Genaue Uhrzeit

Für die Messung kurzer Zeiträume in der Astronomie ist die Grundeinheit die durchschnittliche Dauer eines Sonnentages, d. h. das durchschnittliche Zeitintervall zwischen den beiden oberen (oder unteren) Kulminationen des Sonnenmittelpunkts. Da die Länge des Sonnentages im Laufe des Jahres leicht schwankt, muss der Durchschnittswert verwendet werden. Dies liegt daran, dass sich die Erde nicht im Kreis, sondern in einer Ellipse um die Sonne dreht und sich die Geschwindigkeit ihrer Bewegung geringfügig ändert. Dies führt das ganze Jahr über zu leichten Unregelmäßigkeiten in der scheinbaren Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik.

Der Moment des oberen Höhepunkts des Sonnenzentrums wird, wie wir bereits sagten, wahrer Mittag genannt. Aber um auf die Uhr zu schauen und die genaue Zeit zu bestimmen, ist es nicht nötig, den genauen Zeitpunkt des Sonnenhöchststands darauf zu markieren. Es ist bequemer und genauer, die Zeitpunkte der Kulmination von Sternen zu markieren, da der Unterschied zwischen den Zeitpunkten der Kulmination eines Sterns und der Sonne zu jedem Zeitpunkt genau bekannt ist. Um die genaue Zeit zu bestimmen, markieren sie daher mit speziellen optischen Instrumenten die Zeitpunkte der Kulminationen der Sterne und überprüfen damit die Richtigkeit der Uhr, die die Zeit „speichert“. Die so bestimmte Zeit wäre absolut genau, wenn die beobachtete Drehung des Himmels mit einer streng konstanten Winkelgeschwindigkeit erfolgen würde. Es stellte sich jedoch heraus, dass sich die Rotationsgeschwindigkeit der Erde um ihre Achse und damit die scheinbare Rotation der Himmelssphäre im Laufe der Zeit nur sehr geringfügig verändert. Um die genaue Zeit zu „sparen“, werden daher heute spezielle Atomuhren eingesetzt, deren Ablauf durch mit konstanter Frequenz ablaufende Schwingungsvorgänge in Atomen gesteuert wird. Die Uhren einzelner Observatorien werden anhand atomarer Zeitsignale überprüft. Der Vergleich der von Atomuhren ermittelten Zeit mit der scheinbaren Bewegung von Sternen ermöglicht es, die Unregelmäßigkeiten der Erdrotation zu untersuchen.

Die genaue Uhrzeit zu ermitteln, zu speichern und per Funk an die gesamte Bevölkerung zu übermitteln, ist Aufgabe des in vielen Ländern existierenden Genauzeitdienstes.

Präzise Zeitsignale per Funk werden von Navigatoren der Marine und Luftwaffe sowie vielen wissenschaftlichen und industriellen Organisationen empfangen, die die genaue Zeit kennen müssen. Die Kenntnis der genauen Zeit ist insbesondere zur Bestimmung der geografischen Längengrade verschiedener Punkte auf der Erdoberfläche erforderlich.

Zeit zählen. Bestimmung der geografischen Länge. Kalender

Aus dem Kurs der physischen Geographie der UdSSR kennen Sie die Konzepte der Orts-, Zonen- und Mutterschaftszeit und wissen auch, dass der Unterschied in der geografischen Länge zweier Punkte durch den Unterschied in der Ortszeit dieser Punkte bestimmt wird. Dieses Problem wird durch astronomische Methoden mithilfe von Sternbeobachtungen gelöst. Basierend auf der Bestimmung der genauen Koordinaten einzelner Punkte wird die Erdoberfläche kartiert.

Um große Zeiträume zu zählen, verwendeten die Menschen seit der Antike entweder die Dauer des Mondmonats oder des Sonnenjahres, d. h. Die Dauer des Umlaufs der Sonne entlang der Ekliptik. Das Jahr bestimmt die Häufigkeit saisonaler Veränderungen. Ein Sonnenjahr dauert 365 Sonnentage, 5 Stunden 48 Minuten 46 Sekunden. Es steht praktisch in keinem Verhältnis zum Tag und zur Länge des Mondmonats – dem Zeitraum des Wechsels der Mondphasen (ca. 29,5 Tage). Darin besteht die Schwierigkeit, einen einfachen und praktischen Kalender zu erstellen. Im Laufe der Jahrhunderte alten Menschheitsgeschichte wurden viele verschiedene Kalendersysteme geschaffen und verwendet. Aber alle können in drei Typen unterteilt werden: Solar-, Mond- und Lunisolar-Typen. Südliche Hirtenvölker verwendeten normalerweise Mondmonate. Ein Jahr mit 12 Mondmonaten enthielt 355 Sonnentage. Um die Zeitberechnung durch Mond und Sonne zu koordinieren, war es notwendig, entweder 12 oder 13 Monate im Jahr festzulegen und zusätzliche Tage in das Jahr einzufügen. Der im alten Ägypten verwendete Sonnenkalender war einfacher und bequemer. Derzeit verwenden die meisten Länder der Welt ebenfalls einen Sonnenkalender, jedoch einen fortgeschritteneren, den sogenannten Gregorianischen Kalender, der weiter unten besprochen wird.

Bei der Erstellung eines Kalenders ist zu berücksichtigen, dass die Dauer des Kalenderjahres möglichst nahe an der Dauer des Sonnenumlaufs entlang der Ekliptik liegen sollte und dass das Kalenderjahr eine ganze Anzahl von Sonnentagen enthalten sollte Es ist unbequem, das Jahr zu unterschiedlichen Tageszeiten zu beginnen.

Diese Bedingungen wurden durch den Kalender erfüllt, der vom alexandrinischen Astronomen Sosigenes entwickelt und 46 v. Chr. eingeführt wurde. in Rom von Julius Cäsar. Später erhielt es, wie Sie wissen, aus dem Verlauf der physischen Geographie den Namen Julian oder altmodisch. In diesem Kalender werden die Jahre 365 Tage lang dreimal hintereinander gezählt und als einfach bezeichnet, das darauf folgende Jahr beträgt 366 Tage. Man nennt es ein Schaltjahr. Schaltjahre im Julianischen Kalender sind die Jahre, deren Zahlen ohne Rest durch 4 teilbar sind.

Die durchschnittliche Länge des Jahres beträgt nach diesem Kalender 365 Tage 6 Stunden, d.h. es ist ungefähr 11 Minuten länger als das Original. Aus diesem Grund blieb der alte Stil alle 400 Jahre um etwa 3 Tage hinter dem tatsächlichen Zeitfluss zurück.

Im Gregorianischen Kalender (neuer Stil), der 1918 in der UdSSR eingeführt und in den meisten Ländern noch früher übernommen wurde, enden Jahreszahlen mit zwei Nullen, mit Ausnahme von 1600, 2000, 2400 usw. (d. h. diejenigen, deren Hunderterzahl ohne Rest durch 4 teilbar ist) gelten nicht als Schalttage. Dadurch wird der Fehler von 3 Tagen korrigiert, der sich über 400 Jahre ansammelt. Somit liegt die durchschnittliche Länge des Jahres im neuen Stil sehr nahe an der Umlaufperiode der Erde um die Sonne.

Bis zum 20. Jahrhundert der Unterschied zwischen dem neuen Stil und dem alten (Julian) betrug 13 Tage. Da in unserem Land der neue Stil erst 1918 eingeführt wurde, wird die Oktoberrevolution, die 1917 am 25. Oktober (alter Stil) durchgeführt wurde, am 7. November (neuer Stil) gefeiert.

Der Unterschied zwischen dem alten und dem neuen 13-Tage-Stil wird auch im 21. und 22. Jahrhundert bestehen bleiben. wird auf 14 Tage erhöht.

Der neue Stil ist natürlich nicht ganz korrekt, aber ein Fehler von 1 Tag wird sich demnach erst nach 3300 Jahren summieren.

Methodik für Lektion 5
„Zeit und Kalender“

Der Zweck der Lektion: ein System von Konzepten der praktischen Astrometrie über Methoden und Werkzeuge zum Messen, Zählen und Speichern von Zeit zu bilden.

Lernziele:
Allgemeinbildung: Konzeptbildung:

Praktische Astrometrie über: 1) astronomische Methoden, Instrumente und Maßeinheiten, Zählen und Speichern von Zeit, Kalender und Chronologie; 2) Bestimmung der geografischen Koordinaten (Längengrad) des Gebiets anhand astrometrischer Beobachtungen;

Über kosmische Phänomene: die Drehung der Erde um die Sonne, die Drehung des Mondes um die Erde und die Drehung der Erde um ihre Achse und über ihre Folgen – Himmelsphänomene: Sonnenaufgang, Sonnenuntergang, tägliche und jährliche sichtbare Bewegung und Höhepunkte von die Leuchten (Sonne, Mond und Sterne), wechselnde Mondphasen.

Lehrreich: die Bildung einer wissenschaftlichen Weltanschauung und einer atheistischen Bildung im Zuge der Bekanntschaft mit der Geschichte des menschlichen Wissens, mit den wichtigsten Kalendertypen und Chronologiesystemen; Entlarvung des Aberglaubens, der mit den Konzepten des „Schaltjahres“ und der Übersetzung von Daten des julianischen und gregorianischen Kalenders verbunden ist; Fach- und Arbeitsausbildung in der Präsentation von Material über Instrumente zur Zeitmessung und -speicherung (Uhren), Kalender und Chronologiesysteme sowie praktische Methoden zur Anwendung astrometrischer Kenntnisse.

Entwicklung: Entwicklung von Fähigkeiten: Lösen von Problemen bei der Berechnung von Zeit und Datum und beim Übertragen von Zeit von einem Speicher- und Zählsystem auf ein anderes; Übungen zur Anwendung der Grundformeln der praktischen Astrometrie durchführen; Verwenden Sie eine bewegliche Sternkarte, Nachschlagewerke und den astronomischen Kalender, um die Position und Sichtbarkeitsbedingungen von Himmelskörpern sowie das Auftreten von Himmelsphänomenen zu bestimmen. Bestimmen Sie die geografischen Koordinaten (Längengrade) des Gebiets anhand astronomischer Beobachtungen.

Die Schüler müssen wissen:

1) die Ursachen alltäglicher beobachteter Himmelsphänomene, die durch die Rotation des Mondes um die Erde entstehen (Änderungen in den Mondphasen, die scheinbare Bewegung des Mondes über die Himmelssphäre);
2) der Zusammenhang zwischen der Dauer einzelner kosmischer und himmlischer Phänomene mit Einheiten und Methoden zum Messen, Zählen und Speichern von Zeit und Kalendern;
3) Zeiteinheiten: Ephemeridensekunde; Tag (siderischer, wahrer und mittlerer Sonnentag); Woche; Monat (synodisch und siderisch); Jahr (stellar und tropisch);
4) Formeln, die den Zusammenhang der Zeiten ausdrücken: allgemein, Mutterschaftsurlaub, lokal, Sommer;
5) Instrumente und Methoden zur Zeitmessung: die wichtigsten Arten von Uhren (Solaruhren, Wasseruhren, Feueruhren, mechanische Uhren, Quarzuhren, elektronische Uhren) und die Regeln für ihre Verwendung zur Zeitmessung und -speicherung;
6) Haupttypen von Kalendern: Mond-, Lunisolar-, Sonnenkalender (julianisch und gregorianisch) und die Grundlagen der Chronologie;
7) Grundkonzepte der praktischen Astrometrie: Prinzipien der Bestimmung von Zeit und geografischen Koordinaten eines Gebiets anhand astronomischer Beobachtungsdaten.
8) astronomische Werte: geografische Koordinaten der Heimatstadt; Zeiteinheiten: kurzlebige Sekunde; Tag (siderischer und mittlerer Sonnentag); Monat (synodisch und siderisch); Jahr (tropisch) und Länge des Jahres in den wichtigsten Kalendertypen (Mond-, Lunisolar-, Sonnen-Julianischer und Gregorianischer Kalender); Zeitzonennummern von Moskau und Heimatstadt.

Die Schüler müssen in der Lage sein:

1) Verwenden Sie einen allgemeinen Plan, um kosmische und himmlische Phänomene zu untersuchen.
2) Finden Sie Ihre Orientierung anhand des Mondes.
3) Lösen Sie Probleme im Zusammenhang mit der Umrechnung von Zeiteinheiten von einem Zählsystem in ein anderes, indem Sie Formeln verwenden, die die Beziehung ausdrücken: a) zwischen siderischer und mittlerer Sonnenzeit; b) Weltzeit, Mutterschaftszeit, Ortszeit, Sommerzeit und Verwendung einer Zeitzonenkarte; c) zwischen verschiedenen Chronologiesystemen.
4) Lösen Sie Probleme, um die geografischen Koordinaten des Ortes und der Zeit der Beobachtung zu bestimmen.

Anschauliche Hilfsmittel und Demonstrationen:

Fragmente des Films „Praktische Anwendungen der Astronomie“.

Fragmente von Filmstreifen „Sichtbare Bewegung von Himmelskörpern“; „Entwicklung von Ideen über das Universum“; „Wie die Astronomie religiöse Vorstellungen über das Universum widerlegte.“

Instrumente und Instrumente: geografischer Globus; Zeitzonenkarte; Gnomon und Äquatorialsonnenuhr, Sanduhr, Wasseruhr (mit einheitlicher und ungleichmäßiger Skala); Kerze mit Unterteilungen als Feueruhrmodell, mechanische, Quarz- und elektronische Uhren.

Zeichnungen, Diagramme, Fotografien: Veränderungen der Mondphasen, der innere Aufbau und das Funktionsprinzip mechanischer (Pendel und Feder), Quarz- und elektronischer Uhren, das atomare Zeitnormal.

Hausaufgaben:

1. Lehrbuchmaterial studieren:
B.A. Vorontsov-Velyaminova: §§ 6 (1), 7.
E.P. Levitan: § 6; Aufgaben 1, 4, 7
EIN V. Zasova, E.V. Kononowitsch: §§ 4(1); 6; Übung 6.6 (2.3)

2. Erledigen Sie Aufgaben aus der Aufgabensammlung von Vorontsov-Velyaminov B.A. : 113; 115; 124; 125.

Unterrichtsplan

Unterrichtsschritte		Präsentationsmethoden	Zeit, min
	Wissensprüfung und -aktualisierung	Frontale Befragung, Gespräch
	Bildung von Konzepten über Zeit, Maßeinheiten und Zeitzählung, basierend auf der Dauer kosmischer Phänomene, dem Zusammenhang zwischen verschiedenen „Zeiten“ und Zeitzonen	Vorlesung	7-10
	Einführung in Methoden zur Bestimmung der geografischen Länge eines Gebiets auf der Grundlage astronomischer Beobachtungsdaten	Gespräch, Vortrag	10-12
	Bildung von Konzepten über Instrumente zum Messen, Zählen und Speichern der Zeit – Uhren und das atomare Zeitmaß	Vorlesung	7-10
	Bildung von Konzepten über die wichtigsten Kalendertypen und Chronologiesysteme	Vortrag, Gespräch	7-10
	Probleme lösen	Arbeiten an der Tafel, selbstständiges Lösen von Problemen in einem Notizbuch
	Zusammenfassung des behandelten Stoffes, Zusammenfassung der Lektion, Hausaufgaben

Methodik zur Präsentation von Material

Zu Beginn der Unterrichtsstunde sollten Sie die in den drei vorangegangenen Unterrichtsstunden erworbenen Kenntnisse überprüfen und den Lernstoff mit Fragen und Aufgaben im Rahmen einer Frontalbefragung und eines Gesprächs mit den Studierenden aktualisieren. Einige Schüler lösen programmierte Aufgaben und lösen Probleme im Zusammenhang mit der Verwendung einer sich bewegenden Sternenkarte (ähnlich den Aufgaben in den Aufgaben 1-3).

Eine Reihe von Fragen zu den Ursachen von Himmelsphänomenen, den Hauptlinien und Punkten der Himmelssphäre, Sternbildern, Sichtbarkeitsbedingungen von Leuchten usw. deckt sich mit den Fragen, die zu Beginn der vorherigen Lektionen gestellt wurden. Sie werden durch Fragen ergänzt:

1. Definieren Sie die Konzepte „Leuchtkraft“ und „Sterngröße“. Was wissen Sie über die Magnitudenskala? Was bestimmt die Helligkeit von Sternen? Schreiben Sie Pogsons Formel an die Tafel.

2. Was wissen Sie über das horizontale Himmelskoordinatensystem? Was wird es verwendet? Welche Ebenen und Linien sind die wichtigsten in diesem System? Wie hoch ist die Leuchte? Zenitabstand der Leuchte? Azimut der Leuchte? Welche Vor- und Nachteile hat dieses Himmelskoordinatensystem?

3. Was wissen Sie über das äquatoriale Himmelskoordinatensystem? Was wird es verwendet? Welche Ebenen und Linien sind die wichtigsten in diesem System? Was ist die Deklination einer Leuchte? Polarabstand? Stundenwinkel der Leuchte? Welche Vor- und Nachteile hat dieses Himmelskoordinatensystem?

4. Was wissen Sie über das II. äquatoriale Himmelskoordinatensystem? Was wird es verwendet? Welche Ebenen und Linien sind die wichtigsten in diesem System? Was ist der richtige Aufstieg der Leuchte? Welche Vor- und Nachteile hat dieses Himmelskoordinatensystem?

1) Wie navigiert man mithilfe der Sonne durch das Gelände? Beim Nordstern?
2) Wie lässt sich die geografische Breite eines Gebiets anhand astronomischer Beobachtungen bestimmen?

Entsprechende programmierbare Jobs:

1) Problemsammlung von G.P. Subbotina, Aufgaben NN 46-47; 54-56; 71-72.
2) Problemsammlung von E.P. Defekt, Aufgaben NN 4-1; 5-1; 5-6; 5-7.
3) Strout E.K. : Prüfungsarbeiten NN 1-2 Themen „Praktische Grundlagen der Astronomie“ (durch die Arbeit des Lehrers in programmierbare umgewandelt).

In der ersten Phase des Unterrichts erfolgt in Form einer Vorlesung die Bildung von Konzepten über Zeit, Maßeinheiten und Zeitzählung, basierend auf der Dauer kosmischer Phänomene (der Rotation der Erde um ihre Achse, der Umdrehung der Erde). Mond um die Erde und Umlauf des Mondes um die Sonne), die Verbindung zwischen verschiedenen „Zeiten“ und Uhrenbändern Wir halten es für notwendig, den Studierenden ein allgemeines Verständnis der Sternzeit zu vermitteln.

Die Studierenden müssen auf Folgendes achten:

1. Die Länge des Tages und des Jahres hängt vom Bezugssystem ab, in dem die Bewegung der Erde betrachtet wird (ob sie mit den Fixsternen, der Sonne usw. verbunden ist). Die Wahl des Bezugssystems spiegelt sich im Namen der Zeiteinheit wider.

2. Die Dauer von Zeiteinheiten hängt mit den Sichtverhältnissen (Kulminationen) von Himmelskörpern zusammen.

3. Die Einführung des atomaren Zeitstandards in der Wissenschaft war auf die ungleichmäßige Rotation der Erde zurückzuführen, die entdeckt wurde, als die Genauigkeit der Uhren zunahm.

4. Die Einführung der Standardzeit ist auf die Notwendigkeit zurückzuführen, die Wirtschaftstätigkeit in dem durch die Grenzen der Zeitzonen definierten Gebiet zu koordinieren. Ein weit verbreiteter alltäglicher Fehler besteht darin, die Ortszeit mit der Mutterschaftszeit zu verwechseln.

1. Zeit. Maßeinheiten und Zeitzählung

Zeit ist die wichtigste physikalische Größe, die die sukzessive Veränderung von Phänomenen und Materiezuständen sowie die Dauer ihrer Existenz charakterisiert.

Historisch gesehen werden alle grundlegenden und abgeleiteten Zeiteinheiten auf der Grundlage astronomischer Beobachtungen des Verlaufs von Himmelsphänomenen bestimmt, die durch Folgendes verursacht werden: die Rotation der Erde um ihre Achse, die Rotation des Mondes um die Erde und die Rotation der Erde um Die Sonne. Um die Zeit in der Astrometrie zu messen und zu zählen, werden verschiedene Bezugssysteme verwendet, die bestimmten Himmelskörpern oder bestimmten Punkten der Himmelssphäre zugeordnet sind. Am weitesten verbreitet sind:

1. "Zvezdnoe„Zeit, die mit der Bewegung der Sterne auf der Himmelssphäre verbunden ist. Gemessen am Stundenwinkel der Frühlings-Tagundnachtgleiche: S = t ^ ; t = S – a

2. "Sonnig„Zeit verbunden: mit der sichtbaren Bewegung des Mittelpunkts der Sonnenscheibe entlang der Ekliptik (wahre Sonnenzeit) oder der Bewegung der „durchschnittlichen Sonne“ – einem imaginären Punkt, der sich im gleichen Zeitraum wie die gleichmäßig entlang des Himmelsäquators bewegt wahre Sonne (durchschnittliche Sonnenzeit).

Mit der Einführung des Atomzeitstandards und des Internationalen SI-Systems im Jahr 1967 wurde die Atomsekunde in der Physik verwendet.

Eine Sekunde ist eine physikalische Größe, die numerisch 9192631770 Strahlungsperioden entspricht, die dem Übergang zwischen Hyperfeinniveaus des Grundzustands des Cäsium-133-Atoms entsprechen.

Alle oben beschriebenen „Zeiten“ stimmen durch spezielle Berechnungen miteinander überein. Im Alltag wird die mittlere Sonnenzeit verwendet.

Die Bestimmung der genauen Zeit, ihre Speicherung und Übertragung per Funk sind die Aufgabe des Zeitdienstes, der in allen entwickelten Ländern der Welt, einschließlich Russland, existiert.

Die Grundeinheit der siderischen, wahren und mittleren Sonnenzeit ist der Tag. Wir erhalten siderische, mittlere Sonnen- und andere Sekunden, indem wir den entsprechenden Tag durch 86400 (24 h´ 60 m´ 60 s) dividieren.

Der Tag wurde vor über 50.000 Jahren zur ersten Zeiteinheit.

Ein Tag ist ein Zeitraum, in dem sich die Erde relativ zu einem Orientierungspunkt einmal vollständig um ihre Achse dreht.

Der Sterntag ist die Rotationsperiode der Erde um ihre Achse relativ zu den Fixsternen, definiert als die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden oberen Höhepunkten der Frühlings-Tagundnachtgleiche.

Ein echter Sonnentag ist die Rotationsperiode der Erde um ihre Achse relativ zum Zentrum der Sonnenscheibe, definiert als das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden gleichnamigen Höhepunkten im Zentrum der Sonnenscheibe.

Aufgrund der Tatsache, dass die Ekliptik in einem Winkel von 23° 26° zum Himmelsäquator geneigt ist und sich die Erde in einer elliptischen (leicht verlängerten) Umlaufbahn um die Sonne dreht, ist die Geschwindigkeit der scheinbaren Bewegung der Sonne über die Himmelssphäre und daher ändert sich die Dauer des wahren Sonnentages im Laufe des Jahres ständig: am schnellsten in der Nähe der Tagundnachtgleiche (März, September), am langsamsten in der Nähe der Sonnenwende (Juni, Januar).

Um Zeitberechnungen in der Astronomie zu vereinfachen, wurde das Konzept eines durchschnittlichen Sonnentages eingeführt – die Rotationsperiode der Erde um ihre Achse relativ zur „durchschnittlichen Sonne“.

Der durchschnittliche Sonnentag ist definiert als das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden gleichnamigen Höhepunkten der „durchschnittlichen Sonne“.

Der durchschnittliche Sonnentag ist 3 m 55,009 s kürzer als der Sterntag.

Die Sternzeit von 24 Stunden 00 Minuten 00 Sekunden entspricht der mittleren Sonnenzeit von 23 Stunden 56 Minuten und 4,09 Sekunden.

Für die Sicherheit theoretischer Berechnungen wurde es akzeptiert Ephemeride (tabellarisch) eine Sekunde, die der durchschnittlichen Sonnensekunde am 0. Januar 1900 bei 12 Uhr äquistromiger Zeit entspricht, die nicht mit der Erdrotation zusammenhängt. Vor etwa 35.000 Jahren bemerkten die Menschen die periodische Veränderung im Aussehen des Mondes – den Wechsel der Mondphasen. Phase F Himmelskörper (Mond, Planet usw.) wird durch das Verhältnis der größten Breite des beleuchteten Teils der Scheibe bestimmt d¢ zu seinem Durchmesser D: . Linie Terminator trennt die dunklen und hellen Teile der Scheibe des Leuchtkörpers.

Reis. 32. Wechsel der Mondphasen

Der Mond bewegt sich in der gleichen Richtung um die Erde, in der sich die Erde um ihre Achse dreht: von West nach Ost. Diese Bewegung spiegelt sich in der sichtbaren Bewegung des Mondes vor dem Hintergrund der Sterne in Richtung der Rotation des Himmels wider. Jeden Tag bewegt sich der Mond relativ zu den Sternen um 13° nach Osten und vollendet in 27,3 Tagen einen vollständigen Kreis. So entstand das zweite Zeitmaß nach dem Tag – Monat(Abb. 32).

Siderischer (siderischer) Mondmonat- der Zeitraum, in dem der Mond relativ zu den Fixsternen eine vollständige Umdrehung um die Erde macht. Entspricht 27 Tagen 07 Stunden 43 Minuten 11,47 Sekunden.

Ein synodischer (Kalender-)Mondmonat ist der Zeitraum zwischen zwei aufeinanderfolgenden gleichnamigen Phasen (normalerweise Neumonde) des Mondes. Entspricht 29 Tagen, 12 Stunden, 44 Minuten und 2,78 Sekunden.

Reis. 33. Möglichkeiten, sich darauf zu konzentrieren Gelände auf dem Mond

Die Kombination der Phänomene der sichtbaren Bewegung des Mondes vor dem Hintergrund der Sterne und der wechselnden Mondphasen ermöglicht die Navigation am Mond auf der Erde (Abb. 33). Der Mond erscheint als schmale Sichel im Westen und verschwindet in den Strahlen der Morgendämmerung mit derselben schmalen Sichel im Osten. Zeichnen wir im Geiste eine gerade Linie links von der Mondsichel. Am Himmel können wir entweder den Buchstaben „R“ – „wachsend“ lesen, die „Hörner“ des Monats sind nach links gedreht – der Monat ist im Westen sichtbar; oder der Buchstabe „C“ – „Alterung“, die „Hörner“ des Monats sind nach rechts gedreht – der Monat ist im Osten sichtbar. Bei Vollmond ist der Mond um Mitternacht im Süden sichtbar.

Als Ergebnis der Beobachtung von Veränderungen des Sonnenstandes über dem Horizont über viele Monate hinweg entstand ein drittes Zeitmaß – Jahr.

Ein Jahr ist der Zeitraum, in dem sich die Erde relativ zu einem Orientierungspunkt (Punkt) einmal vollständig um die Sonne dreht.

Ein siderisches Jahr ist die siderische (stellare) Periode der Erdumdrehung um die Sonne und entspricht 365,256320 ... einem durchschnittlichen Sonnentag.

Ein anomales Jahr – das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen der durchschnittlichen Sonne durch einen Punkt in ihrer Umlaufbahn (normalerweise Perihel) beträgt 365,259641... durchschnittliche Sonnentage.

Das tropische Jahr ist das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen der durchschnittlichen Sonne durch die Frühlings-Tagundnachtgleiche, gleich 365,2422 ... durchschnittlichen Sonnentagen oder 365 d 05 h 48 m 46,1 s.

Die Weltzeit ist definiert als die lokale mittlere Sonnenzeit am Nullmeridian (Greenwich).

Die Erdoberfläche ist in 24 durch Meridiane begrenzte Gebiete unterteilt - Zeitzonen. Die Nullzeitzone liegt symmetrisch zum Nullmeridian (Greenwich). Die Gürtel sind von West nach Ost von 0 bis 23 nummeriert. Die realen Grenzen der Gürtel werden mit den Verwaltungsgrenzen von Bezirken, Regionen oder Staaten kombiniert. Die Mittelmeridiane der Zeitzonen sind genau 15 Grad (1 Stunde) voneinander entfernt. Wenn Sie also von einer Zeitzone in eine andere wechseln, ändert sich die Zeit um eine ganze Zahl von Stunden, die Anzahl der Minuten und Sekunden jedoch nicht . Neue Kalendertage (und Neujahr) beginnen am Datumslinien(Demarkationslinie), hauptsächlich entlang des Meridians von 180° östlicher Länge nahe der nordöstlichen Grenze der Russischen Föderation. Westlich der Datumsgrenze liegt das Datum des Monats immer um eins höher als östlich davon. Beim Überqueren dieser Linie von West nach Ost verringert sich die Kalenderzahl um eins, und beim Überqueren der Linie von Ost nach West erhöht sich die Kalenderzahl um eins, wodurch der Fehler bei der Zeitzählung bei Reisen um die Welt und beim Umzug von Menschen aus der Welt beseitigt wird Östliche bis westliche Hemisphären der Erde.

Die Standardzeit wird durch die Formel bestimmt:
T n = T 0 + n , Wo T 0 - Weltzeit; N- Zeitzonennummer.

Die Sommerzeit ist die Standardzeit, die durch einen Regierungsbeschluss um eine ganze Zahl von Stunden geändert wird. Für Russland entspricht sie der Zonenzeit plus 1 Stunde.

Moskauer Zeit - Mutterschaftszeit der zweiten Zeitzone (plus 1 Stunde):
Tm = T 0 + 3 (Std).

Die Sommerzeit ist die Standardzeit, die auf behördliche Anordnung für den Zeitraum der Sommerzeit um eine zusätzliche Stunde plus geändert wird, um Energieressourcen zu schonen.

Aufgrund der Erdrotation ist der Unterschied zwischen den Mittags- oder Kulminationspunkten von Sternen mit bekannten äquatorialen Koordinaten an zwei Punkten gleich dem Unterschied in den geografischen Längengraden der Punkte, was es ermöglicht, den Längengrad von a zu bestimmen gegebener Punkt aus astronomischen Beobachtungen der Sonne und anderer Himmelskörper und umgekehrt die Ortszeit an jedem Punkt mit bekannter Länge.

Der geografische Längengrad des Gebiets wird östlich des „Nullmeridians“ (Greenwich-Meridian) gemessen und ist numerisch gleich dem Zeitintervall zwischen denselben Höhepunkten desselben Sterns auf dem Greenwich-Meridian und am Beobachtungspunkt: , wo S- Sternzeit an einem Punkt mit einer bestimmten geografischen Breite, S 0 - Sternzeit auf dem Nullmeridian. Wird in Grad oder Stunden, Minuten und Sekunden ausgedrückt.

Um den geografischen Längengrad eines Gebiets zu bestimmen, ist es notwendig, den Kulminationszeitpunkt eines Himmelskörpers (normalerweise der Sonne) mit bekannten äquatorialen Koordinaten zu bestimmen. Indem wir die Beobachtungszeit mithilfe spezieller Tabellen oder eines Taschenrechners vom mittleren Sonnen- in den Sternzeitpunkt umrechnen und aus dem Nachschlagewerk den Zeitpunkt des Höhepunkts dieses Sterns auf dem Greenwich-Meridian kennen, können wir leicht den Längengrad des Gebiets bestimmen. Die einzige Schwierigkeit bei Berechnungen besteht in der genauen Umrechnung von Zeiteinheiten von einem System in ein anderes. Es besteht keine Notwendigkeit, den Moment des Höhepunkts zu „beobachten“: Es reicht aus, die Höhe (Zenitabstand) der Leuchte zu jedem genau aufgezeichneten Zeitpunkt zu bestimmen, aber die Berechnungen werden ziemlich kompliziert sein.

Im zweiten Unterrichtsabschnitt lernen die Schüler Instrumente zum Messen, Speichern und Zählen der Zeit kennen – Uhren. Die Uhrzeitangaben dienen als Maßstab, mit dem Zeitintervalle verglichen werden können. Die Studierenden sollten darauf achten, dass die Notwendigkeit, Momente und Zeiträume genau zu bestimmen, die Entwicklung der Astronomie und Physik vorangetrieben hat: Bis zur Mitte des 20. Jahrhunderts bildeten astronomische Methoden zur Messung, Speicherung von Zeit und Zeitstandards die Grundlage der Welt Zeitdienst. Die Genauigkeit der Uhr wurde durch astronomische Beobachtungen kontrolliert. Derzeit hat die Entwicklung der Physik zur Entwicklung genauerer Methoden zur Bestimmung von Zeit und Standards geführt, die von Astronomen zur Untersuchung der Phänomene verwendet wurden, die früheren Methoden zur Zeitmessung zugrunde lagen.

Das Material wird in Form einer Vorlesung präsentiert, begleitet von Demonstrationen der Funktionsweise und des inneren Aufbaus verschiedener Uhrentypen.

2. Instrumente zur Zeitmessung und -speicherung

Schon im alten Babylon war der Sonnentag in 24 Stunden unterteilt (360њ: 24 = 15њ). Später wurde jede Stunde in 60 Minuten und jede Minute in 60 Sekunden unterteilt.

Die ersten Instrumente zur Zeitmessung waren Sonnenuhren. Die einfachste Sonnenuhr - Gnomon- stellen eine vertikale Stange in der Mitte einer horizontalen Plattform mit Unterteilungen dar (Abb. 34). Der Schatten des Gnomons beschreibt eine komplexe Kurve, die von der Höhe der Sonne abhängt und sich von Tag zu Tag ändert, je nachdem, wie sich die Geschwindigkeit des Schattens auf der Ekliptik ändert. Die Sonnenuhr muss nicht aufgezogen werden, bleibt nicht stehen und läuft immer einwandfrei. Indem wir die Plattform so neigen, dass der Stab des Gnomons auf den Himmelspol gerichtet ist, erhalten wir eine äquatoriale Sonnenuhr, bei der die Geschwindigkeit des Schattens gleichmäßig ist (Abb. 35).

Reis. 34. Horizontale Sonnenuhr. Die jeder Stunde entsprechenden Winkel haben unterschiedliche Werte und werden nach der Formel berechnet: , wobei a der Winkel zwischen der Mittagslinie (Projektion des Himmelsmeridians auf die horizontale Fläche) und der Richtung zu den Zahlen 6, 8, 10... ist, die die Stunden angeben; j ist der Breitengrad des Ortes; h – Stundenwinkel der Sonne (15°, 30°, 45°)

Reis. 35. Äquatoriale Sonnenuhr. Jede Stunde auf dem Zifferblatt entspricht einem Winkel von 15°

Sand-, Feuer- und Wasseruhren wurden erfunden, um die Zeit nachts und bei schlechtem Wetter zu messen.

Sanduhren zeichnen sich durch ihr schlichtes Design und ihre Genauigkeit aus, sind jedoch sperrig und „ziehen“ sich nur für kurze Zeit auf.

Eine Feueruhr ist eine Spirale oder ein Stab aus einer brennbaren Substanz mit markierten Unterteilungen. Im alten China wurden Mischungen hergestellt, die ohne ständige Aufsicht monatelang brannten. Die Nachteile dieser Uhren: geringe Ganggenauigkeit (Abhängigkeit der Brenngeschwindigkeit von Stoffzusammensetzung und Witterung) und Komplexität der Herstellung (Abb. 36).

Wasseruhren (Clepsydras) wurden in allen Ländern der Antike verwendet (Abb. 37 a, b).

Mechanische Uhren mit Gewichten und Rädern wurden im 10.-11. Jahrhundert erfunden. In Russland wurde die erste mechanische Turmuhr 1404 vom Mönch Lazar Sorbin im Moskauer Kreml installiert. Pendeluhr 1657 vom niederländischen Physiker und Astronomen H. Huygens erfunden. Mechanische Uhren mit Feder wurden im 18. Jahrhundert erfunden. In den 30er Jahren unseres Jahrhunderts wurden Quarzuhren erfunden. Im Jahr 1954 entstand in der UdSSR die Idee, etwas zu schaffen Atomuhr- „Gibt den primären Zeit- und Frequenzstandard an.“ Sie wurden in einem Forschungsinstitut in der Nähe von Moskau installiert und ergaben alle 500.000 Jahre einen zufälligen Fehler von 1 Sekunde.

Ein noch genauerer atomarer (optischer) Zeitstandard wurde 1978 in der UdSSR geschaffen. Ein Fehler von 1 Sekunde tritt alle 10.000.000 Jahre auf!

Mit Hilfe dieser und vieler anderer moderner physikalischer Instrumente war es möglich, die Werte der Grund- und Ableitungseinheiten der Zeit mit sehr hoher Genauigkeit zu bestimmen. Viele Merkmale der scheinbaren und wahren Bewegung kosmischer Körper wurden geklärt und neue kosmische Phänomene entdeckt, darunter Änderungen der Rotationsgeschwindigkeit der Erde um ihre Achse um 0,01 bis 1 Sekunde im Laufe des Jahres.

3. Kalender. Berechnung

Der Kalender ist ein kontinuierliches Zahlensystem für große Zeiträume, das auf der Periodizität natürlicher Phänomene basiert, die sich besonders deutlich in himmlischen Phänomenen (der Bewegung von Himmelskörpern) manifestieren. Die gesamte jahrhundertealte Geschichte der menschlichen Kultur ist untrennbar mit dem Kalender verbunden.

Der Bedarf an Kalendern entstand bereits in der Antike, als die Menschen noch nicht lesen und schreiben konnten. Kalender bestimmten den Beginn von Frühling, Sommer, Herbst und Winter, die Blütezeiten der Pflanzen, die Reifung der Früchte, das Sammeln von Heilkräutern, Veränderungen im Verhalten und Leben der Tiere, Wetteränderungen, die Zeit der landwirtschaftlichen Arbeit und vieles mehr. Kalender beantworten die Fragen: „Welches Datum ist heute?“, „Welcher Wochentag?“, „Wann ist dieses oder jenes Ereignis eingetreten?“ und ermöglichen es Ihnen, das Leben und die wirtschaftlichen Aktivitäten von Menschen zu regulieren und zu planen.

Es gibt drei Haupttypen von Kalendern:

1. Mond Kalender, der auf einem synodischen Mondmonat mit einer Dauer von durchschnittlich 29,5 Sonnentagen basiert. Entstanden vor über 30.000 Jahren. Das Mondjahr des Kalenders umfasst 354 (355) Tage (11,25 Tage kürzer als das Sonnenjahr) und ist in 12 Monate zu je 30 (ungeraden) und 29 (geraden) Tagen unterteilt (im muslimischen Kalender heißen sie: Muharram, Safar, Rabi al-Awwal, Rabi al-Sani, Jumada al-Ula, Jumada al-Ahira, Rajab, Sha'ban, Ramadan, Shawwal, Dhul-Qaada, Dhul-Hijra). Da der Kalendermonat 0,0306 Tage kürzer ist als der synodische Monat und über 30 Jahre beträgt der Unterschied zwischen ihnen 11 Tage Arabisch Mondkalender In jedem 30-Jahres-Zyklus gibt es 19 „einfache“ Jahre mit jeweils 354 Tagen und 11 „Schaltjahre“ mit jeweils 355 Tagen (2., 5., 7., 10., 13., 16., 18., 21., 24., 26., 29. Jahr jedes Zyklus). Türkisch Der Mondkalender ist weniger genau: In seinem 8-Jahres-Zyklus gibt es 5 „einfache“ und 3 „Schaltjahre“. Das Neujahrsdatum ist nicht festgelegt (es verschiebt sich langsam von Jahr zu Jahr): Beispielsweise begann das Jahr 1421 Hijri am 6. April 2000 und endet am 25. März 2001. Der Mondkalender wird als religiöser und staatlicher Kalender in den muslimischen Staaten Afghanistan, Irak, Iran, Pakistan, der Vereinigten Arabischen Republik und anderen übernommen. Sonnen- und Mondkalender werden parallel zur Planung und Steuerung wirtschaftlicher Aktivitäten genutzt.

2.Sonnenkalender, das auf dem tropischen Jahr basiert. Entstanden vor über 6000 Jahren. Derzeit als Weltkalender anerkannt.

Der julianische Sonnenkalender „alten Stils“ umfasst 365,25 Tage. Entwickelt vom alexandrinischen Astronomen Sosigenes, eingeführt von Kaiser Julius Cäsar im antiken Rom im Jahr 46 v. Chr. und verbreitete sich dann über die ganze Welt. In Russland wurde es im Jahr 988 n. Chr. übernommen. Im Julianischen Kalender beträgt die Länge des Jahres 365,25 Tage; Drei „einfache“ Jahre haben jeweils 365 Tage, ein Schaltjahr hat 366 Tage. Ein Jahr hat 12 Monate mit jeweils 30 und 31 Tagen (außer Februar). Das julianische Jahr hinkt dem tropischen Jahr um 11 Minuten und 13,9 Sekunden pro Jahr hinterher. Über 1500 Jahre seiner Nutzung hat sich ein Fehler von 10 Tagen angesammelt.

IN Gregorianisch Nach dem Sonnenkalender „neuen Stils“ beträgt die Länge des Jahres 365,242500 Tage. Im Jahr 1582 wurde der Julianische Kalender im Auftrag von Papst Gregor XIII. nach dem Projekt des italienischen Mathematikers Luigi Lilio Garalli (1520-1576) reformiert. Die Zählung der Tage wurde um 10 Tage vorgezogen und es wurde vereinbart, dass jedes Jahrhundert, das nicht ohne Rest durch 4 teilbar ist: 1700, 1800, 1900, 2100 usw., nicht als Schaltjahr betrachtet werden sollte. Dadurch wird alle 400 Jahre ein Fehler von 3 Tagen korrigiert. Ein Fehler von 1 Tag „akkumuliert“ sich in 2735 Jahren. Neue Jahrhunderte und Jahrtausende beginnen am 1. Januar des „ersten“ Jahres eines bestimmten Jahrhunderts und Jahrtausends: So beginnen das 21. Jahrhundert und das 3. Jahrtausend n. Chr. am 1. Januar 2001 nach dem gregorianischen Kalender.

In unserem Land wurde vor der Revolution der Julianische Kalender „alten Stils“ verwendet, dessen Fehler bis 1917 13 Tage betrug. Im Jahr 1918 wurde im Land der weltweit anerkannte gregorianische Kalender „neuen Stils“ eingeführt und alle Daten wurden um 13 Tage vorverlegt.

Die Umrechnung von Daten vom Julianischen Kalender in den Gregorianischen Kalender erfolgt mit der Formel: , wo T G und T YU– Daten nach dem gregorianischen und julianischen Kalender; n – ganzzahlige Anzahl von Tagen, MIT– die Zahl der kompletten vergangenen Jahrhunderte, MIT 1 ist die nächste Zahl von Jahrhunderten, die durch vier teilbar ist.

Weitere Arten von Sonnenkalendern sind:

Der persische Kalender, der die Länge des tropischen Jahres auf 365,24242 Tage festlegte; Der 33-Jahres-Zyklus umfasst 25 „einfache“ Jahre und 8 „Schaltjahre“. Viel genauer als der Gregorianische: Ein Fehler von 1 Jahr „akkumuliert“ sich in 4500 Jahren. 1079 von Omar Khayyam entwickelt; wurde bis Mitte des 19. Jahrhunderts auf dem Territorium Persiens und einer Reihe anderer Staaten verwendet.

Der koptische Kalender ähnelt dem julianischen: Das Jahr hat 12 Monate mit 30 Tagen; Nach dem 12. Monat kommen in einem „einfachen“ Jahr 5 hinzu, in einem „Schaltjahr“ 6 zusätzliche Tage. Wird in Äthiopien und einigen anderen Staaten (Ägypten, Sudan, Türkei usw.) auf dem Territorium der Kopten verwendet.

3.Mond-Sonnenkalender, bei dem die Bewegung des Mondes mit der jährlichen Bewegung der Sonne übereinstimmt. Das Jahr besteht aus 12 Mondmonaten mit jeweils 29 und 30 Tagen, zu denen in regelmäßigen Abständen „Schaltjahre“ mit einem zusätzlichen 13. Monat hinzugefügt werden, um der Bewegung der Sonne Rechnung zu tragen. Infolgedessen dauern „einfache“ Jahre 353, 354, 355 Tage und „Schaltjahre“ 383, 384 oder 385 Tage. Es entstand zu Beginn des 1. Jahrtausends v. Chr. und wurde im alten China, Indien, Babylon, Judäa, Griechenland und Rom verwendet. Wird derzeit in Israel übernommen (der Jahresanfang fällt auf verschiedene Tage zwischen dem 6. September und dem 5. Oktober) und wird zusammen mit dem staatlichen in den Ländern Südostasiens (Vietnam, China usw.) verwendet.

Zusätzlich zu den oben beschriebenen Haupttypen von Kalendern wurden Kalender erstellt, die die scheinbare Bewegung von Planeten auf der Himmelssphäre berücksichtigen und in einigen Regionen der Erde immer noch verwendet werden.

Östlicher Lunisolar-Planetär 60 Jahre alt Kalender basierend auf der Periodizität der Bewegung von Sonne, Mond und den Planeten Jupiter und Saturn. Es entstand zu Beginn des 2. Jahrtausends v. Chr. in Ost- und Südostasien. Wird derzeit in China, Korea, der Mongolei, Japan und einigen anderen Ländern der Region verwendet.

Im 60-Jahres-Zyklus des modernen östlichen Kalenders gibt es 21912 Tage (die ersten 12 Jahre enthalten 4371 Tage; das zweite und vierte Jahr - 4400 und 4401 Tage; das dritte und fünfte Jahr - 4370 Tage). In diesen Zeitraum passen zwei 30-Jahres-Zyklen des Saturn (entspricht den siderischen Perioden seines Umlaufs). T Saturn = 29,46 » 30 Jahre), ungefähr drei 19-jährige lunisolare Zyklen, fünf 12-jährige Zyklen des Jupiter (entsprechend den siderischen Perioden seines Umlaufs). T Jupiter= 11,86 » 12 Jahre) und fünf 12-Jahres-Mondzyklen. Die Anzahl der Tage in einem Jahr ist nicht konstant und kann in „einfachen“ Jahren 353, 354, 355 Tage und in Schaltjahren 383, 384, 385 Tage betragen. Der Jahresanfang fällt in verschiedenen Ländern auf unterschiedliche Daten vom 13. Januar bis 24. Februar. Der aktuelle 60-Jahres-Zyklus begann im Jahr 1984. Daten zur Zeichenkombination des östlichen Kalenders finden Sie im Anhang.

Der zentralamerikanische Kalender der Maya- und Aztekenkulturen wurde im Zeitraum um 300–1530 verwendet. ANZEIGE Basierend auf der Periodizität der Bewegung von Sonne, Mond und den synodischen Umlaufperioden der Planeten Venus (584 Tage) und Mars (780 Tage). Das „lange“ Jahr, 360 (365) Tage lang, bestand aus 18 Monaten zu je 20 Tagen und 5 Feiertagen. Gleichzeitig wurde für kulturelle und religiöse Zwecke ein „kurzes Jahr“ von 260 Tagen verwendet (1/3 der synodischen Periode des Marsumlaufs), aufgeteilt in 13 Monate zu je 20 Tagen; „nummerierte“ Wochen bestanden aus 13 Tagen, die eine eigene Nummer und einen eigenen Namen hatten. Die Länge des tropischen Jahres wurde mit der höchsten Genauigkeit von 365,2420 d bestimmt (ein Fehler von 1 Tag summiert sich nicht über 5000 Jahre!); Synodischer Mondmonat – 29.53059 d.

Zu Beginn des 20. Jahrhunderts machte das Wachstum internationaler wissenschaftlicher, technischer, kultureller und wirtschaftlicher Beziehungen die Schaffung eines einzigen, einfachen und genauen Weltkalenders erforderlich. Bestehende Kalender weisen zahlreiche Mängel auf: unzureichende Übereinstimmung zwischen der Dauer des tropischen Jahres und den Daten astronomischer Phänomene, die mit der Bewegung der Sonne durch die Himmelssphäre verbunden sind, ungleiche und inkonsistente Längen von Monaten, Inkonsistenz der Zahlen der Monat und Wochentage, Nichtübereinstimmung ihrer Namen mit der Position im Kalender usw. Die Ungenauigkeiten des modernen Kalenders werden aufgedeckt

Ideal ewig Der Kalender verfügt über eine unveränderliche Struktur, die es Ihnen ermöglicht, die Wochentage entsprechend jedem Kalenderdatum schnell und eindeutig zu bestimmen. Eines der besten Projekte für einen ewigen Kalender wurde 1954 von der UN-Generalversammlung zur Prüfung empfohlen: Obwohl es dem Gregorianischen Kalender ähnelte, war es einfacher und bequemer. Das tropische Jahr ist in 4 Viertel zu je 91 Tagen (13 Wochen) unterteilt. Jedes Quartal beginnt am Sonntag und endet am Samstag; besteht aus 3 Monaten, der erste Monat hat 31 Tage, der zweite und dritte – 30 Tage. Jeder Monat hat 26 Arbeitstage. Der erste Tag des Jahres ist immer Sonntag. Daten zu diesem Projekt finden Sie im Anhang. Aus religiösen Gründen wurde es nicht umgesetzt. Die Einführung eines einheitlichen ewigen Weltkalenders bleibt eines der Probleme unserer Zeit.

Das Startdatum und die nachfolgende Chronologie werden aufgerufen Epoche. Der Ausgangspunkt der Ära heißt Epoche.

Seit der Antike werden der Beginn einer bestimmten Ära (mehr als 1000 Epochen sind in verschiedenen Staaten verschiedener Regionen der Erde bekannt, darunter 350 in China und 250 in Japan) und der gesamte Verlauf der Chronologie mit wichtigen legendären, religiösen Ereignissen in Verbindung gebracht oder (seltener) reale Ereignisse: die Herrschaft bestimmter Dynastien und einzelner Kaiser, Kriege, Revolutionen, Olympische Spiele, die Gründung von Städten und Staaten, die „Geburt“ Gottes (Prophet) oder die „Erschaffung der Welt“.

Als Beginn der chinesischen 60-jährigen zyklischen Ära gilt das Datum des 1. Regierungsjahres von Kaiser Huangdi – 2697 v. Chr.

Im Römischen Reich wurde der Graf seit der „Gründung Roms“ ab dem 21. April 753 v. Chr. geführt. und seit der Thronbesteigung Kaiser Diokletians am 29. August 284 n. Chr.

Im Byzantinischen Reich und später, der Überlieferung nach, in Russland – von der Annahme des Christentums durch Fürst Wladimir Swjatoslawowitsch (988 n. Chr.) bis zum Dekret von Peter I. (1700 n. Chr.) wurde die Zählung der Jahre „von der Schöpfung an“ durchgeführt der Welt“: für Das Startdatum war der 1. September 5508 v. Chr. (das erste Jahr der „byzantinischen Ära“). Im alten Israel (Palästina) erfolgte die „Erschaffung der Welt“ später: am 7. Oktober 3761 v. Chr. (dem ersten Jahr der „jüdischen Ära“). Es gab andere, die sich von den häufigsten oben genannten Epochen „von der Erschaffung der Welt an“ unterschieden.

Die Zunahme kultureller und wirtschaftlicher Bindungen und die weite Verbreitung der christlichen Religion in West- und Osteuropa führten zu der Notwendigkeit, Chronologiesysteme, Maßeinheiten und Zeitzählungen zu vereinheitlichen.

Moderne Chronologie - " unsere Ära", "neue Ära" (n. Chr.), „Ära ab der Geburt Christi“ ( R.H..), Anno Domeni ( ANZEIGE.– „Jahr des Herrn“) – basiert auf einem willkürlich gewählten Geburtsdatum von Jesus Christus. Da es in keinem historischen Dokument erwähnt wird und die Evangelien sich widersprechen, beschloss der gelehrte Mönch Dionysius der Kleine im Jahr 278 der Diokletian-Ära, das Datum der Ära „wissenschaftlich“ auf der Grundlage astronomischer Daten zu berechnen. Die Berechnung basierte auf: einem 28-jährigen „Sonnenkreis“ – einem Zeitraum, in dem die Anzahl der Monate auf genau die gleichen Wochentage fällt, und einem 19-jährigen „Mondkreis“ – einem Zeitraum während an denen die gleichen Mondphasen auf die gleichen Tage im Monat fallen. Das Produkt der Zyklen der „Sonnen-“ und „Mondkreise“, angepasst an das 30-jährige Leben Christi (28 ´ 19S + 30 = 572), ergab das Startdatum der modernen Chronologie. Die Zählung der Jahre nach der Ära „von der Geburt Christi an“ hat sich sehr langsam „durchgesetzt“: bis zum 15. Jahrhundert n. Chr. (d. h. sogar 1000 Jahre später) gaben offizielle Dokumente Westeuropas zwei Daten an: seit der Erschaffung der Welt und seit der Geburt Christi (n. Chr.).

In der muslimischen Welt beginnt die Chronologie am 16. Juli 622 n. Chr. – dem Tag der „Hijra“ (der Wanderung des Propheten Mohammed von Mekka nach Medina).

Übersetzung von Daten aus dem „muslimischen“ Chronologiesystem T M zu „christlich“ (gregorianisch) T G geht mit der Formel: (Jahre).

Zur Vereinfachung astronomischer und chronologischer Berechnungen wird seit Ende des 16. Jahrhunderts die von J. Scaliger vorgeschlagene Chronologie verwendet. Julianische Periode(J.D.). Seit dem 1. Januar 4713 v. Chr. wird eine kontinuierliche Tageszählung durchgeführt.

Wie in den vorherigen Lektionen sollten die Schüler angewiesen werden, die Tabelle selbst auszufüllen. 6 Informationen zu den in der Lektion untersuchten kosmischen und himmlischen Phänomenen. Dafür sind nicht mehr als 3 Minuten vorgesehen, danach prüft und korrigiert der Lehrer die Arbeit der Schüler. Tabelle 6 wird durch Informationen ergänzt:

Der Stoff wird bei der Lösung von Problemen gefestigt:

Übung 4:

1. Am 1. Januar zeigt die Sonnenuhr 10 Uhr. Welche Uhrzeit zeigt Ihre Uhr gerade an?

2. Bestimmen Sie den Unterschied in den Messwerten einer genauen Uhr und eines Chronometers, der nach der Sternzeit läuft, ein Jahr nach deren gleichzeitiger Einführung.

3. Bestimmen Sie die Zeitpunkte des Beginns der totalen Phase der Mondfinsternis am 4. April 1996 in Tscheljabinsk und Nowosibirsk, wenn das Phänomen nach Weltzeit um 23:36 Uhr auftrat.

4. Bestimmen Sie, ob es möglich ist, eine Sonnenfinsternis (Bedeckung) des Jupiters durch den Mond in Wladiwostok zu beobachten, wenn sie um 1:50 Uhr Weltzeit auftritt und der Mond in Wladiwostok um 0:30 Uhr Ortszeit im Sommer untergeht.

5. Wie viele Tage dauerte das Jahr 1918 in der RSFSR?

6. Wie viele Sonntage kann es im Februar maximal geben?

7. Wie oft im Jahr geht die Sonne auf?

8. Warum ist der Mond immer auf die gleiche Seite zur Erde gerichtet?

9. Der Kapitän des Schiffes maß den Zenitabstand der Sonne am wahren Mittag des 22. Dezember und stellte fest, dass er 66° 33 Zoll entsprach. Der in Greenwich-Zeit laufende Chronometer zeigte zum Zeitpunkt der Beobachtung 11:54 Uhr an. Bestimmen Sie die Koordinaten von das Schiff und seine Position auf der Weltkarte.

10. Wie lauten die geografischen Koordinaten des Ortes, an dem die Höhe des Nordsterns 64º 12 Zoll beträgt und der Höhepunkt des Sterns a Lyrae 4 Stunden 18 m später erfolgt als am Greenwich-Observatorium?

11. Bestimmen Sie die geografischen Koordinaten des Ortes, an dem der Stern seinen oberen Höhepunkt erreicht a - - Didaktik - Tests - Aufgabe

Siehe auch: Alle Veröffentlichungen zum gleichen Thema >>

Jeder astronomischen Beobachtung müssen Angaben zum Zeitpunkt ihrer Durchführung beiliegen. Die Genauigkeit des Zeitpunkts kann je nach Anforderungen und Eigenschaften des beobachteten Phänomens variieren. Bei gewöhnlichen Beobachtungen von Meteoren und veränderlichen Sternen reicht es beispielsweise völlig aus, den Moment mit einer Genauigkeit von bis zu einer Minute zu kennen. Beobachtungen von Sonnenfinsternissen, Sternbedeckungen durch den Mond und insbesondere Beobachtungen der Bewegung künstlicher Erdsatelliten erfordern die Markierung von Zeitpunkten mit einer Genauigkeit von nicht weniger als einer Zehntelsekunde. Genaue astrometrische Beobachtungen der täglichen Rotation der Himmelskugel erfordern den Einsatz spezieller Methoden zur Aufzeichnung von Zeitmomenten mit einer Genauigkeit von 0,01 und sogar 0,005 Sekunden!

Daher besteht eine der Hauptaufgaben der praktischen Astronomie darin, aus Beobachtungen eine genaue Zeit zu ermitteln, diese zu speichern und den Verbrauchern Zeitdaten mitzuteilen.

Um die Zeit zu messen, verfügen Astronomen über sehr präzise Uhren, die sie regelmäßig überprüfen, indem sie mit speziellen Instrumenten die Zeitpunkte der Sternkulminationen bestimmen. Die Übertragung präziser Zeitsignale per Funk ermöglichte es ihnen, einen weltweiten Zeitdienst zu organisieren, also alle Observatorien, die solche Beobachtungen durchführen, in einem System zusammenzufassen.

Zu den Aufgaben der Zeitdienste gehört neben der Ausstrahlung präziser Zeitsignale auch die Übertragung vereinfachter Signale, die allen Radiohörern wohlbekannt sind. Dabei handelt es sich um sechs kurze Signale, „Punkte“, die vor Beginn einer neuen Stunde gegeben werden. Der auf die Hundertstelsekunde genaue Zeitpunkt des letzten „Punktes“ fällt mit dem Beginn einer neuen Stunde zusammen. Astronomiebegeisterten wird empfohlen, diese Signale zum Überprüfen ihrer Uhren zu nutzen. Wenn wir die Uhr überprüfen, sollten wir sie nicht zurückstellen, da dies den Mechanismus beschädigen würde, und der Astronom muss auf seine Uhr achten, da sie eines seiner wichtigsten Werkzeuge ist. Es muss die „Uhrkorrektur“ ermitteln – die Differenz zwischen der genauen Uhrzeit und ihren Messwerten. Diese Korrekturen sollten systematisch ermittelt und im Tagebuch des Beobachters festgehalten werden; Ihr weiteres Studium wird es ermöglichen, den Lauf der Uhr zu bestimmen und sie gut zu studieren.

Natürlich ist es ratsam, die bestmögliche Uhr zur Verfügung zu haben. Was ist unter dem Begriff „gute Uhr“ zu verstehen?

Es ist notwendig, dass sie ihre Fortschritte so genau wie möglich verfolgen. Vergleichen wir zwei Beispiele gewöhnlicher Taschenuhren:

Das positive Vorzeichen der Korrektur bedeutet, dass zur Ermittlung der genauen Uhrzeit eine Korrektur zur Uhranzeige erforderlich ist.

Die beiden Hälften der Tafel enthalten Aufzeichnungen über Uhrkorrekturen. Indem wir die obere von der unteren Korrektur abziehen und durch die Anzahl der Tage dividieren, die zwischen den Bestimmungen vergangen sind, erhalten wir den täglichen Gang der Uhr. Die Fortschrittsdaten sind in derselben Tabelle aufgeführt.

Warum haben wir manche Uhren als schlecht und andere als gut bezeichnet? Beim ersten Takt liegt die Korrektur nahe bei Null, ihre Rate ändert sich jedoch unregelmäßig. Beim zweiten ist die Korrektur groß, aber der Strich ist gleichmäßig. Die erste Uhr eignet sich für solche Beobachtungen, die keinen genaueren Zeitstempel als auf die Minute erfordern. Ihre Messwerte können nicht interpoliert werden und müssen mehrmals pro Nacht überprüft werden.

Die zweite, „gute Uhr“, eignet sich für komplexere Beobachtungen. Natürlich ist es sinnvoll, sie öfter zu überprüfen, aber Sie können ihre Messwerte für dazwischenliegende Momente interpolieren. Lassen Sie uns dies anhand eines Beispiels zeigen. Nehmen wir an, dass die Beobachtung am 5. November um 23:32:46 Uhr erfolgte. nach unserer Uhr. Ein am 4. November um 17:00 Uhr durchgeführter Uhrencheck ergab eine Korrektur von +2 m 15 s. Der Tageszyklus beträgt, wie aus der Tabelle ersichtlich ist, +5,7 s. Von 17:00 Uhr am 4. November bis zum Zeitpunkt der Beobachtung vergingen 1 Tag und 6,5 Stunden oder 1,27 Tage. Wenn wir diese Zahl mit dem Tageszyklus multiplizieren, erhalten wir +7,2 s. Daher betrug die Uhrkorrektur zum Beobachtungszeitpunkt nicht 2 m 15 s, sondern +2 m 22 s. Wir fügen es dem Moment der Beobachtung hinzu. Die Beobachtung erfolgte also am 5. November um 23:35:80 Uhr.

Bisher haben wir ausführlich über die Verteilung und Nutzung der Zeit gesprochen – das Hauptthema unserer Erzählung, aber nun wenden wir uns direkt der astronomischen Uhr zu. Bis vor Kurzem war die rotierende Erde selbst der wichtigste Bewahrer der Zeit, und die Zeit wurde anhand astronomischer Beobachtungen bestimmt; Uhren dienten nur dazu, Zeit in relativ kurzen Intervallen zwischen Beobachtungen zu „speichern“. Dieses Kapitel konzentriert sich auf Verbesserungen an der Uhr selbst und die Konsequenzen dieser Verbesserungen, da in den letzten vierzig Jahren von Menschenhand geschaffene Uhren an Genauigkeit den Zeitmesser wie die Erde übertroffen haben.

Während der ersten zwei Jahrhunderte der Existenz des Royal Observatory – dank der Erfindung von Graham und anderen Meistern des frühen 18. Jahrhunderts. ein neuer Hemmungsregulator und ein temperaturkompensiertes Pendel – die Genauigkeit von Pendeluhren erhöhte sich etwas, aber diese Erfindungen konnten nicht als grundlegend bezeichnet werden. Im Jahr 1676 war die Jahresaufzugsuhr von Flamsteed auf 7 Sekunden pro Tag genau; 1870 hatte eine Erie-Uhr mit barometrisch kompensiertem Regulator (Dent Nr. 1906) eine Genauigkeit von etwa 0,1 s pro Tag (ziemlich hoch für die damalige Zeit). Diese und andere Verbesserungen bei Zeitspeichergeräten werden in Anhang III ausführlicher besprochen.

Im letzten Jahrzehnt des 19. Jahrhunderts. Einige der weltweit führenden astronomischen Observatorien (das Greenwich Observatory gehörte nicht dazu) begannen, Uhren des Münchner Designers Sigmund Riefler (1847-1912) zu verwenden, deren Genauigkeit alle bisherigen Uhrenmuster übertraf. Der eigentliche Wendepunkt kam jedoch in den 1920er Jahren, als Shorts freie Pendeluhr auf den Markt kam, eine der wichtigsten Verbesserungen in der Zeitmessung seit der Erfindung der Pendeluhren vor zwei Jahrhunderten. Die Idee eines freien Pendels wurde bereits 1899 von Rudd vorgeschlagen, aber zwischen 1921 und 1924 in die Praxis umgesetzt. William Hamilton Short, ein Eisenbahningenieur, der mit F. Hope-Jones und der Firma Synchronom zusammenarbeitete. Bei einer herkömmlichen Pendeluhr ist es notwendig, die Gleichmäßigkeit der Schwingungen des schwingenden Pendels, von der die Genauigkeit der Zeitspeicherung abhängt, aufrechtzuerhalten und gleichzeitig diese Schwingungen zu zählen. Bei einer Uhr mit freiem Pendel werden diese beiden Probleme mit Hilfe eines Nebenpendels gelöst, das es dem Hauptpendel ermöglicht, jederzeit völlig frei zu schwingen, außer in den Sekundenbruchteilen, in denen es einen Impuls von der Nebenuhr erhält jede halbe Minute. Die Uhren von Short hatten eine Genauigkeit von 10 Sekunden pro Jahr, während die besten Exemplare ihrer Vorgänger eine Genauigkeit von etwa 1 Sekunde pro 10 Tage hatten. Das Greenwich Observatory erwarb 1924 die erste Short-Uhr und verwendete Short Nr. 3 als Standard für die Sternzeit. Dann wurden weitere Short-Uhren gekauft. Innerhalb weniger Jahre hatte die freie Pendeluhr alle anderen älteren Uhren im Observatorium ersetzt, von denen einige, wie etwa Grahams Uhr, seit fast zwei Jahrhunderten von Astronomen verwendet wurden, und alle in Gebrauch befindlichen Exemplare (mit Ausnahme der kürzlich erworbenen). (Kopie der Riefler-Uhr) war mindestens 55 Jahre im Einsatz.

Eine der Folgen der erhöhten Genauigkeit der primären Zeitnehmer war eine Änderung des eigentlichen Zwecks des Greenwich Time Service. Seit der Gründung des Erie Timekeeping Service im Jahr 1852 stützt sich sein Betrieb auf zwei Referenzuhren: den Sternstandard und den mittleren Sonnenstandard. Durch die Übertragung präziser Zeitsignale per Funk war es möglich, die Uhren verschiedener Observatorien auf der ganzen Welt mehrmals täglich mit sehr hoher Genauigkeit zu vergleichen. Darüber hinaus verfügte das Greenwich Observatory selbst über eine große Anzahl hochpräziser Uhren. Daher wurde 1938 der von Erie angenommene Standard - eine Uhr - aufgehoben und es wurde möglich, den durchschnittlichen Zeitwert zu verwenden, der aus den Ablesungen mehrerer Uhren berechnet wurde, und einige dieser Uhren hielten die Sternzeit, andere die Sonnenzeit. Zunächst gab es in England sechs solcher Depotbanken: fünf in Greenwich und eine am National Physical Laboratory in Teddington; ein Jahr später kam ein weiteres in Edinburgh hinzu; Dies waren alles Kurzuhren mit freiem Pendel.

Quartz Uhr

Lassen Sie uns nun auf das moderne Zeitkonzept eingehen und insbesondere den Unterschied zwischen den Konzepten betrachten: einem Zeitpunkt („Datum“ oder „Epoche“) und einem Zeitintervall. Jede Person, die schnell einen Zug oder ein Flugzeug erwischt, interessiert sich in erster Linie für den Augenblick, und beispielsweise ein Schiedsrichter eines Boxkampfs interessiert sich für die Zeitspanne. Es gibt auch ein drittes Konzept: die Häufigkeit eines sich periodisch wiederholenden Phänomens oder die Anzahl der Zyklen dieses Phänomens pro Zeiteinheit; Der moderne Name für die Frequenzeinheit, Hertz (Hz), ist identisch mit dem Namen der alten Einheit, Zyklus pro Sekunde.

Die Entwicklung von Quarzuhren – die eine noch bessere Zeitspeicherung ermöglichten als Freipendeluhren, die mehrere Jahrzehnte vor Quarzuhren auf den Markt kamen – wurde durch das Interesse der Fernsehingenieure an der Entwicklung eines zuverlässigen Standards für die Frequenz elektromagnetischer Wellen erleichtert. Mit der Einführung des Rundfunks in den frühen 1920er Jahren kam Quarzkristall erstmals zum Einsatz. und diente als Quelle hochstabiler Hochfrequenzschwingungen. Die Möglichkeit der Verwendung von Quarz in Uhren wurde erstmals 1928 von Horton und Marrison (USA) angedeutet. 1939 wurde in Greenwich die erste Quarzuhr installiert; Die Genauigkeit dieser von Dye und Essen entwickelten Uhren betrug etwa 2 ms (1 Millisekunde = 10 "3 s) pro Tag. Der Krieg verhinderte die Umsetzung des Plans, mehrere weitere Quarzuhren an der Sternwarte zu installieren; den Zeitdienst wurde an einen sichereren Ort verlegt – zum Gravimetric Observatory Abinger. Ein Reservezeitdienst wurde 1941 am Royal Observatory in Edinburgh in Betrieb genommen, und so erhielten sie tägliche Zeitsignale vom National Physical Labor, das ein Paar dieser Uhren mit freien Pendeln bei sich hatte, bildete die „mittlere Uhr“.

Aufgrund der Kriegsbedürfnisse, vor allem der Entwicklung von Radartechnologie und präzisen Flugnavigationssystemen, musste der britische Zeitdienst die Genauigkeit der Funkzeitsignale verzehnfachen. Deshalb wurde 1942 mit der Funkabteilung der Postverwaltung eine Vereinbarung über die tägliche Übertragung von Zeitsignalen der Quarzuhren der Postverwaltung an Abinger getroffen. Diese Innovation war so erfolgreich, dass Short's Uhr 1943 aus der Gruppe der „mittleren Uhren“ entfernt werden konnte. Quarzuhren, deren Fehler anhand astronomischer Beobachtungen in Abinger und Edinburgh ermittelt wurden, wurden zum primären Standard, auf dem der Zeitdienst basierte, während die Observatoriumsuhr als sekundärer Standard zur Überwachung von Zeitsignalen verwendet wurde. Im Jahr 1944 wurden die von Rugby gesendeten internationalen Zeitsignale sowie später im Jahr 1949 die Sechspunktsignale der BBC von neuen Quarzuhren bei Abinger überwacht. Der Zeitdienst in Edinburgh hörte im Januar 1946 auf zu existieren und bald wurden sechs seiner Quarzuhren an das Greenwich Observatory übertragen; Der Hauptsitz des Zeitdienstes blieb jedoch weiterhin in Abinger, wo es zwölf Quarzuhren gab. Zu diesem Zeitpunkt war die Genauigkeit solcher Uhren auf 0,1 ms pro Tag gestiegen. In der Zwischenzeit eilten Astronomen vom Smog und den Straßenlaternen von Greenwich, die ihre Beobachtungen beeinträchtigten, in die klare Luft von Hurstmonceux in Sussex, wohin der Zeitdienst 1957 von Abinger verlegt wurde.

Ungleichmäßige Rotation der Erde

Die erhöhte Präzision bei der Zeitspeicherung machte auf ein anderes Problem aufmerksam, das der zehnte Astronomer Royal, Harold Spencer Jones, 1950 wie folgt zusammenfasste:

„Die rotierende Erde stellt uns eine grundlegende Zeiteinheit zur Verfügung – den Tag. Die erste Anforderung an jede Grundeinheit ist ihre Konstanz und Reproduzierbarkeit; Eine Einheit muss für alle Menschen und zu jeder Zeit dasselbe bedeuten. Nimmt man den Tag, genauer gesagt den durchschnittlichen Sonnentag, als Grundeinheit, von der wir als Ableitungen die Stunde, die Minute und die Sekunde erhalten, muss uneingeschränkt davon ausgegangen werden, dass seine Länge konstant ist, mit anderen Worten, dass die Erde die ist perfekter Hüter der Zeit.

Dass die Erde kein perfekter Hüter der Zeit ist, stellte Immanuel Kant 1754 fest, aber um die gesamte Geschichte dieses Themas darzustellen, müssen wir weitere sechzig Jahre zurückgehen. Im Jahr 1695 kam Edmund Halley bei der Analyse von Sonnenfinsternissen in der Antike zu dem Schluss, dass sich die Bewegung des Mondes um die Erde beschleunigte; Dies wurde später durch direkte Messungen bestätigt. Im Jahr 1787 zeigte Laplace, dass dieses Phänomen durch langsame Änderungen in der Form der Erdumlaufbahn erklärt werden kann, doch 1853 stellte Adams fest, dass Änderungen in der Umlaufbahn nur die Hälfte der scheinbaren Größe der Mondbeschleunigung erklären. Nach vielen wissenschaftlichen Debatten wurde schließlich bewiesen, dass Laplaces Gravitationstheorie die Beschleunigung des Mondes nicht vollständig erklären kann – dies kann nur durch die Annahme erreicht werden, dass die Erde ihre Rotation allmählich verlangsamt, hauptsächlich aufgrund der Reibung aufgrund von Gezeiteneffekten.

Heute wissen wir, dass es drei Arten von Änderungen der Rotationsgeschwindigkeit der Erde gibt, von denen die ersten beiden aus der Untersuchung der Bewegungen des Mondes und der Planeten bekannt sind und die letzte qualitativ mithilfe freier Pendeluhren entdeckt wurde und mit dem Aufkommen von Quarzuhren quantifiziert:

1) säkulare Veränderungen – eine allmähliche Verlangsamung, die durch die Wirkung von Mond- und Sonnengezeiten verursacht wird, wodurch die Länge des Erdtages um 1,5 ms pro Jahrhundert zunimmt;

2) unregelmäßige (oder unvorhersehbare) Veränderungen, die offenbar durch Unterschiede in den Rotationsraten des flüssigen Kerns und des festen Erdmantels verursacht werden und zu einer Verlängerung oder Verkürzung der Tageslänge um 4 ms pro Jahrzehnt führen können;

3) saisonale Schwankungen, die saisonale Veränderungen in den Weltmeeren und Luftmassen der Erde widerspiegeln. Ein Beispiel hierfür ist das Schmelzen und Gefrieren der polaren Eiskappen und die Bewegung von Luftmassen aus großen Gebieten mit hohem Luftdruck, die in Sibirien im Winter herrschen, in Gebiete mit hohem Luftdruck im Sommer. Im Frühling und Frühsommer dreht sich die Erde langsamer und im Herbst schneller. Dadurch können Schwankungen der Tageslänge bis zu 1,2 ms betragen.

Es gibt noch ein weiteres Phänomen, das zwar keinen Einfluss auf die Geschwindigkeit der Erdrotation hat, aber bei der genauen Zeitspeicherung berücksichtigt werden muss. Hierbei handelt es sich um ein Wackeln der Pole oder um die Bewegung des Erdkörpers relativ zur Rotationsachse (wie ein Lager, das in einem Mechanismus schwingt), was dazu führt, dass die Pole der Erde mit einem Zeitraum von etwa 14 Monaten innerhalb eines Kreises mit einem Radius von ca 8 m. Der Effekt einer Polschwankung verändert die geografische Breite und Länge jedes Ortes auf der Erde (was durch astronomische Beobachtungen bestätigt wurde), und dies führt aufgrund von Längengradänderungen zu entsprechenden Änderungen in der Zeitskala an jedem Punkt die Erdoberfläche.

Wie Spencer Jones betont hat, besteht die erste Anforderung an eine Grundeinheit darin, dass sie konstant und reproduzierbar ist. Daher in den 1950er Jahren. die zweite, die auf der Erdrotation beruhte und ihre Dauer, wenn auch geringfügig, veränderte, genügte nicht mehr den an sie gestellten Anforderungen. Es stellte sich die Frage: Was ist als nächstes zu tun?

Ephemeridenzeit

Zunächst wurde beschlossen, den Sonnentag als grundlegende Zeiteinheit aufzugeben und stattdessen ein Jahr zu verwenden, dessen Dauer zwar nicht konstant, aber im Voraus berechnet werden konnte, wobei die Abnahme um etwa eine halbe Sekunde pro Jahrhundert berücksichtigt wurde. Dies führte 1952 in der internationalen Praxis für bestimmte Zwecke zur Einführung einer neuen Zeitskala – der Ephemeridenzeit (ET), die – wie der Name schon sagt – für die Zusammenstellung verschiedener nationaler Ephemeriden und Jahrbücher verwendet wurde. Wie wir im vorherigen Kapitel sagten, wurde die Greenwich-Zeit aufgrund der Entscheidung der Washingtoner Konferenz von 1884 und der Sonderempfehlungen der Internationalen Astronomischen Union im Jahr 1928 als Universal Time (UT) bekannt. Wenn wir später in diesem Kapitel über die mittlere Sonnenzeit des Greenwich-Meridians sprechen, bevorzugen wir daher die Bezeichnung UT statt GMT. Nun legt UT basierend auf der Rotation der Erde um ihre Achse die für die Himmelsnavigation erforderliche Zeitskala fest. Aber wie wir bereits festgestellt haben, ändert sich die Geschwindigkeit der Erdrotation, sodass im Jahr 1956 aufgrund der besonderen Bedürfnisse von Zeitdiensten die Notwendigkeit einer genaueren Definition von UT entstand:

UT0 ist seine solare Nullmeridianzeit, die direkt aus astronomischen Beobachtungen ermittelt wird;

UT1 ist UT0, korrigiert um die Polbewegung (um nicht mehr als 0,035 s). Die UT1-Skala wird für die Himmelsnavigation verwendet;

UT2 ist UT0 korrigiert um Polbewegungen und extrapolierte Änderungen der Erdrotationsrate (ebenfalls nicht mehr als 0,035 s). UT2 ist eine „geglättete“ Zeitskala, die eine möglichst gleichmäßige Zeit festlegt. Bis 1972 war diese Skala die Grundlage für Zeitsignale.

Die Frage der ET-Skala und ihrer Beziehung zur UT ist zu komplex, um hier erörtert zu werden. Es genügt zu sagen, dass ET ziemlich genau UT entspricht, da die Länge des Ephemeridentages durch die Länge des durchschnittlichen Sonnentages im 19. Jahrhundert bestimmt wird. Im Jahr 1956 gaben Experten die Verwendung des mittleren Sonnentages als internationale Grundeinheit der Zeit zugunsten der Ephemeridensekunde auf, die als „1/31556925,9747 Bruchteil des tropischen Jahres 0. Januar 1900 um 12 Uhr Ephemeridenzeit“ definiert ist.

Der Übergang zum neuen System löste jedoch nicht alle Probleme. Aufgrund ihrer Unveränderlichkeit eignet sich die Ephemeridensekunde sehr gut für theoretische Berechnungen und wird in verschiedenen Ephemeriden verwendet. Doch die Ephemeridensekunde ist aus zwei Gründen nicht alltagstauglich. Erstens ist es nicht immer verfügbar, da es nach der Verarbeitung zahlreicher Beobachtungsergebnisse nur mit großer Verzögerung mit der erforderlichen Genauigkeit bestimmt werden kann. Zweitens ist es für diejenigen, die sich für den genauen Zeitpunkt und nicht für das Zeitintervall interessieren – einschließlich der breiten Öffentlichkeit – notwendig, dass die Zeitsignale möglichst genau der Erdrotation, dem Tageszyklus usw. entsprechen Nacht. Obwohl der Unterschied zwischen ET und UT im Laufe des Jahres sehr gering war, summiert er sich im Laufe der Jahre aufgrund der systematischen Verlangsamung der Erdrotation und kann einen sehr signifikanten Wert erreichen. Im Jahr 1952, als ET zum ersten Mal verwendet wurde, betrug die kumulierte Differenz zwischen dieser Skala, basierend auf der Erdrotationsrate im 19. Jahrhundert, und UT, basierend auf Daten von 1952, etwa 30 s.

Die Verwendung von ET in Zeitsignalen war gewissermaßen eine Kompromisslösung, da Physiker und Fernsehingenieure forderten, dass die Dauer einer Sekunde eines Zeitsignals konstant sein muss, d. h. „würde für alle Völker und zu allen Zeiten das Gleiche bedeuten“, während es für gewöhnliche Zeitbenutzer sowie Seefahrer und Vermesser notwendig war, dass das Zeitsignal, das beispielsweise den Mittag anzeigt, mit der Mittagsposition der Himmelskörper übereinstimmt . Bis 1944 orientierten sich die von Greenwich kontrollierten Zeitsignale weitestgehend an der Erdrotation, so dass die Sekunde (abgeleitet aus den Zeitsignalen) ihre Dauer von Tag zu Tag, wenn auch nur geringfügig, variieren konnte. Im Jahr 1944 wurde in Großbritannien versucht, in möglichst gleichen Zeitabständen Sekundensignale auszusenden, deren Dauer durch den Mittelwert des von den genauesten Quarzuhren eingestellten Sekundenintervalls bestimmt wurde, und ggf notwendig (mittwochs), um Korrekturen „sprunghaft“ vorzunehmen, um sie an die universelle (astronomische) Zeit anzupassen. Gleichzeitig wurde in den USA eine solche Kompromisslösung zwischen Frequenz- und Zeitübertragung nicht akzeptiert; Die von der Radiostation Annapolis gesendeten und vom US Naval Observatory überwachten Zeitsignale wurden in exakter Übereinstimmung mit der Erdrotation gehalten, und die vom US National Bureau of Standards kontrollierte und von ihrer Radiostation gesendete Referenzfrequenz wurde konstant gehalten wie möglich.

Atomuhr

Atomuhren haben dazu beigetragen, einem der Mängel der Ephemeridenzeit ein Ende zu setzen – ihrer Unzugänglichkeit. Der erste funktionsfähige Satz von Atomuhrsystemen wurde 1948–1949 im US-amerikanischen National Bureau of Standards (Washington) von Harold Lyons und seinen Kollegen entwickelt. Nutzung der spektralen Absorptionslinie von Ammoniak zur Stabilisierung eines Quarzgenerators. Am 12. August 1948 begannen Atomuhren als Frequenznormale zu fungieren. Bald darauf erregte ein anderes chemisches Element, Cäsium, Aufmerksamkeit. Der allererste Entwurf eines Cäsiumstandards, der mit den Namen Sherwood, Zacharias und insbesondere Ramsey verbunden ist, wurde in den USA vorgeschlagen. Der regelmäßige Einsatz des von Essen und Parry konstruierten Cäsium-Strahlnormals begann jedoch im National Physical Laboratory in England. Als im Juni 1955 beschlossen wurde, die Ephemeridensekunde als grundlegende Zeiteinheit zu verwenden, wurde der Cäsiumstandard zur Kalibrierung von Quarzuhren und als Frequenzstandard verwendet. Dann, im Laufe der nächsten Jahre, erschienen Labor-Cäsiumstandards in Boulder (Colorado), Ottawa und Neuchatel.

Schon die allerersten Atomuhren hatten eine hundertfach höhere Langzeitstabilität als Quarzuhren. Darüber hinaus unterlagen sie keiner sanften Geschwindigkeitsänderung, die bei Quarzoszillatoren aufgrund der „Alterung“ des Quarzkristalls auftritt. Aus diesen Gründen stellten Atomuhren eine äußerst stabile Zeitskala mit sehr hoher Genauigkeit bereit (mindestens das Zehnfache der Genauigkeit anderer Zeitmesser), die fast sofort zugänglich war. Es vergingen jedoch viele Jahre, bis diese Vorteile realisiert wurden. Nur die neuesten Exemplare von Cäsiumstrahlnormalen haben die gleiche Kurzzeitstabilität wie Quarzuhren.

Alle Uhren müssen so eingestellt sein, dass sie die gleiche Geschwindigkeit haben, d.h. „behielt die Zeit“ auf die gleiche Weise und zeigte auch die gleiche Zeit an. Die neuen Atomuhren bildeten keine Ausnahme, und die erste Aufgabe bestand darin, sie anhand funktionierender Standardproben zu kalibrieren. Mit anderen Worten: Die atomare Zeitskala musste in eine gewisse Übereinstimmung mit der astronomischen Zeitskala gebracht werden. Für den Zeitraum 1955-1958. Die Atomuhren Englands und der USA wurden nach den astronomischen Zeitskalen von Hurstmonceau und Washington kalibriert. Die erste atomare Zeitskala, bekannt als GA (Greenwich Atomic), basierte zunächst auf dem Cäsiumstandard des National Physical Laboratory, der mit der Ephemeridenzeit übereinstimmte.

Seit 1959 hat sich die AJ-Zeitskala des US Navy Observatory weltweit verbreitet. Seine anfängliche Epoche (Datum) wurde so festgelegt, dass die Atomzeit und UT2 am 1. Januar 1958 um Mitternacht gleich waren. Die Atomsekunde wurde basierend auf der Resonanz im Cäsiumatom bestimmt. Im Jahr 1964 wurde die Atomsekunde international als Mittel zur Umsetzung der Ephemeridensekunde anerkannt. 1967, auf der 13. Weltkonferenz für Maß und Gewicht in Paris, wurde die astronomische Definition der Sekunde aufgegeben und die atomare Sekunde als grundlegende Zeiteinheit im Internationalen Einheitensystem SI übernommen:

Die Zeiteinheit im Internationalen Einheitensystem sollte die Sekunde sein, die wie folgt definiert ist: Eine Sekunde ist die Dauer von 9192631770 Strahlungsperioden, die dem Übergang zwischen zwei Hyperfein-Unterniveaus des Grundzustands des Cäsiumatoms entsprechen – 133.

Aufgrund der Tatsache, dass in vielen Ländern der Welt Atomuhren eingesetzt wurden und ihre Zeitskalen mithilfe von Funksignalen und anderen Methoden mit einer Genauigkeit von 1 μs (Mikrosekunde = 10-6 s) und höher verglichen werden konnten, wurde dies der Fall Es ist möglich, internationale „gemittelte Uhren“ mit hoher Genauigkeit zu erstellen, die auf einer großen Anzahl unabhängiger Messwerte aller Atomuhren basieren und mit außergewöhnlicher Gleichmäßigkeit laufen. Die Abweichung im Gang dieser Uhren betrug nicht mehr als einige Mikrosekunden pro Jahr, während die von ihnen festgelegten Zeitskalen um mehr als eine Sekunde pro Jahr von der auf der Erdrotation basierenden Skala abwichen.

Das Internationale Zeitbüro, das seit 1919 die Speicherung der Zeit auf internationaler Ebene koordiniert, hat in Anlehnung an die USA eine eigene Atomzeitskala A3 gebildet, die auf drei unabhängigen Standards Englands, der Schweiz und der USA mit dem Initialen basiert Epoche am 1. Januar 1958. Die A3-Skala wurde 1971 offiziell eingeführt und erhielt den Namen TAI International Atomic Time Scale. Aber auch 21 Jahre später, am 1. Januar 1979, existierten zwei Skalen gleichermaßen: TAI (basierend auf der Erdrotationsgeschwindigkeit im 19. Jahrhundert) und ITG (basierend auf der Erdrotationsgeschwindigkeit für den Zeitraum 1958-1979), vor TAI um ungefähr 17s.

Zeitsignalkoordination

Kommen wir nun zurück zu den Zeitsignalen. Im Jahr 1958 führte der englische Zeitdienst eine neue Skala ein, die später als Coordinated Universal Time (UTC) bezeichnet wurde und deren Zeitsignale nicht mehr als 0,1 s von UT2 abweichen durften. Dies wurde durch eine kleine schrittweise Änderung („Verschiebung“) in der Frequenz der Atomuhren erreicht, die Zeitsignale erzeugen, was dazu führte, dass sich die Atomzeit näher an UT2 bewegte (die in den 1960er Jahren verringert werden musste). Es wurde angenommen, dass das Ausmaß der Verschiebung für das gesamte Kalenderjahr gilt, aber aufgrund der Möglichkeit, Änderungen der Erdrotationsgeschwindigkeit vorherzusagen, wurden jeden Monat schrittweise Korrekturen vorgenommen, um UTC innerhalb von 0,1 s von UT2 zu halten. Die vollständige Übereinstimmung zwischen den Zeitdiensten Englands und der Vereinigten Staaten wurde 1961 erreicht: Zeitsignale wurden synchronisiert und jährliche Verschiebungen sowie monatliche Sprungkorrekturen wurden durchgeführt. 1963 breitete sich dieses System Englands und der USA über die ganze Welt aus und wurde unter die Kontrolle des BIE in Paris gestellt; Damals erhielt es den Namen UTC.

Die Erweiterung und Komplexität von Satelliten- und anderen Arten elektronischer Kommunikationssysteme sowie Navigationssystemen hat jedoch zu großen neuen praktischen Schwierigkeiten geführt. Der Betrieb dieser Systeme hängt vom Grad der Synchronisation sowohl der Funksignale selbst als auch der Frequenzen ab. Die Hopping-Korrektur und die Frequenzanpassung führten zu vielen Unannehmlichkeiten. Vor diesem Hintergrund wurde die Tatsache, dass die Sekunde der Funkzeitsignale nicht der gesetzlichen Sekunde entsprach, eher als unästhetisches Detail denn als echtes Hindernis empfunden.

Schaltsekunde

Nach ausführlichen Diskussionen auf allen Ebenen, national und international, wurden wesentliche Änderungen am Referenzzeitsignalsystem vorgenommen. Ab dem 1. Januar 1972 begannen die Zeitsignale genau Atomsekunden zu entsprechen; die Zeitzählung auf der neuen UTC-Skala wurde mit einer Verschiebung von 10 Minuten gegenüber der TAI-Skala eingestellt. Dieses System der präzisen Zeitübertragung ist noch heute in Kraft.

Es wurde vereinbart, dass die Abweichung des neuen Systems von der in der Navigation und Astronomie verwendeten UT1-Zeitskala 0,7 s (später wurde diese Toleranz auf 0,9 s erhöht) nicht überschreiten sollte. Dies wird erreicht, indem die Uhr am letzten Tag des Kalendermonats, vorzugsweise am 31. Dezember oder 30. Juni, eingestellt wird und die Uhr um genau eine Sekunde vorwärts oder rückwärts bewegt wird, was als „Schaltsekunde“ bezeichnet wird. Dies ähnelt dem alle vier Jahre stattfindenden Verfahren, bei dem dem Februar eines Schaltjahres ein zusätzlicher Tag hinzugefügt wird, da das Jahr keine ganze Anzahl von Tagen enthält. auf die gleiche Weise wird eine Sekunde addiert oder subtrahiert, da der Sonnentag keine ganze Zahl von Atomsekunden enthält.

So entsprechen internationale Zeit- und Frequenzsignale, die beispielsweise von bestimmten Stationen in England und den Vereinigten Staaten gesendet werden, ohne Unterbrechung oder Änderungen im Laufe des Jahres genau der atomaren Zeitskala. Wenn gleichzeitig eine Schaltsekunde hinzugefügt wird (diese kann sowohl positiv als auch negativ sein), ändert sich nur die Nummerierung der Sekundenmarkierungen. Um beispielsweise am 31. Dezember eine Korrektur durch Hinzufügen einer „positiven“ Sekunde vorzunehmen, die notwendig ist, weil UTC zu weit von UT1 abgewichen ist, wird die letzte „Minute“ des Jahres auf 61 s erhöht. Um eine Korrektur mit einer „negativen“ Sekunde durchzuführen, wird die letzte „Minute“ auf 59 s verkürzt. Für diejenigen, die eine genauere Kenntnis von UT1 benötigen (z. B. Navigatoren und Astronomen), wird den Hauptzeit- und Frequenzsignalen ein spezifischer Code überlagert, der die Anzahl der Zehntelsekunden angibt, um die UTC an einem bestimmten Tag von UT1 abgewichen ist .

Die vom BIE in Paris koordinierten Referenzzeitsignale basieren auf der „Durchschnittsuhr“ der Welt, deren berechnete Werte durch Mittelung der Informationen von fast achtzig Atomuhren aus vierundzwanzig Ländern auf der ganzen Welt ermittelt werden. Derzeit können sich nur die Länder an dieser Aktion beteiligen, die in den Anwendungsbereich des Radionavigationssystems Laurent-S fallen. Künftig werden Satellitennavigationssysteme jedoch den Vergleich der Messwerte einer größeren Anzahl von Uhren ermöglichen. Der Zeitpunkt, an dem die UTC-Korrektur vorgenommen werden sollte, d. h. eine zusätzliche Sekunde wird eingeführt, setzt den BIE. Im Jahr 1972 betrug die Abweichung der UTC von der TAI genau 10 s. Bis zum 1. Januar 1979 kamen weitere 8 Schaltsekunden hinzu, wodurch sich die UTC-Abweichung von TAI auf 18c erhöhte.

Mit Beginn der Zeitübertragungen im Jahr 1972 ersetzte die neue UTC-Skala in Verbindung mit der Atomzeitskala TAI die alte UTC auf Basis der mittleren Sonnenzeitskala UT2 (die von vielen Laien weiterhin als GMT bezeichnet wird) und es kam zu neuen Kontroversen hinsichtlich der Terminologie der Zeitskalen. Natürlich basierte die neue Zeitskala weiterhin auf dem Greenwich-Meridian, konnte aber nicht mehr als mittlere Sonnenzeitskala auf Basis des Greenwich-Meridians (also GMT) bezeichnet werden, obwohl sie nie mehr als 0,9 s von letzterem abwich. Tatsächlich stimmt derzeit sogar der Greenwich-Meridian nicht mehr genau mit dem Meridian überein, der durch die „Mitte des Durchgangsinstruments des Greenwich-Observatoriums“ verläuft. Und obwohl dieses Instrument noch existiert, werden keine Beobachtungen damit gemacht; Heutzutage ist der Nullmeridian von Längengrad und Zeit nicht materiell genau festgelegt, sondern seine Position wird statistisch auf der Grundlage der Beobachtungen aller zeitbestimmenden Stationen bestimmt, die das BIE bei der Koordinierung von Referenzzeitsignalen berücksichtigt. Dennoch liegt der alte Meridian, der durch ein Messingband im Innenhof des alten Observatoriums dargestellt wird, nur wenige Meter von der imaginären Linie entfernt, die den Nullmeridian des Globus definiert.

78. Cäsiumstrahl-Frequenznormal in Hurstmonceux, 1974. Hergestellt von Hewlett-Packard, Typ 5060 A. (Greenwich Observatory).

Obwohl der Begriff GMT in der Astronomie nicht mehr verwendet wird, wird er weiterhin in der Navigation, für viele zivile Zwecke und in vielen Ländern der Welt als Bezeichnung für die Mutterschaftszeit verwendet. Aber auch diese Länder und insbesondere Frankreich wehren sich seit Kurzem gegen den Einsatz von GMT. Im Jahr 1975 empfahl die 15. Weltkonferenz für Maß und Gewicht die Verwendung von Zeitsignalen der neuen UTC-Skala und in Zukunft die Übernahme dieser Skala als Grundlage der Mutterschaftszeit und ersetzte GMT durch diese, da die UTC-Änderungen vorgenommen wurden 1972 wurde die GMT-Skala undefiniert. Frankreich und Spanien haben bereits entsprechende gesetzgeberische Maßnahmen ergriffen; Zum Zeitpunkt der Erstellung dieses Buches bereiteten sich die Niederlande, die Schweiz und Deutschland darauf vor. Am 9. August 1978 wurde in Frankreich das Gesetz von 1911 (das besagte, dass die Mutterschaftszeit in Frankreich der um 9 Minuten 21 Sekunden verzögerten Pariser Mittelzeit entspricht) aufgehoben und im ganzen Land eine Zeit festgelegt, die in Zukunft festgelegt wird durch Addieren oder Subtrahieren einer bestimmten Anzahl von Stunden zur UTC, die zu bestimmten Jahreszeiten durch die Einführung der Sommerzeit erhöht oder verringert werden kann; Es wurde vorgeschlagen, GMT in Zukunft nicht mehr zu verwenden.

Da 1978 eine Schaltsekunde hinzugefügt wurde, scheint es, dass 1978 länger war als das Vorjahr. Das stimmt natürlich nicht. Bekanntlich verkürzt sich die Länge des Jahres pro Jahrhundert nur um eine halbe Sekunde. Tatsächlich ist der Tag länger geworden – der Universaltag (Stunde, Minute und Sekunde). Daher wurde der Tag des 365-Tage-Jahres 1978 um eine Sekunde länger als der Tag des 365-Tage-Jahres des 19. Jahrhunderts, das als Grundlage für Zeitsignale diente. 1978 wurde eine Schaltsekunde hinzugefügt, um sicherzustellen, dass das Mittagszeitsignal zumindest in der ersten Hälfte des Jahres 1979 nicht mehr als 0,9 s vom wahren Mittag entfernt sein würde, der durch die Ausrichtung der Sterne bestimmt wird.

79. Schema der Cäsiumstrahlröhre „Chronorama“ (Ebosche, Schweiz)

Wie sich die Rotationsgeschwindigkeit der Erde in den kommenden Jahrzehnten verändern wird, lässt sich nicht im Voraus vorhersagen. Die Erde verlangsamt ihre Rotation jetzt viel schneller als in den letzten drei Jahrhunderten. Es ist jedoch durchaus möglich, dass sich dieser Trend beispielsweise in den 1990er Jahren ändert. Sie müssen die Einführung einer Schaltsekunde (positiv) abbrechen oder sogar eine negative Schaltsekunde einführen. In Zukunft – vielleicht in den nächsten zehn, hundert oder tausend Jahren – muss jedoch zwei- oder sogar dreimal im Jahr eine positive Schaltsekunde eingeführt werden, wenn wir unsere Zeitskala weiterhin auf der durchschnittlichen Länge eines Tages basieren im 19. Jahrhundert. Was die fernere Zukunft betrifft, so wird der Effekt der Verlangsamung der Erdrotation – in einigen Millionen Jahren wird es nur noch 365 Tage im Jahr geben und nicht wie jetzt 365 1/4 – zur Eliminierung zusätzlicher Tage führen Schalttage (aber keine Schaltsekunden).

1.2.3. Wahre und mittlere Sonnenzeit. Zeitgleichung

1.2.4. Julianische Tage

1.2.5. Ortszeit auf verschiedenen Meridianen. Universal-, Regel- und Mutterschaftszeit

1.2.6. Zusammenhang zwischen mittlerer Sonnen- und Sternzeit

1.2.7. Unregelmäßigkeit der Erdrotation

1.2.8. Ephemeridenzeit

1.2.9. Atomzeit

1.2.10. Dynamische und koordinierte Zeit

1.2.11. Universelle Zeitsysteme. koordinierte Weltzeit

1.2.12. Uhrzeit von Satellitennavigationssystemen

1.3. Astronomische Faktoren

1.3.1. Allgemeine Bestimmungen

1.3.2. Astronomische Brechung

1.3.3. Parallaxe

1.3.4. Abweichung

1.3.5. Eigenbewegung der Sterne

1.3.6. Gravitationsablenkung von Licht

1.3.7. Bewegung der Erdpole

1.3.8. Ändern der Position der Weltachse im Raum. Präzession

1.3.9. Ändern der Position der Weltachse im Raum. Nutation

1.3.10. Gemeinsame Abrechnung von Kürzungen

1.3.11. Berechnung sichtbarer Sternstandorte

2. GEODÄTISCHE ASTRONOMIE

2.1. Gegenstand und Aufgaben der geodätischen Astronomie

2.1.1. Verwendung astronomischer Daten zur Lösung geodätischer Probleme

2.1.3. Moderne Aufgaben und Perspektiven für die Entwicklung der geodätischen Astronomie

2.2. Theorie der Methoden der geodätischen Astronomie

2.2.2. Die günstigsten Bedingungen zur Bestimmung von Zeit und Breite bei zenitalen Methoden astronomischer Bestimmungen

2.3. Instrumentierung in der geodätischen Astronomie

2.3.1. Merkmale der Instrumentierung in der geodätischen Astronomie

2.3.2. Astronomische Theodolite

2.3.3. Instrumente zur Messung und Aufzeichnung der Zeit

2.4. Besonderheiten der Beobachtung von Leuchten in der geodätischen Astronomie. Kürzungen astronomischer Beobachtungen

2.4.1. Methoden zur Sichtung von Leuchten

2.4.2. Korrekturen der gemessenen Zenitabstände

2.4.3. Korrekturen der gemessenen horizontalen Richtungen

2.5. Das Konzept exakter Methoden astronomischer Bestimmungen

2.5.1. Bestimmung der Breite aus gemessenen kleinen Unterschieden in den Zenitabständen von Sternpaaren im Meridian (Talcott-Methode)

2.5.2. Methoden zur Bestimmung der Breiten- und Längengrade aus Beobachtungen von Sternen in gleichen Höhen (Methoden gleicher Höhe)

2.5.3. Bestimmung des astronomischen Azimuts der Richtung zu einem terrestrischen Objekt anhand von Polarbeobachtungen

2.6. Näherungsmethoden astronomischer Bestimmungen

2.6.1. Ungefähre Bestimmung des Azimuts eines irdischen Objekts anhand von Polarbeobachtungen

2.6.2. Ungefähre Breitengradbestimmungen aus Polarbeobachtungen

2.6.3. Ungefähre Bestimmung von Längengrad und Azimut aus gemessenen Zenitabständen der Sonne

2.6.4. Ungefähre Breitengradbestimmungen aus gemessenen Zenitabständen der Sonne

2.6.5. Bestimmung des Richtungswinkels zu einem irdischen Objekt aus Beobachtungen von Himmelskörpern

2.7. Luftfahrt und nautische Astronomie

3. ASTROMETRIE

3.1. Probleme der Astrometrie und Methoden zu ihrer Lösung

3.1.1. Gegenstand und Aufgaben der Astrometrie

3.1.3. Aktueller Stand und Perspektiven für die Entwicklung der Astrometrie

3.2. Grundlegende Astrometrieinstrumente

3.2.2. Klassische astrooptische Instrumente

3.2.3. Moderne astronomische Instrumente

3.3. Erstellung fundamentaler und inertialer Koordinatensysteme

3.3.1. Allgemeine Bestimmungen

3.3.2. Theoretische Grundlage zur Bestimmung der Koordinaten von Sternen und ihrer Veränderungen

3.3.3. Konstruktion eines fundamentalen Koordinatensystems

3.3.4. Konstruktion eines Inertialkoordinatensystems

3.4.1. Festlegung eines genauen Zeitrahmens

3.4.2. Bestimmung der Erdorientierungsparameter

3.4.3. Organisation von Zeit, Häufigkeit und Bestimmung der Erdorientierungsparameter

3.5. Grundlegende astronomische Konstanten

3.5.1. Allgemeine Bestimmungen

3.5.2. Klassifizierung grundlegender astronomischer Konstanten

3.5.3. Internationales System astronomischer Konstanten

BIBLIOGRAPHISCHES VERZEICHNIS

ANWENDUNGEN

1. System grundlegender astronomischer Konstanten der IAU 1976

1.2. Zeitmessung in der Astronomie

1.2.1. Allgemeine Bestimmungen

Zu den Aufgaben der geodätischen Astronomie, Astrometrie und Weltraumgeodäsie gehört die Bestimmung der Koordinaten von Himmelskörpern zu einem bestimmten Zeitpunkt. Die Konstruktion astronomischer Zeitskalen wird von nationalen Zeitdiensten und dem Internationalen Zeitbüro durchgeführt.

Alle bekannten Methoden zur Konstruktion kontinuierlicher Zeitskalen basieren auf periodische Prozesse, Zum Beispiel:

- Rotation der Erde um ihre Achse;

- die Umlaufbahn der Erde um die Sonne;

- die Umlaufbahn des Mondes um die Erde;

- Schwingen eines Pendels unter dem Einfluss der Schwerkraft;

- elastische Schwingungen eines Quarzkristalls unter dem Einfluss von Wechselstrom;

- elektromagnetische Schwingungen von Molekülen und Atomen;

- radioaktiver Zerfall von Atomkernen und andere Prozesse.

Das Zeitsystem kann mit folgenden Parametern eingestellt werden:

1) Mechanismus – ein Phänomen, das einen sich periodisch wiederholenden Prozess gewährleistet (zum Beispiel die tägliche Rotation der Erde);

2) Maßstab – der Zeitraum, über den der Prozess wiederholt wird;

3) Startpunkt, Nullpunkt – der Moment, in dem sich der Vorgang zu wiederholen beginnt;

4) Methode zum Zählen der Zeit.

In der geodätischen Astronomie, Astrometrie und Himmelsmechanik werden Stern- und Sonnenzeitsysteme verwendet, die auf der Rotation der Erde um ihre Achse basieren. Diese periodische Bewegung ist äußerst gleichmäßig, zeitlich nicht begrenzt und während der gesamten Existenz der Menschheit kontinuierlich.

Darüber hinaus kommen Astrometrie und Himmelsmechanik zum Einsatz

Ephemeriden und dynamische Zeitsysteme , als ideal

Struktur einer einheitlichen Zeitskala;

System Atomzeit– praktische Umsetzung einer vollkommen einheitlichen Zeitskala.

1.2.2. Sternzeit

Die Sternzeit wird mit s bezeichnet. Die Parameter des Sternzeitsystems sind:

1) Mechanismus - Rotation der Erde um ihre Achse;

2) Skala – Sterntag, gleich dem Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden oberen Höhepunkten des Frühlingsäquinoktiums

V Beobachtungspunkt;

3) der Startpunkt auf der Himmelssphäre ist der Punkt der Frühlings-Tagundnachtgleiche, der Nullpunkt (der Beginn des Sterntages) ist der Moment des oberen Höhepunkts des Punktes;

4) Zählmethode. Das Maß der Sternzeit ist der Stundenwinkel eines Punktes

Frühlings-Tagundnachtgleiche, t. Es ist unmöglich, es zu messen, aber für jeden Stern ist der Ausdruck wahr

Wenn man also die Rektaszension des Sterns kennt und seinen Stundenwinkel t berechnet, kann man die Sternzeit s bestimmen.

Unterscheiden wahr, durchschnittlich und quasi-wahr Gammapunkte (die Unterteilung hängt mit dem astronomischen Faktor Nutation zusammen, siehe Abschnitt 1.3.9), relativ zu dem gemessen wird wahre, mittlere und quasi-wahre Sternzeit.

Das Sternzeitsystem wird zur Bestimmung der geografischen Koordinaten von Punkten auf der Erdoberfläche und der Richtungsazimute zu irdischen Objekten, zur Untersuchung der Unregelmäßigkeiten der täglichen Erdrotation und zur Festlegung der Nullpunkte von Skalen anderer Zeitmesssysteme verwendet. Obwohl dieses System in der Astronomie weit verbreitet ist, ist es im Alltag unpraktisch. Der Wechsel von Tag und Nacht, der durch die scheinbare Tagesbewegung der Sonne verursacht wird, erzeugt einen ganz spezifischen Zyklus menschlicher Aktivitäten auf der Erde. Daher wird die Zeit seit langem auf der Grundlage der täglichen Bewegung der Sonne berechnet.

1.2.3. Wahre und mittlere Sonnenzeit. Zeitgleichung

Echtes Sonnenzeitsystem (oder wahre Sonnenzeit- m ) wird für astronomische oder geodätische Beobachtungen der Sonne verwendet. Systemparameter:

1) Mechanismus - Rotation der Erde um ihre Achse;

2) Maßstab - wahre Sonnentage- die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden unteren Höhepunkten des Zentrums der wahren Sonne;

3) Ausgangspunkt - das Zentrum der Scheibe der wahren Sonne - , Nullpunkt - wahre Mitternacht oder der Moment des unteren Höhepunkts der Mitte der Scheibe der wahren Sonne;

4) Zählmethode. Das Maß der wahren Sonnenzeit ist der geozentrische Stundenwinkel der wahren Sonne t plus 12 Stunden:

m = t + 12h .

Die Einheit der wahren Sonnenzeit – eine Sekunde, gleich 1/86400 eines wahren Sonnentages – erfüllt nicht die Grundvoraussetzung für eine Zeiteinheit – sie ist nicht konstant.

Die Gründe für die Instabilität der wahren Sonnenzeitskala sind:

1) ungleichmäßige Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik aufgrund der Elliptizität der Erdumlaufbahn;

2) eine ungleichmäßige Zunahme des direkten Aufstiegs der Sonne im Laufe des Jahres, da sich die Sonne entlang der Ekliptik befindet und in einem Winkel von etwa 23,50 zum Himmelsäquator geneigt ist.

Aus diesen Gründen ist die Verwendung eines echten Sonnenzeitsystems in der Praxis unpraktisch. Der Übergang zu einer einheitlichen Sonnenzeitskala erfolgt in zwei Stufen.

Übergang der Stufe 1 zur Fiktion mittlere ekliptische Sonne. Auf der gegebenen-

In diesem Stadium ist die ungleichmäßige Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik beseitigt. Eine ungleichmäßige Bewegung entlang einer elliptischen Umlaufbahn wird durch eine gleichförmige Bewegung entlang einer kreisförmigen Umlaufbahn ersetzt. Die wahre Sonne und die mittlere ekliptische Sonne fallen zusammen, wenn die Erde das Perihel und Aphel ihrer Umlaufbahn durchläuft.

Übergang zu Stufe 2 mittlere äquatoriale Sonne, gleich bewegend

entlang des Himmelsäquators nummeriert. Dabei ist die durch die Neigung der Ekliptik bedingte ungleichmäßige Zunahme des Direktaufstiegs der Sonne ausgeschlossen. Die wahre Sonne und die mittlere äquatoriale Sonne passieren gleichzeitig die Frühlings- und Herbst-Tagundnachtgleiche.

Als Ergebnis dieser Maßnahmen wird ein neues Zeitmesssystem eingeführt – mittlere Sonnenzeit.

Die mittlere Sonnenzeit wird mit m bezeichnet. Die Parameter des mittleren Sonnenzeitsystems sind:

1) Mechanismus - Rotation der Erde um ihre Achse;

2) Skala – durchschnittlicher Tag – das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden unteren Kulminationen der durchschnittlichen äquatorialen Sonne  Gl.;

3) Ausgangspunkt - die mittlere äquatoriale Sonne eq, Nullpunkt – durchschnittliche Mitternacht oder der Moment des unteren Höhepunkts der durchschnittlichen äquatorialen Sonne;

4) Zählmethode. Das Maß der mittleren Zeit ist der geozentrische Stundenwinkel der mittleren äquatorialen Sonnenlinie Äq plus 12 Stunden.

m = t eq + 12h .

Es ist unmöglich, die mittlere Sonnenzeit direkt aus Beobachtungen zu bestimmen, da die mittlere äquatoriale Sonne ein fiktiver Punkt auf der Himmelssphäre ist. Die mittlere Sonnenzeit wird aus der wahren Sonnenzeit berechnet, die aus Beobachtungen der wahren Sonne ermittelt wird. Man nennt die Differenz zwischen wahrer Sonnenzeit m und mittlerer Sonnenzeit m Zeitgleichung und trägt die Bezeichnung:

M - m = t - t rm.eq. .

Die Zeitgleichung wird durch zwei Sinuskurven mit jährlicher und halbjährlicher Zeit ausgedrückt

prähistorische Perioden:

1 + 2 -7,7m sin (l + 790 )+ 9,5m sin 2l,

Dabei ist l die ekliptische Länge der mittleren ekliptischen Sonne.

Der Graph ist eine Kurve mit zwei Maxima und zwei Minima, die im kartesischen rechtwinkligen Koordinatensystem die in Abb. gezeigte Form hat. 1.18.

Abb.1.18. Zeitgleichungsdiagramm

Die Werte der Zeitgleichung reichen von +14m bis –16m.

Im Astronomischen Jahrbuch ist für jedes Datum der Wert E angegeben, gleich

E = + 12 Std.

MIT Mit diesem Wert wird der Zusammenhang zwischen der mittleren Sonnenzeit und dem Stundenwinkel der wahren Sonne durch den Ausdruck bestimmt

m = t -E.

1.2.4. Julianische Tage

Um den numerischen Wert des Zeitintervalls zwischen zwei entfernten Daten genau zu bestimmen, ist es zweckmäßig, eine kontinuierliche Zählung der Tage zu verwenden, die in der Astronomie so genannt wird Julianische Tage.

Die Zählung der julianischen Tage beginnt am 1. Januar 4713 v. Chr. um den mittleren Mittag in Greenwich. Von Beginn dieses Zeitraums an wird der mittlere Sonnentag gezählt und nummeriert, sodass jedes Kalenderdatum einem bestimmten julianischen Tag entspricht, der als JD abgekürzt wird. Somit entspricht die Epoche 1900, 0,12 Uhr UT dem julianischen Datum JD 2415020,0 und die Epoche 2000, 1. Januar, 12 Uhr UT - JD2451545,0.