Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Күннің көрінетін орны бойынша өткен уақытты есептеу. Күн уақыты – аспандағы Күннің орнына сүйенген уақыттың өтуін есептеу. Күн уақытының негізгі бірлігі – күн, ол синодикалық айналу периодына негізделген. Дәстүрлі түрде астрономиялық байқауларға негізделген уақыт санаудың үш түрі бар: нақты күн уақыты және орташа күн уақыты (осы мақалада талқыланады), сондай-ақ Күннен басқа жұлдыздардың көрінетін қозғалысына негізделген жұлдыздық уақыт.
Calculation of elapsed time by the apparent position of the sun
Solar time is a calculation of the passage of time based on the position of the Sun in the sky. The fundamental unit of solar time is the day, based on the synodic rotation period. Traditionally, there are three types of time reckoning based on astronomical observations: apparent solar time and mean solar time (discussed in this article), and sidereal time, which is based on the apparent motions of stars other than the Sun.
Кіріспе
Жерге тік орнатылған биік полюс кез келген күндізгі уақытта көлеңке түсіреді. Күндізгі уақыттың бір сәтінде көлеңке дәл солтүстікке немесе оңтүстікке қарай бағытталады (немесе Күн тікелей жоғары тұрғанда және егер осылай болса, жоғалып кетеді). Осы сәт жергілікті нақты түскі уақыт, яғни жергілікті нақты уақыт бойынша сағат 12:00. Шамамен 24 сағаттан кейін көлеңке қайтадан солтүстік-оңтүстік бағытында болады, Күн Жер осінің айналасында 360 градус доғамен айналғандай көрінеді. Күн дәл 15 градусқа (шеңбердің 1/24 бөлігі, екі бұрыш та Жер осіне перпендикуляр жазықтықта өлшенген) жеткенде, жергілікті нақты уақыт дәл 13:00 болады; тағы 15 градус өткеннен кейін ол дәл 14:00 болады. Мәселе мынада, қыркүйек айында Күннің айналуы желтоқсан айына қарағанда аз уақыт алады (дәл сағат бойынша өлшенгенде); Күн уақытының 24 «сағаты» 21 секундқа кем немесе 29 секундқа артық болуы мүмкін. Бұл өзгеріс уақыт теңдеуімен сипатталады және Жер орбитасының эксцентриктігіне (яғни Жер орбитасы толыққанды дөңгелек емес, демек Жер-Күн арақашықтығы жыл бойы өзгеріп отырады) және Жер осінің өзінің орбита жазықтығына перпендикуляр болмауына (эклиптиканың бұрыштығы деп аталады) байланысты. Бұл эффекттің салдарынан, тұрақты жылдамдықпен жұмыс істейтін сағат (мысалы, әр сағатта бірдей иілгіш серпілісін жасайтын) нақты Күнге ілесе алмайды; оның орнына ол жыл бойы нақты Күннің орташа жылдамдығына сәйкес келетін тұрақты жылдамдықпен қозғалатын көзге көрінетін «орташа Күнге» ілеседі. Бұл – «орташа күн уақыты», ол әлі де бір ғасырдан екіншісіне толыққанды тұрақты емес, бірақ көптеген мақсаттар үшін жеткілікті жақын. 2008 жылғы мәліметтер бойынша, орташа күннің ұзақтығы шамамен 86,400.002 SI секундты, яғни шамамен 24.0000006 сағатты құрайды.
A tall pole vertically fixed in the ground casts a shadow on any sunny day. At one moment during the day, the shadow will point exactly north or south (or disappear when and if the Sun moves directly overhead). That instant is called local apparent noon, or 12:00 local apparent time. About 24 hours later the shadow will again point north–south, the Sun seeming to have covered a 360 degree arc around Earth's axis. When the Sun has covered exactly 15 degrees (1/24 of a circle, both angles being measured in a plane perpendicular to Earth's axis), local apparent time is 13:00 exactly; after 15 more degrees it will be 14:00 exactly. The problem is that in September the Sun takes less time (as measured by an accurate clock) to make an apparent revolution than it does in December; 24 "hours" of solar time can be 21 seconds less or 29 seconds more than 24 hours of clock time. This change is quantified by the equation of time, and is due to the eccentricity of Earth's orbit (as in, Earth's orbit is not perfectly circular, meaning that the EarthSun distance varies throughout the year), and the fact that Earth's axis is not perpendicular to the plane of its orbit (the so called obliquity of the ecliptic). The effect of this is that a clock running at a constant ratee. g. completing the same number of pendulum swings in each hourcannot follow the actual Sun; instead it follows an imaginary "mean Sun" that moves along the celestial equator at a constant rate that matches the real Sun's average rate over the year. This is "mean solar time", which is still not perfectly constant from one century to the next but is close enough for most purposes. as of 2008, a mean solar day is about 86,400.002 SI seconds, i. e., about 24.0000006 hours.
Күн уақыты
Көрініс күн – Жердегі бақылаушыға көрінетін нағыз күн. Көрініс күн уақыты немесе нағыз күн уақыты, нақты Күннің көрінетін қозғалысына негізделген. Ол, Күннің жергілікті меридианға екі рет қайта оралуы арасындағы уақытты қамтитын, күннің айқын күндізгі уақытына негізделген. Күннің көрініс уақытын күн сағаты арқылы шамамен өлшеуге болады. Күн күнінің ұзақтығы жыл бойы өзгереді, ал жинақталған әсер орташа уақыттан 16 минутқа дейін ауытқу тудырады. Бұл әсердің екі негізгі себебі бар. Біріншіден, Жер орбитасының эксцентриситетіне байланысты, Жер Күнге жақын болғанда (перигелий) жылдам, ал Күннен алыс болғанда (афелий) баяу қозғалады (Кеплердің планеталар қозғалысы заңдарын қараңыз). Екіншіден, Жердің осьтік еңісінің (эклиптиканың көлбеулігі деп аталады) салдарынан, Күннің жылдық қозғалысы Жердің аспан экваторына көлбеу үлкен шеңбер (эклиптика) бойымен жүреді. Күн экваторды екі күн мен түн теңелуі кезінде кесіп өткенде, Күннің күндізгі орын ауысуы (фондық жұлдыздарға қатысты) экваторға бұрышпен келеді, сондықтан осы орын ауысуының экваторға проекциясы жылдық орташа көрсеткіштен төмен болады; ал Күн экватордан екі күн тоқырауы кезінде алыс болғанда, Күннің бір күннен келесі күнге орын ауысуы экваторға параллель болады, сондықтан осы орын ауысуының экваторға проекциясы жылдық орташа көрсеткіштен жоғары болады (тропикалық жылды қараңыз). Маусым және желтоқсан айларында Күн аспан экваторынан ең алыс болғанда, эклиптика бойындағы белгілі бір орын ауысуы экватордағы үлкен орын ауысуына сәйкес келеді. Сондықтан, наурыз және қыркүйек айларындағы көрініс күн күнінің ұзақтығы, маусым және желтоқсан айларына қарағанда қысқа болады. + Көрініс күн күнінің ұзақтығы (1998) Күні Орташа күн уақыты бойынша ұзақтығы 11 ақпан 24 сағат 26 наурыз 24 сағат -18,1 секунд 14 мамыр 24 сағат 19 маусым 24 сағат +13,1 секунд 25/26 шілде 24 сағат 16 қыркүйек 24 сағат -21,3 секунд 2/3 қараша 24 сағат 22 желтоқсан 24 сағат +29,9 секунд Бұл ұзақтықтар бірнеше жылда сәл өзгереді, ал мыңдаған жылдар ішінде айтарлықтай өзгеріске ұшырайды.
The apparent sun is the true sun as seen by an observer on Earth. Apparent solar time or true solar time is based on the apparent motion of the actual Sun. It is based on the apparent solar day, the interval between two successive returns of the Sun to the local meridian. Apparent solar time can be crudely measured by a sundial. The length of a solar day varies through the year, and the accumulated effect produces seasonal deviations of up to 16 minutes from the mean. The effect has two main causes. First, due to the eccentricity of Earth's orbit, Earth moves faster when it is nearest the Sun (perihelion) and slower when it is farthest from the Sun (aphelion) (see Kepler's laws of planetary motion). Second, due to Earth's axial tilt (known as the obliquity of the ecliptic), the Sun's annual motion is along a great circle (the ecliptic) that is tilted to Earth's celestial equator. When the Sun crosses the equator at both equinoxes, the Sun's daily shift (relative to the background stars) is at an angle to the equator, so the projection of this shift onto the equator is less than its average for the year; when the Sun is farthest from the equator at both solstices, the Sun's shift in position from one day to the next is parallel to the equator, so the projection onto the equator of this shift is larger than the average for the year (see tropical year). In June and December when the sun is farthest from the celestial equator, a given shift along the ecliptic corresponds to a large shift at the equator. Therefore, apparent solar days are shorter in March and September than in June or December. + Length of apparent solar day (1998)DateDuration in mean solar time February 11 24 hours March 26 24 hours − 18.1 seconds May 14 24 hours June 19 24 hours + 13.1 seconds July 25/26 24 hours September 16 24 hours − 21.3 seconds November 2/3 24 hours December 22 24 hours + 29.9 seconds
These lengths will change slightly in a few years and significantly in thousands of years.
Орташа күн уақыты
Орташа күн уақыты — орташа Күннің сағаттық бұрышы плюс 12 сағат. Бұл 12 сағаттық ығысу азаматтық мақсаттар үшін күнді түнгі ортасынан бастау туралы шешімнен туындайды, ал сағаттық бұрыш немесе орташа Күн жергілікті меридианнан өлшенеді. 2009 жылдан бастап бұл UT1 уақыт шкаласы арқылы іске асырылады, ол басқа галактикаларда орналасқан радио көздерінің күндізгі қозғалыстарын зерттеу үшін өте ұзақ базалық интерферометриядан алынған математикалық есептеулерге және басқа да бақылауларға негізделген. Күн сәулесінің ұзақтығы жыл бойы өзгереді, бірақ орташа күннің ұзындығы, айқын күннің ұзындығынан айырмашылығы, шамалы тұрақты болып қалады. Айқын күннің ұзындығы орташа күннің ұзындығынан 20 секундқа қысқа немесе 30 секундқа ұзақ болуы мүмкін. Ұзақ немесе қысқа күндер бір-бірінен кейін келеді, сондықтан айырмашылық 6 ақпанға жақын орташа уақыттың айқын уақыттан шамамен 14 минутқа алға өтуіне, ал 3 қарашаға жақын 16 минутқа қалуына әкеледі. Уақыт теңдеуі — бұл айырмашылық, ол циклдік және жылдан жылға жинақталмайды. Орташа уақыт орташа Күнге сәйкес келеді. Жан Миус орташа Күнді былай сипаттайды:
Mean solar time is the hour angle of the mean Sun plus 12 hours. This 12 hour offset comes from the decision to make each day start at midnight for civil purposes, whereas the hour angle or the mean sun is measured from the local meridian. as of 2009, this is realized with the UT1 time scale, constructed mathematically from very long baseline interferometry observations of the diurnal motions of radio sources located in other galaxies, and other observations. The duration of daylight varies during the year but the length of a mean solar day is nearly constant, unlike that of an apparent solar day. An apparent solar day can be 20 seconds shorter or 30 seconds longer than a mean solar day. Long or short days occur in succession, so the difference builds up until mean time is ahead of apparent time by about 14 minutes near February 6, and behind apparent time by about 16 minutes near November 3. The equation of time is this difference, which is cyclical and does not accumulate from year to year. Mean time follows the mean sun. Jean Meeus describes the mean sun as follows:
Тұрақты жылдамдықпен эклиптика бойымен қозғалатын және перигейде және апогейде (Жер тиісінше перигелийде және афелийде) нақты Күнмен сәйкес келетін бірінші ойдағы Күнді қарастырайық. Содан кейін, аспан экваторы бойымен тұрақты жылдамдықпен қозғалатын және күн мен түн теңелуінде бірінші ойдағы Күнмен сәйкес келетін екінші ойдағы Күнді қарастырайық. Бұл екінші ойдағы Күн — орташа Күн. Жердің Айға әсер етуіне және Айдың Жердің айналу жылдамдығын баяулатуына байланысты орташа күннің ұзындығы ақырындап ұзарады.
Consider a first fictitious Sun travelling along the ecliptic with a constant speed and coinciding with the true sun at the perigee and apogee (when the Earth is in perihelion and aphelion, respectively). Then consider a second fictitious Sun travelling along the celestial equator at a constant speed and coinciding with the first fictitious Sun at the equinoxes. This second fictitious sun is the mean Sun. The length of the mean solar day is slowly increasing due to the tidal acceleration of the Moon by Earth and the corresponding slowing of Earth's rotation by the Moon.
Тарих
Күн әрқашан аспанда көрініп тұрады, ал оның орны ежелгі заманда қолданылған уақытты өлшеу әдісі – нақты күн уақытының негізі болып табылады. Б.з.д. 3500 жылы салынған египеттік обелиск, б.з.д. 2300 жылы Қытайда жасалған гномон және б.з.д. 1500 жылы египеттік күн сағаты – күннің орнын өлшеудің ең алғашқы тәсілдері. Бабыл астрономдары күннің жарық сағаттары жыл бойы өзгеріп тұратынын білген. Б.з.д. 649 жылғы тақташада ең ұзақ күн мен ең қысқа күннің арақатынасы 2:1 болғаны және олар осы айырмашылықты сызықтық зигзаг тәсілімен есептегені көрсетілген. Олар күн күнінің ұзақтығы мен уақыт теңдеуінің өзгеруін білгені белгісіз. Птолемей өзінің "Алмагестінде" (II ғасыр) орташа күн және нақты күн уақытын нақты ажыратады, ал "Қолға түсетін кестелерінде" уақыт теңдеуін кестелеп көрсетеді. Сауда-саттық өркендеп, механикалық сағаттар жетілдірілген сайын нақты күн уақытының маңызы азайды. Орташа күн уақыты 1834 жылы Англияда және 1835 жылы Францияда альманахтарда енгізілді. Күннің аспандағы үлкендігіне байланысты оны тікелей бақылау қиын болғандықтан, орташа күн уақыты жұлдыздардың бақылаулары арқылы анықталған уақыттың тұрақты қатынасы ретінде белгіленді, ол нүктелік бақылауларға негіделген. Түн ортасынан бастап "орташа күн уақытын" өлшеудің нақты стандарты – Универсалды уақыт деп аталды.
The sun has always been visible in the sky, and its position forms the basis of apparent solar time, the timekeeping method used in antiquity. An Egyptian obelisk constructed c. 3500 BC, a gnomon in China dated 2300 BC, and an Egyptian sundial dated 1500 BC are some of the earliest methods for measuring the sun's position. Babylonian astronomers knew that the hours of daylight varied throughout the year. A tablet from 649 BC shows that they used a 2:1 ratio for the longest day to the shortest day, and estimated the variation using a linear zigzag function. It is not clear if they knew of the variation in the length of the solar day and the corresponding equation of time. Ptolemy clearly distinguishes the mean solar day and apparent solar day in his Almagest (2nd century), and he tabulated the equation of time in his Handy Tables. Apparent solar time grew less useful as commerce increased and mechanical clocks improved. Mean solar time was introduced in almanacs in England in 1834 and in France in 1835. Because the sun was difficult to observe directly due to its large size in the sky, mean solar time was determined as a fixed ratio of time as observed by the stars, which used point like observations. A specific standard for measuring "mean solar time" from midnight came to be called Universal Time.)