu”, którego błąd do 1917 r. Wynosił 13 dni. W 1918 r. wprowadzono w kraju słynny na całym świecie kalendarz gregoriański „nowego stylu”, a wszystkie daty zostały przesunięte o 13 dni do przodu.

Konwersja dat z kalendarza juliańskiego na kalendarz gregoriański odbywa się według wzoru: , gdzie t G oraz T YU- daty według kalendarza gregoriańskiego i juliańskiego; n to całkowita liczba dni, Z to liczba pełnych stuleci, które upłynęły, Z 1 to najbliższa liczba wieków, wielokrotność czterech.

Inne odmiany kalendarzy słonecznych to:

kalendarz perski, który określał czas trwania roku tropikalnego na 365,24242 dni; 33-letni cykl obejmuje 25 lat „prostych” i 8 lat „przestępnych”. O wiele dokładniejszy niż gregoriański: błąd 1 roku „przekracza” 4500 lat. Zaprojektowany przez Omara Khayyama w 1079; był używany na terytorium Persji i wielu innych państw do połowy XIX wieku.

Kalendarz koptyjski jest podobny do kalendarza juliańskiego: jest 12 miesięcy po 30 dni w roku; po 12 miesiącach w roku "prostym" dodaje się 5, w roku "przestępnym" - 6 dodatkowych dni. Jest używany w Etiopii i niektórych innych państwach (Egipt, Sudan, Turcja itp.) Na terytorium Koptów.

3.kalendarz księżycowo-słoneczny, w którym ruch Księżyca jest zgodny z rocznym ruchem Słońca. Rok składa się z 12 miesięcy księżycowych po 29 i 30 dni każdy, do których okresowo dodawane są lata „przestępne” w celu uwzględnienia ruchu Słońca, zawierające dodatkowy 13 miesiąc. W rezultacie „proste” lata trwają 353, 354, 355 dni, a „lata przestępne” - 383, 384 lub 385 dni. Powstał na początku I tysiąclecia pne, był używany w starożytnych Chinach, Indiach, Babilonie, Judei, Grecji, Rzymie. Obecnie jest przyjęty w Izraelu (początek roku przypada na różne dni między 6 września a 5 października) i jest używany wraz z państwowym w krajach Azji Południowo-Wschodniej (Wietnam, Chiny itp.).

Oprócz głównych typów kalendarzy opisanych powyżej, kalendarze zostały stworzone i są nadal używane w niektórych regionach Ziemi, biorąc pod uwagę pozorny ruch planet w sferze niebieskiej.

Wschodni księżycowo-planetarny 60 lat kalendarz na podstawie okresowości ruchu Słońca, Księżyca oraz planet Jowisza i Saturna. Powstał na początku II tysiąclecia p.n.e. w Azji Wschodniej i Południowo-Wschodniej. Obecnie używany w Chinach, Korei, Mongolii, Japonii i kilku innych krajach regionu.

W 60-letnim cyklu współczesnego kalendarza wschodniego jest 21912 dni (w pierwszych 12 latach jest 4371 dni; w drugim i czwartym - 4400 i 4401 dni; w trzecim i piątym - 4370 dni). Okres ten pasuje do dwóch 30-letnich cykli Saturna (równych syderalnym okresom jego obrotu) T Saturn \u003d 29,46 » 30 lat), w przybliżeniu trzy 19-letnie cykle księżycowo-słoneczne, pięć 12-letnich cykli Jowisza (równe okresom syderycznym jego obrotu T Jowisz= 11,86 » 12 lat) i pięć 12-letnich cykli księżycowych. Liczba dni w roku nie jest stała i może wynosić 353, 354, 355 dni w „prostych” latach, 383, 384, 385 dni w latach przestępnych. Początek roku w różnych stanach przypada na różne daty od 13 stycznia do 24 lutego. Obecny cykl 60-letni rozpoczął się w 1984 roku. Dane dotyczące kombinacji znaków kalendarza wschodniego podano w załączniku.

Kalendarz środkowoamerykański kultur Majów i Azteków był używany od około 300-1530 pne. OGŁOSZENIE Opiera się na okresowości ruchu Słońca, Księżyca i synodycznych okresach obrotu planet Wenus (584 d) i Mars (780 d). „Długi” rok trwający 360 (365) dni składał się z 18 miesięcy po 20 dni i 5 świąt. Równolegle do celów kulturalnych i religijnych wykorzystano „krótki rok” 260 dni (1/3 okresu synodycznego obiegu Marsa), podzielony na 13 miesięcy po 20 dni; „ponumerowane” tygodnie składały się z 13 dni, które miały swój własny numer i nazwę. Czas trwania roku tropikalnego określono z najwyższą dokładnością 365,2420 d (błąd 1 dnia nie kumuluje się przez 5000 lat!); księżycowy miesiąc synodyczny - 29.53059 d.

Na początku XX wieku rozwój międzynarodowych powiązań naukowych, technicznych, kulturalnych i ekonomicznych wymusił stworzenie jednego, prostego i dokładnego kalendarza światowego. Istniejące kalendarze mają liczne mankamenty w postaci: niedostatecznej zgodności długości roku tropikalnego z datami zjawisk astronomicznych związanych z ruchem Słońca w sferze niebieskiej, nierównego i niestałego czasu trwania miesięcy, niespójności w liczbie miesiąc i dni tygodnia, niezgodności ich nazw z pozycją w kalendarzu itp. Ujawniają się nieścisłości współczesnego kalendarza

Ideał wieczny kalendarz ma niezmienną strukturę, która pozwala szybko i jednoznacznie określić dni tygodnia dla dowolnej daty kalendarzowej chronologii. Jeden z najlepszych projektów kalendarzy wieczystych został zarekomendowany do rozpatrzenia przez Zgromadzenie Ogólne ONZ w 1954 roku: choć podobny do kalendarza gregoriańskiego, był prostszy i wygodniejszy. Rok tropikalny dzieli się na 4 ćwiartki po 91 dni (13 tygodni). Każdy kwartał rozpoczyna się w niedzielę i kończy w sobotę; składa się z 3 miesięcy, w pierwszym miesiącu 31 dni, w drugim i trzecim - 30 dni. Każdy miesiąc ma 26 dni roboczych. Pierwszym dniem roku jest zawsze niedziela. Dane dla tego projektu podano w załączniku. Nie został zrealizowany ze względów religijnych. Wprowadzenie jednego światowego wiecznego kalendarza pozostaje jednym z problemów naszych czasów.

Datę początkową i późniejszy system naliczania nazywa się era. Punktem wyjścia ery nazywa się to era.

Od czasów starożytnych początek pewnej epoki (ponad 1000 epok znanych jest w różnych stanach różnych rejonów Ziemi, w tym 350 w Chinach i 250 w Japonii) oraz cały przebieg chronologii wiązały się z ważnymi legendarnymi, religijnymi lub (rzadziej) rzeczywiste wydarzenia: czasy panowania niektórych dynastii i poszczególnych cesarzy, wojny, rewolucje, olimpiady, zakładanie miast i państw, „narodziny” boga (proroka) czy „stworzenie świata” ”.

Za początek chińskiej ery cyklu 60-letniego przyjmuje się datę 1 roku panowania cesarza Huangdi - 2697 pne.

W cesarstwie rzymskim rachunek był prowadzony od „założenia Rzymu” od 21 kwietnia 753 p.n.e. a od dnia wstąpienia cesarza Dioklecjana 29 sierpnia 284 r. n.e.

W Cesarstwie Bizantyjskim, a później, zgodnie z tradycją, w Rosji - od przyjęcia chrześcijaństwa przez księcia Włodzimierza Światosławowicza (988 n.e.) do dekretu Piotra I (1700 n.e.) lata liczono „od stworzenia świata” : za początek daty odliczania przyjęto 1 września 5508 pne (pierwszy rok „ery bizantyjskiej”). W starożytnym Izraelu (Palestyna) „stworzenie świata” nastąpiło później: 7 października 3761 pne (pierwszy rok „ery żydowskiej”). Były też inne, odmienne od najpowszechniejszych wyżej wymienionych epok „od stworzenia świata”.

Rozwój więzi kulturowych i ekonomicznych oraz szerokie rozpowszechnienie religii chrześcijańskiej w Europie Zachodniej i Wschodniej spowodowały potrzebę ujednolicenia systemów chronologii, jednostek miary i liczenia czasu.

Współczesna chronologia - " nasza era", "Nowa era"(AD)," era od narodzin Chrystusa "( R.H.), Anno Domeni ( OGŁOSZENIE.- „rok Pański”) – prowadzony jest od arbitralnie wybranej daty narodzin Jezusa Chrystusa. Ponieważ nie jest to wskazane w żadnym dokumencie historycznym, a Ewangelie są ze sobą sprzeczne, uczony mnich Dionizy Mały w 278 roku ery Dioklecjana postanowił „naukowo”, na podstawie danych astronomicznych, obliczyć datę epoki. Obliczenia oparto na: 28-letnim „okręgu słonecznym” – okres czasu, dla którego liczby miesięcy przypadają dokładnie na te same dni tygodnia oraz 19-letnim „końcu księżycowym” – okresie czasu dla które te same fazy księżyca przypadają w te same i te same dni miesiąca. Iloczyn cykli kręgów „słonecznych” i „księżycowych”, dostosowany do 30-letniego okresu życia Chrystusa (28 ´ 19S + 30 = 572), dał początek chronologii nowożytnej. Rachunek lat według epoki „od narodzin Chrystusa” „zakorzenia się” bardzo powoli: aż do XV wieku n.e. (tj. nawet 1000 lat później) w oficjalnych dokumentach Europy Zachodniej wskazano 2 daty: od stworzenia świata i od Narodzenia Chrystusa (AD).

W świecie muzułmańskim za początek chronologii przyjmuje się 16 lipca 622 r. – dzień Hijjry (migracji proroka Mahometa z Mekki do Medyny).

Tłumaczenie dat z „muzułmańskiego” systemu chronologii T M do „chrześcijanina” (gregoriańskiego) T G można to zrobić za pomocą wzoru: (lata).

Dla wygody obliczeń astronomicznych i chronologicznych od końca XVI wieku stosowana jest chronologia zaproponowana przez J. Scaligera. Okres juliański(J.D.). Od 1 stycznia 4713 r. p.n.e. prowadzona jest ciągła liczba dni.

Podobnie jak na poprzednich lekcjach, należy poinstruować uczniów, aby samodzielnie uzupełniali tabelę. 6 informacji o zjawiskach kosmicznych i niebieskich badanych na lekcji. Daje to nie więcej niż 3 minuty, następnie nauczyciel sprawdza i koryguje pracę uczniów. Tabela 6 została uzupełniona o informacje:

Materiał jest naprawiony podczas rozwiązywania problemów:

Ćwiczenie 4:

1. 1 stycznia zegar słoneczny pokazuje godzinę 10 rano. O której godzinie Twój zegarek pokazuje w tej chwili?

2. Określić różnicę w odczytach dokładnego zegara i chronometru pracującego w czasie syderycznym, 1 rok po ich jednoczesnym uruchomieniu.

3. Określ momenty rozpoczęcia całkowitej fazy zaćmienia Księżyca 4 kwietnia 1996 r. W Czelabińsku i Nowosybirsku, jeśli zjawisko wystąpiło o 23.36 m UTC.

4. Ustal, czy zaćmienie (zaćmienie) Księżyca Jowisza może być obserwowane we Władywostoku, jeśli nastąpi o 1 h 50 m UTC, a Księżyc zajdzie we Władywostoku o 0 h 30 m czasu lokalnego czasu letniego.

5. Ile dni zawierał rok 1918 w RSFSR?

6. Jaka jest maksymalna liczba niedziel w lutym?

7. Ile razy w roku wschodzi słońce?

8. Dlaczego Księżyc jest zawsze zwrócony do Ziemi tą samą stroną?

9. Kapitan statku zmierzył zenitalną odległość Słońca w prawdziwe południe 22 grudnia i stwierdził, że jest ona równa 66њ 33". Chronometr poruszający się według czasu Greenwich wskazywał w czasie obserwacji 11 h 54 m rano. Określ współrzędne statku i jego pozycję na mapie świata.

10. Jakie są współrzędne geograficzne miejsca, w którym wysokość Gwiazdy Północnej wynosi 64њ 12", a kulminacja gwiazdy a Lyra występuje 4 h 18 m później niż w Obserwatorium w Greenwich?

11. Określ współrzędne geograficzne miejsca, w którym znajduje się górna kulminacja gwiazdy a - - dydaktyka - kolokwia - zadanie

Każdej obserwacji astronomicznej muszą towarzyszyć dane o czasie jej wykonania. Dokładność momentu czasowego może być różna w zależności od wymagań i właściwości obserwowanego zjawiska. Na przykład w zwykłych obserwacjach meteorów i gwiazd zmiennych wystarczy znać moment z dokładnością do minuty. Obserwacje zaćmień Słońca, zasłonięcia gwiazd przez Księżyc, a zwłaszcza obserwacje ruchu sztucznych satelitów Ziemi, wymagają zaznaczania momentów z dokładnością nie mniejszą niż dziesiąta część sekundy. Dokładne obserwacje astrometryczne dziennego obrotu sfery niebieskiej zmuszają nas do stosowania specjalnych metod rejestracji momentów czasu z dokładnością do 0,01 a nawet 0,005 sekundy!

Dlatego jednym z głównych zadań astronomii praktycznej jest pozyskiwanie dokładnego czasu z obserwacji, przechowywanie go i przekazywanie danych czasowych konsumentom.

Aby zachować czas, astronomowie dysponują bardzo dokładnymi zegarami, które regularnie sprawdzają, wyznaczając momenty kulminacji gwiazd za pomocą specjalnych instrumentów. Transmisja sygnałów czasu dokładnego drogą radiową pozwoliła im zorganizować usługę czasu światowego, czyli połączyć w jeden system wszystkie obserwatoria zajmujące się tego rodzaju obserwacjami.

Odpowiedzialność Służb Czasowych, poza nadawaniem dokładnych sygnałów czasu, obejmuje również nadawanie sygnałów uproszczonych, dobrze znanych wszystkim słuchaczom radia. To sześć krótkich sygnałów „kropek”, które są wydawane przed rozpoczęciem nowej godziny. Moment ostatniego „punktu”, do jednej setnej sekundy, zbiega się z początkiem nowej godziny. Astronomom amatorom zaleca się wykorzystanie tych sygnałów do sprawdzenia swojego zegarka. Sprawdzając zegar, nie powinniśmy go tłumaczyć, ponieważ w tym przypadku psuję mechanizm, a astronom musi dbać o swój zegarek, ponieważ jest to jeden z jego głównych instrumentów. Musi określić „korektę zegara” - różnicę między dokładnym czasem a ich odczytami. Poprawki te powinny być systematycznie określane i zapisywane w dzienniku obserwatora; dalsze ich badanie pozwoli ci określić przebieg zegara i dobrze je przestudiować.

Oczywiście pożądane jest, aby mieć do dyspozycji jak najlepszy zegarek. Co należy rozumieć pod pojęciem „dobre godziny”?

Konieczne jest, aby jak najdokładniej trzymali swój kurs. Porównajmy dwa egzemplarze zwykłych zegarków kieszonkowych:

Pozytywny znak korekty oznacza, że ​​aby uzyskać dokładny czas, konieczne jest dodanie poprawki do odczytu zegara.

W dwóch połówkach tabletu znajdują się zapisy korekt zegara. Odejmując górną korektę od dolnej korekty i dzieląc przez liczbę dni, które upłynęły między oznaczeniami, otrzymujemy dzienny wskaźnik zegara. Dane postępu są podane w tej samej tabeli.

Dlaczego niektóre zegarki nazywamy złymi, a inne dobrymi? Przez pierwsze godziny korekta jest bliska zeru, ale ich przebieg zmienia się nieregularnie. Po drugie - korekta jest duża, ale przebieg jest jednolity. Pierwszy zegar nadaje się do takich obserwacji, które nie wymagają datownika dokładniejszego niż co do minuty. Ich odczytów nie można interpolować i należy je sprawdzać kilka razy w ciągu nocy.

Drugi, „dobry zegar”, nadaje się do wykonywania bardziej złożonych obserwacji. Oczywiście warto sprawdzać je częściej, ale można interpolować ich odczyty dla chwil pośrednich. Pokażmy to na przykładzie. Załóżmy, że obserwacji dokonano 5 listopada o 23:32:46. według naszych godzin. Sprawdzenie zegara, przeprowadzone 4 listopada o godzinie 17:00, dało korektę o +2 m. 15 s. Kurs dzienny, jak widać z tabeli, to +5,7 s. Od godziny 17:00 4 listopada do momentu obserwacji minął 1 dzień i 6,5 godziny lub 1,27 dnia. Mnożąc tę ​​liczbę przez stawkę dzienną otrzymujemy +7,2 s. Dlatego korekcja zegara w momencie obserwacji wynosiła nie 2 m. 15 s, ale +2 m. 22 s. Dodajemy to do momentu obserwacji. Tak więc obserwację wykonano 5 listopada o 23:35:8.

Usługa czasu
Zadaniem serwisu dokładnego czasu jest określenie dokładnego czasu, możliwość jego zapisania i przekazania konsumentowi. Jeśli wyobrazimy sobie, że wskazówka zegara jest osią optyczną teleskopu skierowaną pionowo w niebo, to tarcza to gwiazdy, jedna po drugiej wpadające w pole widzenia tego teleskopu. Rejestracja momentów przejścia gwiazd przez celownik teleskopowy - to ogólna zasada klasycznej definicji czasu astronomicznego. Sądząc po megalitycznych pomnikach, które do nas dotarły, z których najsłynniejszym jest Stonehenge w Anglii, ta metoda szeryfów celowniczych była z powodzeniem stosowana nawet w epoce brązu. Sama nazwa astronomicznej służby czasu jest już przestarzała. Od 1988 roku usługa ta nosi nazwę International Earth Rotation Service http://hpiers.obspm.fr/eop-pc/.
Klasyczny astronomiczny sposób określania dokładnego czasu (Universal Time, UT) wiąże się z pomiarem kąta obrotu dowolnego wybranego południka Ziemi względem „sfery gwiazd stałych”. Wybranym ostatecznie był południk Greenwich. Jednak na przykład w Rosji południk Pułkowo przez długi czas był traktowany jako zero. W rzeczywistości każdy południk, na którym zainstalowano teleskop specjalizujący się w rejestrowaniu momentów przejść przez gwiazdę (instrument tranzytowy, tuba zenitowa, astrolabium), nadaje się do rozwiązania pierwszego zadania dokładnej obsługi czasu. Ale żadna szerokość geograficzna nie jest do tego optymalna, co jest oczywiste na przykład ze względu na zbieżność wszystkich południków na biegunach geograficznych.
Z metody wyznaczania czasu astronomicznego oczywisty jest jego związek z wyznaczaniem długości geograficznych na Ziemi i ogólnie z pomiarami współrzędnych. W istocie jest to pojedyncze zadanie wsparcia w czasie współrzędnych (CWO). Zrozumiała jest złożoność tego problemu, którego rozwiązanie trwało wiele wieków i nadal jest najpilniejszym problemem geodezji, astronomii i geodynamiki.
Przy określaniu UT metodami astronomicznymi należy wziąć pod uwagę:

• że „sfera gwiazd stałych” nie istnieje, tj. współrzędne gwiazd („tarcza” zegara gwiezdnego, która określa dokładność tych zegarów) muszą być stale dopracowywane z obserwacji,
• że oś obrotu Ziemi pod wpływem sił grawitacyjnych Słońca, Księżyca i innych planet wykonuje złożone ruchy okresowe (precesji i nutacji), opisane rzędami setek harmonicznych,
• że obserwacje są dokonywane z powierzchni Ziemi, która porusza się kompleksowo w przestrzeni, a zatem konieczne jest uwzględnienie efektów paralaktycznych i aberracyjnych,
• że teleskopy, na których prowadzone są obserwacje UT, mają własne błędy niestałe, które zależą w szczególności od warunków klimatycznych i są wyznaczane na podstawie tych samych obserwacji,
• że obserwacje odbywają się „na dnie” atmosferycznego oceanu, co zniekształca prawdziwe współrzędne gwiazd (załamanie) w sposób często trudny do uwzględnienia,
• że sama oś obrotu „wisie” w ciele Ziemi i to zjawisko, a także szereg efektów pływowych i skutków wywołanych wpływami atmosferycznymi na obrót Ziemi, są określane z samych obserwacji,
• że obrót Ziemi wokół własnej osi, która do 1956 r. służyła za miarę czasu, odbywa się nierównomiernie, co również określają same obserwacje.

Do dokładnego pomiaru czasu potrzebny jest standard. Wybrany standard – okres obrotu Ziemi – okazał się nie do końca wiarygodny. Dzień słoneczny to jedna z podstawowych jednostek czasu, wybrana dawno temu. Ale prędkość obrotu Ziemi zmienia się w ciągu roku, dlatego stosuje się średni dzień słoneczny, który różni się od rzeczywistego do 11 minut. Ze względu na nierównomierny ruch Ziemi wzdłuż ekliptyki, akceptowana doba słoneczna to 24 godziny więcej w ciągu roku o 1 dzień syderyczny, czyli 23 godziny 56 minut 4,091 sekundy, podczas gdy przeciętny dzień słoneczny to 24 godziny 3 minuty 56,5554 sekundy.
W latach 30. ustalono nierównomierny obrót Ziemi wokół własnej osi. Nierówności związane są w szczególności: ze świeckim spowolnieniem ruchu obrotowego Ziemi na skutek tarcia pływowego Księżyca i Słońca; procesy niestacjonarne wewnątrz Ziemi. Średni dzień gwiezdny spowodowany procesją osi Ziemi jest o 0,0084 s krótszy niż rzeczywisty okres obrotu Ziemi. Ruch pływowy Księżyca spowalnia obrót Ziemi o 0,0023 s w ciągu 100 lat. Widać zatem wyraźnie, że doprecyzowania wymagało zdefiniowanie sekundy jako jednostki czasu, stanowiącej 1/86400 doby.
Rok 1900 przyjęto jako jednostkę roku tropikalnego (czas trwania między dwoma kolejnymi przejściami środka Słońca przez równonoc wiosenną) równą 365,242196 dni, czyli 365 dni 5 godzin 48 minut 48,08 sekundy. Dzięki niemu określa się czas trwania sekundy = 1/31556925,9747 roku tropikalnego 1900.
W październiku 1967 r. w Paryżu, XIII Konferencja Generalna Międzynarodowego Komitetu Miar i Wag określa czas trwania sekundy atomowej - przedział czasu, w którym występuje 9 192 631 770 oscylacji, odpowiadających częstotliwości utwardzania (absorpcji) przez atom cezu - 133 podczas rezonansowego przejścia między dwoma nadsubtelnymi poziomami energii atomu stanu podstawowego przy braku zakłóceń z zewnętrznych pól magnetycznych i jest rejestrowana jako emisja radiowa o długości fali około 3,26 cm.
Dokładność zegarów atomowych to błąd 1s na 10 000 lat. Błąd 10-14s.
1 stycznia 1972 r. ZSRR i wiele krajów świata przeszło na atomowy standard czasu.
Dokładne sygnały czasu nadawane drogą radiową są przesyłane przez zegary atomowe w celu dokładnego określenia czasu lokalnego (tj. długości geograficznej – lokalizacji mocnych punktów, znajdowania momentów kulminacji gwiazd), a także dla lotnictwa i nawigacji morskiej.
Pierwsze dokładne sygnały czasu w radiu zaczęła nadawać stacja w Bostonie (USA) w 1904 roku, od 1907 w Niemczech, od 1910 w Paryżu (stacja radiowa Wieży Eiffla). W naszym kraju od 1 grudnia 1920 r. Obserwatorium Pułkowo zaczęło nadawać sygnał rytmiczny przez radiostację New Holland w Piotrogrodzie, a od 25 maja 1921 r. Przez moskiewską stację radiową Oktiabrskaja na Chodynce. Organizatorami ówczesnej radiotechnicznej służby w kraju byli Nikołaj Iwanowicz Dnieprowski (1887-1944), Aleksander Pawłowicz Konstantinow (1895-1937) i Paweł Andriejewicz Azbukin (1882-1970).
Dekretem Rady Komisarzy Ludowych w 1924 r. w Obserwatorium Pułkowo zorganizowano Międzyresortowy Komitet Służby Czasu, który od 1928 r. zaczął wydawać biuletyny podsumowujące. W 1931 r. zorganizowano dwie nowe służby czasu w NOK i TSNIIGAiK, a służba czasu Obserwatorium Taszkentu rozpoczęła stałą pracę.
W marcu 1932 r. w Obserwatorium Pułkowo odbyła się pierwsza konferencja astrometryczna, na której podjęto decyzję o utworzeniu służby czasowej w ZSRR. W okresie przedwojennym było 7 służb czasowych, a w Pułkowie, NOK i Taszkencie rytmiczne sygnały czasu były transmitowane przez radio.
Najdokładniejszym zegarem używanym przez służbę (przechowywanym w piwnicy przy stałym ciśnieniu, temperaturze itp.) był podwójny zegar wahadłowy Shorta (dokładność ± 0,001 s/dzień), F.M. Fedchenko (± 0,0003 s / dzień), następnie zaczęli używać kwarcu (z ich pomocą odkryto nierównomierny obrót Ziemi) przed wprowadzeniem zegarów atomowych, które są obecnie używane przez służbę czasu. Lewis Essen (Anglia), fizyk eksperymentalny, twórca zegarów kwarcowych i atomowych, w 1955 roku stworzył pierwszy atomowy wzorzec częstotliwości (czasu) na wiązce atomowej cezu, co zaowocowało usługą czasu opartą na atomowym wzorcu częstotliwości trzy lata później.
Zgodnie ze standardem atomowym USA, Kanady i Niemiec, od 1 stycznia 1972 r. ustanowiono TAI - średnią wartość czasu atomowego, na podstawie którego stworzono skalę UTC (uniwersalnego czasu współrzędnych), która różni się od średni czas słoneczny o nie więcej niż 1 sekundę (z dokładnością ± 0,90 s). Każdego roku UTC jest korygowany o 1 sekundę w dniu 31 grudnia lub 30 czerwca.
W ostatniej ćwierci XX wieku pozagalaktyczne obiekty astronomiczne - kwazary - były już wykorzystywane do wyznaczania czasu uniwersalnego. Jednocześnie ich szerokopasmowy sygnał radiowy jest rejestrowany na dwóch radioteleskopach oddalonych o tysiące kilometrów (bardzo długie bazowe radiointerferometry - VLBI) w zsynchronizowanej skali atomowych wzorców czasu i częstotliwości. Ponadto wykorzystywane są systemy oparte na obserwacjach satelitów (GPS – Global Positioning System, GLONASS – globalny system nawigacji satelitarnej oraz LLS – Laser Location of Satellites) oraz reflektory narożne instalowane na Księżycu (Laser Location of the Moon – LLL).
Koncepcje astronomiczne
Czas astronomiczny. Do 1925 r. w praktyce astronomicznej za początek średniej doby słonecznej przyjmowano moment szczytowej kulminacji (południe) średniego słońca. Taki czas nazwano średnio astronomicznym lub po prostu astronomicznym. Jako jednostkę miary przyjęto średnią sekundę słoneczną. Od 1 stycznia 1925 został zastąpiony przez czas uniwersalny (UT)
Czas atomowy (AT - czas atomowy) został wprowadzony 1 stycznia 1964 r. Sekundę atomową przyjmuje się jako jednostkę czasu, równą przedziałowi czasu, w którym występuje 9 192 631 770 oscylacji, odpowiadających częstotliwości promieniowania między dwoma poziomami struktury nadsubtelnej stanu podstawowego atomu cezu-133 przy braku zewnętrznych pola magnetyczne. Nośniki AT to ponad 200 atomowych wzorców czasu i częstotliwości zlokalizowanych w ponad 30 krajach świata. Te standardy (zegary) są stale porównywane ze sobą za pośrednictwem systemu satelitarnego GPS / GLONASS, za pomocą którego wyprowadzana jest międzynarodowa atomowa skala czasu (TAI). Na podstawie porównania uważa się, że skala TAI nie różni się od wyimaginowanych zegarów absolutnie dokładnych o więcej niż 0,1 mikrosekundy rocznie. AT nie jest związany z astronomicznym sposobem określania czasu, opartym na pomiarze prędkości obrotu Ziemi, dlatego z biegiem czasu skale AT i UT mogą się znacznie różnić. Aby wykluczyć to od 1 stycznia 1972, wprowadzono uniwersalny czas koordynowany (UTC).
Czas uniwersalny (UT - Universal Time) jest używany od 1 stycznia 1925 zamiast czasu astronomicznego. Jest liczony od dolnej kulminacji średniego słońca na południku Greenwich. Od 1 stycznia 1956 r. zdefiniowano trzy uniwersalne skale czasowe:
UT0 - czas uniwersalny, wyznaczany na podstawie bezpośrednich obserwacji astronomicznych, tj. czas chwilowego południka Greenwich, którego położenie płaszczyzny charakteryzuje chwilowe położenie biegunów Ziemi;
UT1 to czas średniego południka Greenwich, wyznaczony przez średnie położenie biegunów Ziemi. Różni się od UT0 poprawkami na przemieszczenie bieguna geograficznego z powodu przemieszczenia ciała Ziemi względem jej osi obrotu;
UT2 to „wygładzony” czas UT1 skorygowany o sezonowe zmiany prędkości kątowej obrotu Ziemi.
Uniwersalny czas koordynowany (UTC). UTC opiera się na skali AT, którą w razie potrzeby, ale tylko 1 stycznia lub 1 lipca, można skorygować, wprowadzając dodatkową sekundę ujemną lub dodatnią, aby różnica między UTC a UT1 nie przekraczała 0,8 sekundy. Skala czasu Federacji Rosyjskiej UTC(SU) jest odtwarzana przez państwowy standard czasu i częstotliwości i jest zgodna ze skalą międzynarodowego biura czasu UTC. Obecnie (początek 2005) TAI - UTC = 32 sekundy. Istnieje wiele witryn, na których można pobrać dokładny czas, na przykład na serwerze Międzynarodowego Biura Miar i Wag (BIPM) http://www.bipm.fr/en/scientific/tai/time_server.html.
Dzień syderyczny to odstęp czasu między dwoma kolejnymi punktami kulminacyjnymi o tej samej nazwie w równonocy wiosennej na tym samym południku. Moment jej górnej kulminacji przyjmuje się za początek dnia gwiezdnego. Istnieje prawdziwy i średni czas syderyczny w zależności od wybranego punktu równonocy wiosennej. Przeciętny dzień syderyczny wynosi 23 godziny.56 minut 04.0905 sekundy średniego dnia słonecznego.
Prawdziwy czas słoneczny to nierówny czas określony przez ruch prawdziwego słońca i wyrażony w ułamkach prawdziwego dnia słonecznego. Nierówność prawdziwego czasu słonecznego (równanie czasu) wynika z 1) nachylenia ekliptyki do równika oraz 2) nierównomiernego ruchu Słońca wzdłuż ekliptyki z powodu ekscentryczności orbity Ziemi.
Prawdziwy dzień słoneczny to odstęp czasu między dwoma kolejnymi punktami kulminacyjnymi o tej samej nazwie prawdziwego słońca na tym samym południku. Moment dolnej kulminacji (północ) prawdziwego słońca jest uważany za początek prawdziwego słonecznego dnia.
Średni czas słoneczny to czas równomierny określony przez ruch średniego słońca. Był używany jako wzorzec jednolitego czasu ze skalą jednej średniej sekundy słonecznej (1/86400 ułamek średniej doby słonecznej) do 1956 roku.
Średnia doba słoneczna to odstęp czasu między dwoma kolejnymi kulminacjami o tej samej nazwie średniego słońca na tym samym południku. Za początek średniego dnia słonecznego przyjmuje się moment dolnego punktu kulminacyjnego (północ) średniego słońca.
Średnie (równikowe) słońce jest fikcyjnym punktem na sferze niebieskiej, poruszającym się jednostajnie wzdłuż równika ze średnią roczną prędkością prawdziwego Słońca wzdłuż ekliptyki.
Średnie słońce ekliptyczne jest fikcyjnym punktem na sferze niebieskiej, poruszającym się jednostajnie wzdłuż ekliptyki ze średnią roczną prędkością prawdziwego słońca. Ruch średniego słońca ekliptycznego wzdłuż równika jest nierównomierny.
Równonoc wiosenna jest jednym z dwóch punktów przecięcia równika i ekliptyki na sferze niebieskiej, przez które wiosną przechodzi środek Słońca. Istnieją prawdziwe (poruszające się z powodu precesji i nutacji) i średnie (poruszające się tylko z powodu precesji) punkty równonocy wiosennej.
Rok tropikalny to odstęp czasu między dwoma kolejnymi przejściami średniego słońca przez środek równonocy wiosennej, równy 365,24219879 średnim dniom słonecznym lub 366.24219879 dniom syderycznym.
Równanie czasu to różnica między rzeczywistym czasem słonecznym a średnim czasem słonecznym. Osiąga +16 minut na początku listopada i -14 minut w połowie lutego. Opublikowane w Rocznikach Astronomicznych.
Czas efemerydy (ET - czas efemerydy) jest zmienną niezależną (argumentem) w mechanice nieba (Newtonowska teoria ruchu ciał niebieskich). Wprowadzony od 1 stycznia 1960 roku w rocznikach astronomicznych jako bardziej jednolity od czasu uniwersalnego, spotęgowany długotrwałymi nieprawidłowościami w obrotach Ziemi. Określa się ją na podstawie obserwacji ciał Układu Słonecznego (głównie Księżyca). Jednostką miary jest sekunda efemerydy jako 1/31556925,9747 roku tropikalnego dla chwili 1900 stycznia 0.12 ET lub inaczej jako 1/86400 czasu trwania średniego dnia słonecznego dla tej samej chwili.