W obserwatoriach znajdują się przyrządy, za pomocą których najdokładniej określają czas - sprawdzają zegar. Czas jest ustawiany zgodnie z pozycją zajmowaną przez oprawy nad horyzontem. Aby zegar obserwatorium działał jak najdokładniej i jak najrówniej w przerwach między wieczorami, gdy są sprawdzane przez położenie gwiazd, zegar umieszcza się w głębokich piwnicach. W takich piwnicach przez cały rok utrzymywana jest stała temperatura. Jest to bardzo ważne, ponieważ zmiany temperatury wpływają na pracę zegara.

Do przesyłania dokładnych sygnałów czasu drogą radiową obserwatorium posiada specjalny zaawansowany sprzęt zegarowy, elektryczny i radiowy. Dokładne sygnały czasu nadawane z Moskwy należą do najdokładniejszych na świecie. Określanie dokładnego czasu z gwiazd, odmierzanie czasu za pomocą dokładnych zegarów i przesyłanie go drogą radiową - to wszystko składa się na Służbę Czasu.

GDZIE PRACUJĄ ASTRONOMIE

Astronomowie prowadzą prace naukowe w obserwatoriach i instytutach astronomicznych.

Te ostatnie zajmują się głównie badaniami teoretycznymi.

Po Wielkim Październiku rewolucja socjalistyczna W naszym kraju powstał w Leningradzie Instytut Astronomii Teoretycznej, Instytut Astronomiczny. P.K.Sternberga w Moskwie, obserwatoria astrofizyczne w Armenii, Gruzji i szereg innych instytucji astronomicznych.

Kształcenie i kształcenie astronomów odbywa się na uniwersytetach na wydziałach Mechaniki i Matematyki lub Fizyki i Matematyki.

Głównym obserwatorium w naszym kraju jest Pułkowo. Został zbudowany w 1839 roku pod Petersburgiem pod kierunkiem największego rosyjskiego naukowca. W wielu krajach słusznie nazywana jest astronomiczną stolicą świata.

Obserwatorium Simeiz na Krymie po Wielkim Wojna Ojczyźniana został całkowicie odrestaurowany, a niedaleko zbudowano nowe obserwatorium we wsi Partizanskoye koło Bachczysaraju, gdzie obecnie zainstalowany jest największy w ZSRR teleskop zwierciadlany z lustrem o średnicy 1 ¼ m oraz reflektor z lustrem o średnicy 2,6 m zostanie wkrótce zainstalowany - trzeci co do wielkości na świecie. Oba obserwatoria tworzą obecnie jedną instytucję – Krymskie Obserwatorium Astrofizyczne Akademii Nauk ZSRR. Obserwatoria astronomiczne znajdują się w Kazaniu, Taszkencie, Kijowie, Charkowie i innych miejscach.

We wszystkich obserwatoriach, jakie mamy Praca naukowa zgodnie z ustalonym planem. Osiągnięcia astronomii w naszym kraju pomagają szerokiej części ludzi pracy rozwijać poprawną, naukową ideę otaczającego nas świata.

Wiele obserwatoriów astronomicznych istnieje również w innych krajach. Spośród nich najstarsze z istniejących to najbardziej znane - Paryż i Greenwich, od którego południka liczone są długości geograficzne na kuli ziemskiej (ostatnio obserwatorium to zostało przeniesione w nowe miejsce, dalej od Londynu, gdzie jest wiele interferencje do obserwacji nocnego nieba). Największe teleskopy na świecie są zainstalowane w Kalifornii w obserwatoriach Mount Palomar, Mount Wilson i Lick. Ostatni został zbudowany w późny XIX wieku, a dwa pierwsze - już w XX wieku.

Jeśli znajdziesz błąd, zaznacz fragment tekstu i kliknij Ctrl+Enter.

Cieszę się, że żyję wzorowo i prosto:
Jak słońce - jak wahadło - jak kalendarz
M. Cwietajewa

Lekcja 6/6

Temat Podstawy pomiaru czasu.

Cel Rozważ system liczenia czasu i jego związek z długością geograficzną. Podaj wyobrażenie o chronologii i kalendarzu, określając współrzędne geograficzne (długość geograficzną) obszaru zgodnie z obserwacjami astrometrycznymi.

Zadania :
1. edukacyjny: astrometria praktyczna dotycząca: 1) metod astronomicznych, przyrządów i jednostek miar, liczenia i przechowywania czasu, kalendarzy i chronologii; 2) określenie współrzędnych geograficznych (długości geograficznej) obszaru na podstawie danych z obserwacji astrometrycznych. Usługi Słońca i dokładny czas. Zastosowanie astronomii w kartografii. O zjawiskach kosmicznych: obrocie Ziemi wokół Słońca, obrocie Księżyca wokół Ziemi i obrocie Ziemi wokół własnej osi oraz ich skutkach - zjawiskach niebieskich: wschody i zachody słońca, dobowe i roczne ruchy widzialne oraz kulminacje oprawy świetlne (Słońce, Księżyc i gwiazdy), zmiana faz Księżyca.
2. pielęgnowanie: kształtowanie światopoglądu naukowego i edukacji ateistycznej w toku poznawania historii ludzkiej wiedzy, z głównymi typami kalendarzy i systemów chronologicznych; obalanie przesądów związanych z pojęciami „roku przestępnego” i tłumaczeniem dat kalendarza juliańskiego i gregoriańskiego; edukacja politechniczna i zawodowa w zakresie prezentacji materiałów dotyczących przyrządów do pomiaru i przechowywania czasu (godzin), kalendarzy i systemów chronologicznych oraz praktycznych metod stosowania wiedzy astrometrycznej.
3. Edukacyjny: kształtowanie umiejętności: rozwiązywanie problemów dotyczących obliczania czasu i dat chronologii oraz przenoszenia czasu z jednego systemu przechowywania i konta do drugiego; wykonywać ćwiczenia z zastosowania podstawowych wzorów astrometrii praktycznej; korzystać z mobilnej mapy gwiaździstego nieba, informatorów i kalendarza astronomicznego do wyznaczania położenia i warunków widoczności ciał niebieskich oraz przebiegu zjawisk niebieskich; określić współrzędne geograficzne (długość geograficzną) obszaru zgodnie z obserwacjami astronomicznymi.

Wiedzieć:
I poziom (standard)- systemy liczenia czasu i jednostki miary; pojęcie południa, północy, dnia, związek czasu z długością geograficzną; południk zerowy i czas uniwersalny; strefa, czas lokalny, letni i zimowy; metody tłumaczenia; nasz rachunek, pochodzenie naszego kalendarza.
2 poziom- systemy liczenia czasu i jednostki miary; pojęcie południa, północy, dnia; związek czasu z długością geograficzną; południk zerowy i czas uniwersalny; strefa, czas lokalny, letni i zimowy; metody tłumaczenia; wyznaczenie dokładnej usługi czasowej; pojęcie chronologii i przykłady; pojęcie kalendarza i główne typy kalendarzy: księżycowy, księżycowo-słoneczny, słoneczny (juliański i gregoriański) oraz podstawy chronologii; problem stworzenia stałego kalendarza. Podstawowe pojęcia astrometrii praktycznej: zasady wyznaczania czasu i współrzędnych geograficznych obszaru na podstawie obserwacji astronomicznych. Przyczyny codziennie obserwowanych zjawisk niebieskich generowanych przez obrót Księżyca wokół Ziemi (zmiana faz Księżyca, pozorny ruch Księżyca w sferze niebieskiej).

Być w stanie:
I poziom (standard)- Znajdź czas na świecie, średnią, strefę, lokalną, letnią, zimową;
2 poziom- Znajdź czas na świecie, średnią, strefę, lokalną, letnią, zimową; konwertuj daty ze starego na nowy styl i odwrotnie. Rozwiąż zadania wyznaczania współrzędnych geograficznych miejsca i czasu obserwacji.

Ekwipunek: plakat "Kalendarz", PKZN, wahadło i zegar słoneczny, metronom, stoper, zegar kwarcowy Earth Globe, stoliki: niektóre praktyczne zastosowania astronomia. CD- „Red Shift 5.1” (Time-show, Historie o wszechświecie = Czas i pory roku). Model sfery niebieskiej; mapa ścienna gwiaździstego nieba, mapa stref czasowych. Mapy i fotografie powierzchni ziemi. Tabela „Ziemia w kosmosie”. Fragmenty taśm filmowych„Widoczny ruch ciał niebieskich”; „Rozwój idei o Wszechświecie”; „Jak astronomia obaliła religijne idee dotyczące wszechświata”

Komunikacja interdyscyplinarna: Współrzędne geograficzne, metody liczenia czasu i orientacji, odwzorowanie mapy (geografia, klasy 6-8)

Podczas zajęć

1. Powtórzenie tego, czego się nauczyliśmy(10 minut).
a) 3 osoby na indywidualnych kartach.
1. 1. Na jakiej wysokości w Nowosybirsku (φ= 55º) Słońce osiąga kulminację 21 września? [dla drugiego tygodnia października wg PKZN δ=-7º, to h=90 o -φ+δ=90 o -55º-7º=28º]
2. Gdzie na ziemi nie widać gwiazd półkuli południowej? [na biegunie północnym]
3. Jak poruszać się po terenie przy słońcu? [marzec, wrzesień - wschód słońca na wschodzie, zachód słońca na zachodzie, południe na południu]
2. 1. wysokość w południe Słońce ma 30º, a jego deklinacja to 19º. Określ szerokość geograficzną miejsca obserwacji.
2. Jaki jest stosunek dziennych ścieżek gwiazd do równika niebieskiego? [równoległy]
3. Jak poruszać się po terenie za pomocą Gwiazdy Polarnej? [kierunek na północ]
3. 1. Jaka jest deklinacja gwiazdy, jeśli jej punkt kulminacyjny znajduje się w Moskwie (φ= 56 º ) na wysokości 69º?
2. Jaka jest oś świata względem osi Ziemi, względem płaszczyzny horyzontu? [równolegle, pod kątem szerokości geograficznej miejsca obserwacji]
3. Jak określić szerokość geograficzną obszaru na podstawie obserwacji astronomicznych? [zmierz wysokość kątową Gwiazdy Północnej]

b) 3 osoby na pokładzie.
1. Wyprowadź wzór na wysokość oprawy.
2. Trasy dzienne świateł (gwiazd) na różnych szerokościach geograficznych.
3. Udowodnij, że wysokość bieguna świata jest równa szerokości geograficznej.

v) Reszta we własnym zakresie .
1. Jaka jest najwyższa wysokość, jaką Vega osiąga (δ=38 o 47") w kołysce (φ=54 o 04")? [ najwyższa wysokość w górnej kulminacji h \u003d 90 około -φ + δ \u003d 90 około -54 około 04 „+38 około 47” \u003d 74 około 43 „]
2. Wybierz dowolne Jasna gwiazda i zapisz jego współrzędne.
3. W jakiej konstelacji znajduje się dziś Słońce i jakie są jego współrzędne? [za drugi tydzień października wg PCDP w zw. Panna, δ=-7º, α=13 h 06 m]

d) w „Przesunięciu czerwieni 5.1”
Znajdź Słońce:
Jakie informacje można uzyskać o Słońcu?
- jakie są dziś jego współrzędne i w jakiej konstelacji się znajduje?
Jak zmienia się deklinacja? [spada]
- która z gwiazd o własnej nazwie jest najbliższa Słońcu pod względem kątowym i jakie są jej współrzędne?
- udowodnić, że Ziemia obecnie porusza się po orbicie zbliżając się do Słońca (z tabeli widzialności - kątowa średnica Słońca rośnie)

2. nowy materiał (20 minut)
Trzeba zapłacić uwaga uczniów:
1. Długość dnia i roku zależy od układu odniesienia, w którym rozważany jest ruch Ziemi (czy jest związany z gwiazdami stałymi, Słońcem itp.). Wybór układu odniesienia znajduje odzwierciedlenie w nazwie jednostki czasu.
2. Czas trwania jednostek liczenia czasu związany jest z warunkami widzialności (kulminacji) ciał niebieskich.
3. Wprowadzenie atomowego wzorca czasu do nauki było spowodowane niejednorodnością obrotu Ziemi, którą odkrywano z coraz większą dokładnością zegara.
4. Wprowadzenie czasu standardowego wynika z konieczności koordynowania działalności gospodarczej na terenie wyznaczonym granicami stref czasowych.

Systemy liczenia czasu. Związek z długością geograficzną. Tysiące lat temu ludzie zauważyli, że wiele rzeczy w naturze się powtarza: Słońce wschodzi na wschodzie i zachodzi na zachodzie, lato następuje po zimie i odwrotnie. Wtedy powstały pierwsze jednostki czasu - dzień miesiąc rok . Korzystając z najprostszych instrumentów astronomicznych, ustalono, że w roku jest około 360 dni, a po około 30 dniach sylwetka księżyca przechodzi cykl od jednej pełni do następnej. Dlatego mędrcy chaldejscy przyjęli jako podstawę system liczb sześćdziesiętnych: dzień podzielono na 12 nocy i 12 dni godziny , okrąg ma 360 stopni. Każda godzina i każdy stopień podzielono przez 60 minuty , a co minutę - o 60 sekundy .
Jednak kolejne, dokładniejsze pomiary beznadziejnie zepsuły tę doskonałość. Okazało się, że Ziemia dokonuje pełnego obrotu wokół Słońca w 365 dni 5 godzin 48 minut i 46 sekund. Z drugiej strony Księżyc potrzebuje od 29,25 do 29,85 dni, aby ominąć Ziemię.
Zjawiska okresowe, którym towarzyszy dobowa rotacja sfery niebieskiej i pozorny roczny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki są podstawą różnych systemów liczenia czasu. Czas- główne wielkości fizyczne charakteryzujące kolejne zmiany zjawisk i stanów materii, czas ich trwania.
Niski- dzień, godzina, minuta, sekunda
Długo- rok, kwartał, miesiąc, tydzień.
1. "gwiezdny„czas związany z ruchem gwiazd na sferze niebieskiej. Mierzony kątem godzinowym punktu równonocy wiosennej: S \u003d t ^; t \u003d S - a
2. "słoneczny„czas związany: z pozornym ruchem środka tarczy Słońca wzdłuż ekliptyki (prawdziwy czas słoneczny) lub ruchem „przeciętnego Słońca” – wyimaginowanego punktu poruszającego się jednostajnie wzdłuż równika niebieskiego w tym samym przedziale czasowym, co rzeczywisty Słońce (średni czas słoneczny).
Wraz z wprowadzeniem w 1967 atomowego wzorca czasu i międzynarodowego układu SI, sekunda atomowa jest używana w fizyce.
Drugi- wielkość fizyczna liczbowo równa 9192631770 okresów promieniowania odpowiadających przejściu między nadsubtelnymi poziomami stanu podstawowego atomu cezu-133.
Wszystkie powyższe „czasy” są ze sobą zgodne według specjalnych obliczeń. Średni czas słoneczny jest używany w życiu codziennym . Podstawową jednostką syderycznego, prawdziwego i średniego czasu słonecznego jest dzień. Sekundę syderyczną, średnią słoneczną i inne otrzymujemy dzieląc odpowiedni dzień przez 86400 (24 h, 60 m, 60 s). Dzień stał się pierwszą jednostką miary czasu ponad 50 000 lat temu. Dzień- okres czasu, w którym Ziemia wykonuje jeden pełny obrót wokół własnej osi względem dowolnego punktu orientacyjnego.
gwiezdny dzień- okres obrotu Ziemi wokół własnej osi względem gwiazd stałych, definiowany jest jako odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi górnymi punktami kulminacyjnymi równonocy wiosennej.
prawdziwy słoneczny dzień- okres obrotu Ziemi wokół własnej osi względem środka dysku słonecznego, definiowany jako odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi kulminacjami o tej samej nazwie środka dysku słonecznego.
W związku z tym, że ekliptyka nachylona jest do równika niebieskiego pod kątem 23 około 26”, a Ziemia krąży wokół Słońca po orbicie eliptycznej (nieco wydłużonej), prędkość pozornego ruchu Słońca na niebie sferze, a zatem czas trwania prawdziwego dnia słonecznego będzie się stale zmieniał w ciągu roku: najszybszy w pobliżu równonocy (marzec, wrzesień), najwolniejszy w pobliżu przesileń (czerwiec, styczeń) Aby uprościć obliczenia czasu w astronomii, wprowadzono pojęcie średniej doby słonecznej - okresu obrotu Ziemi wokół własnej osi względem "przeciętnego Słońca".
średni słoneczny dzień definiuje się jako odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi kulminacjami o tej samej nazwie „środkowego słońca”. Są o 3 m 55,09 s krótsze od dnia syderycznego.
24 h 00 m 00 s czasu syderycznego to 23 h 56 m 4,09 s średniego czasu słonecznego. Dla jednoznaczności obliczeń teoretycznych przyjmuje się efemerydy (tabela) sekunda równa średniej sekundzie słonecznej w dniu 0 stycznia 1900 roku o godzinie 12 równa się aktualnemu czasowi, niezwiązanej z obrotem Ziemi.

Około 35 000 lat temu ludzie zauważyli okresową zmianę wyglądu księżyca - zmianę faz księżyca. Faza F ciało niebieskie (Księżyc, planety itp.) jest określone przez stosunek największej szerokości oświetlanej części dysku D do jego średnicy D: F=d/D. Linia terminator oddziela ciemne i jasne części dysku oprawy. Księżyc krąży wokół Ziemi w tym samym kierunku, w którym obraca się Ziemia wokół własnej osi: z zachodu na wschód. Pokazem tego ruchu jest pozorny ruch Księżyca na tle gwiazd w kierunku obrotu nieba. Każdego dnia Księżyc przesuwa się na wschód o 13,5 stopnia względem gwiazd i zatacza pełne koło w ciągu 27,3 dnia. Więc druga miara czasu po dniu została ustalona - miesiąc.
Miesiąc księżycowy gwiezdny (gwiazda)- okres czasu, w którym Księżyc wykonuje jeden pełny obrót wokół Ziemi względem gwiazd stałych. Równa się 27 d 07 h 43 m 11,47 s .
Synodyczny (kalendarzowy) miesiąc księżycowy- odstęp czasu między dwiema kolejnymi fazami o tej samej nazwie (zwykle nowiu) księżyca. Równa się 29 d 12 h 44 m 2,78 s .
Całokształt zjawisk widzialnego ruchu Księżyca na tle gwiazd oraz zmiany faz Księżyca umożliwia nawigację Księżyca na ziemi (ryc.). Księżyc pojawia się jako wąski sierp na zachodzie i znika w promieniach porannego świtu z tym samym wąskim sierpem na wschodzie. W myślach przymocuj prostą linię po lewej stronie półksiężyca. Na niebie możemy odczytać albo literę „P” – „rośnie”, „rogi” miesiąca są zwrócone w lewo – miesiąc jest widoczny na zachodzie; lub litera "C" - "starzenie się", "rogi" miesiąca są zwrócone w prawo - miesiąc jest widoczny na wschodzie. W pełni księżyca, księżyc jest widoczny na południu o północy.

W wyniku wielomiesięcznych obserwacji zmiany położenia Słońca nad horyzontem powstała trzecia miara czasu - rok.
Rok- okres czasu, w którym Ziemia wykonuje jeden pełny obrót wokół Słońca względem dowolnego punktu odniesienia (punktu).
rok gwiezdny- okres syderyczny (gwiazdowy) obrotu Ziemi wokół Słońca, równy 365.256320 ... oznacza dni słonecznych.
anomalistyczny rok- odstęp czasowy pomiędzy dwoma kolejnymi przejściami przeciętnego Słońca przez punkt jego orbity (najczęściej peryhelium) wynosi 365,259641 ... średnie dni słonecznych.
rok tropikalny- odstęp czasu między dwoma kolejnymi przejściami przeciętnego Słońca przez równonoc wiosenną, równy 365,2422... średniej doby słonecznej lub 365 d 05 h 48 m 46,1 s.

Czas uniwersalny zdefiniowany jako lokalny średni czas słoneczny na południku zerowym (Greenwich) ( To, UT- Czas uniwersalny). Ponieważ w życiu codziennym nie można używać czasu lokalnego (bo jeden w Kolybelce, a drugi w Nowosybirsku (inny λ )), dlatego została zatwierdzona przez Konferencję na sugestię kanadyjskiego inżyniera kolejowego Sanford Fleming(8 lutego) 1879 podczas przemawiania w Instytucie Kanadyjskim w Toronto) czas standardowy, dzieląc kulę ziemską na 24 strefy czasowe (360:24 = 15 o, 7,5 o od południka centralnego). Zerowa strefa czasowa znajduje się symetrycznie względem południka zerowego (Greenwich). Pasy są ponumerowane od 0 do 23 z zachodu na wschód. Rzeczywiste granice pasów pokrywają się z granicami administracyjnymi powiatów, regionów lub stanów. Centralne południki stref czasowych są oddalone od siebie o dokładnie 15 o (1 godzina), więc przy przejściu z jednej strefy czasowej do drugiej czas zmienia się o całkowitą liczbę godzin, a liczba minut i sekund nie zmienia się. Nowy dzień kalendarzowy (i Nowy Rok) zacznij od linie daty(linia demarkacyjna), przechodzącą głównie wzdłuż południka 180 o długości geograficznej wschodniej w pobliżu północno-wschodniej granicy Federacja Rosyjska. Na zachód od linii daty dzień miesiąca jest zawsze o jeden więcej niż na wschód od niego. Przy przekraczaniu tej linii z zachodu na wschód numer kalendarza zmniejsza się o jeden, a przy przekraczaniu linii ze wschodu na zachód numer kalendarza zwiększa się o jeden, co eliminuje błąd w liczeniu czasu podczas podróży po świecie i przemieszczania osób z Wschód do zachodniej półkuli Ziemi.
Dlatego Międzynarodowa Konferencja Meridian (1884, Waszyngton, USA) w związku z rozwojem transportu telegraficznego i kolejowego wprowadza:
- początek dnia od północy, a nie od południa, jak to było.
- początkowy (zerowy) południk z Greenwich (obserwatorium Greenwich pod Londynem, założone przez J. Flamsteeda w 1675 r., przechodzące przez oś teleskopu obserwatorium).
- system liczenia czas standardowy
Czas standardowy określa wzór: Tn = T0 + n , gdzie T 0 - czas uniwersalny; n- numer strefy czasowej.
Czas letni- czas standardowy, zmieniony dekretem rządowym na całkowitą liczbę godzin. Dla Rosji jest równy pasowi plus 1 godzina.
Czas moskiewski- czas letni drugiej strefy czasowej (plus 1 godzina): Tm \u003d T 0 + 3 (godziny).
Czas letni- standardowy czas standardowy, który jest zmieniany o dodatkową plus 1 godzinę na mocy rozporządzenia rządu na okres letni w celu oszczędzania zasobów energetycznych. Wzorem Anglii, która po raz pierwszy wprowadziła czas letni w 1908 roku, obecnie 120 krajów świata, w tym Federacja Rosyjska, corocznie przechodzi na czas letni.
Strefy czasowe świata i Rosji
Następnie należy krótko wprowadzić studentów w astronomiczne metody wyznaczania współrzędnych geograficznych (długości geograficznej) terenu. Ze względu na ruch obrotowy Ziemi różnica między godzinami południowymi a kulminacyjnymi ( punkt kulminacyjny. Co to za zjawisko?) gwiazd o znanych współrzędnych równikowych w 2 punktach jest równa różnicy długości geograficznych punktów, co umożliwia wyznaczenie długości geograficznej danego punktu z obserwacji astronomicznych Słońca i innych opraw oraz , odwrotnie, czas lokalny w dowolnym punkcie o znanej długości geograficznej.
Na przykład: jeden z was jest w Nowosybirsku, drugi w Omsku (Moskwa). Którzy z was wcześniej zaobserwują górną kulminację środka Słońca? I dlaczego? (uwaga, oznacza to, że twój zegar jest na czasie Nowosybirska). Wniosek- w zależności od położenia na Ziemi (południk - długość geograficzna) kulminacja dowolnej oprawy obserwowana jest w różnym czasie, czyli czas jest powiązany z długością geograficzną lub T=UT+λ, a różnica czasu dla dwóch punktów znajdujących się na różnych południkach będzie T 1 - T 2 \u003d λ 1 - λ 2.Długość geograficzna (λ ) obszaru jest mierzony na wschód od południka „zero” (Greenwich) i jest liczbowo równy odstępowi czasu między kulminacjami o tej samej nazwie tej samej oprawy na południku Greenwich ( UT) oraz w punkcie obserwacyjnym ( T). Wyrażone w stopniach lub godzinach, minutach i sekundach. Określić długości geograficznej obszaru, konieczne jest wyznaczenie momentu kulminacji dowolnego źródła światła (najczęściej Słońca) o znanych współrzędnych równikowych. Przekładając za pomocą specjalnych tabel lub kalkulatora czas obserwacji ze średniej słonecznej na gwiazdową i znając z księgi referencyjnej czas kulminacji tej oprawy na południku Greenwich, możemy łatwo określić długość geograficzną obszaru . Jedyną trudnością w obliczeniach jest dokładna konwersja jednostek czasu z jednego systemu do drugiego. Moment kulminacji nie może być „strzeżony”: wystarczy określić wysokość (odległość zenitalną) oprawy w dowolnym precyzyjnie ustalonym punkcie czasowym, ale wtedy obliczenia będą dość skomplikowane.
Zegary służą do mierzenia czasu. Od najprostszego, używanego w starożytności, jest gnomoni - pionowy słup pośrodku poziomej platformy z przegrodami, potem piasek, woda (klepsydra) i ogień, aż po mechaniczną, elektroniczną i atomową. Jeszcze dokładniejszy atomowy (optyczny) wzorzec czasu powstał w ZSRR w 1978 roku. Błąd 1 sekundy pojawia się co 10 000 000 lat!

System pomiaru czasu w naszym kraju
1) Od 1 lipca 1919 r. zostaje wprowadzony czas standardowy(Dekret Rady Komisarzy Ludowych RFSRR z 8 lutego 1919 r.)
2) W 1930 zostaje założony Moskwa (macierzyństwo) czas drugiej strefy czasowej, w której znajduje się Moskwa, przesuwając się o godzinę do przodu w stosunku do czasu standardowego (+3 do czasu uniwersalnego lub +2 do czasu środkowoeuropejskiego), aby zapewnić jaśniejszą część dnia w ciągu dnia ( dekret Rady Komisarzy Ludowych ZSRR z 16.06.1930). Rozkład stref czasowych krawędzi i regionów znacznie się zmienia. Anulowany w lutym 1991 i przywrócony ponownie od stycznia 1992.
3) Ten sam dekret z 1930 r. znosi przejście na czas letni, który obowiązuje od 1917 r. (20 kwietnia i powrót 20 września).
4) W 1981 r. w kraju wznawia się przejście na czas letni. Dekret Rady Ministrów ZSRR z dnia 24 października 1980 r. „O trybie obliczania czasu na terytorium ZSRR” wprowadza się czas letni przestawiając wskazówki zegara na 0 godzin 1 kwietnia o godzinę do przodu, a 1 października godzinę temu od 1981 roku. (W 1981 r. czas letni wprowadzono w zdecydowanej większości krajów rozwiniętych – 70, z wyjątkiem Japonii). W przyszłości w ZSRR tłumaczenie zaczęto robić w niedzielę najbliższą tym terminom. Uchwała wprowadziła liczbę znaczące zmiany i zatwierdził nowo skompilowaną listę terytoriów administracyjnych przypisanych do odpowiednich stref czasowych.
5) w 1992 r. na mocy odwołanych w lutym 1991 r. dekretów prezydenta przywrócono czas macierzyński (moskiewski) z 19 stycznia 1992 r., z zachowaniem przejścia na czas letni w ostatnią niedzielę marca o godz. 2 nad ranem o godzinę do przodu, a do czasu zimowego w ostatnią niedzielę września o 3 godzinę w nocy godzinę temu.
6) W 1996 r. dekretem Rządu Federacji Rosyjskiej nr 511 z dnia 23 kwietnia 1996 r. czas letni zostaje przedłużony o miesiąc i kończy się w ostatnią niedzielę października. V Zachodnia Syberia regiony, które wcześniej znajdowały się w strefie MSK + 4, przeszły na czas MSK + 3, dołączając do czasu omskiego: obwód nowosybirski 23 maja 1993 o godzinie 00:00, terytorium Ałtaju i Republika Ałtaju 28 maja 1995 o godzinie 4:00, Obwód tomski 1 maja 2002 r. o 3:00, region Kemerowo 28 marca 2010 r. O godzinie 02:00. ( różnica w stosunku do czasu uniwersalnego GMT wynosi 6 godzin).
7) Od 28 marca 2010 r., Podczas przejścia na czas letni, terytorium Rosji zaczęło być zlokalizowane w 9 strefach czasowych (od 2 do 11 włącznie, z wyjątkiem 4 - regionu Samara i Udmurtia 28 marca , 2010 o 2 w nocy przeszli na czas moskiewski) z tym samym czasem w każdej strefie czasowej. Granice stref czasowych przebiegają wzdłuż granic podmiotów Federacji Rosyjskiej, każdy podmiot jest objęty jedną strefą, z wyjątkiem Jakucji, która jest objęta 3 strefami (MSK + 6, MSK + 7, MSK + 8) , oraz obwód sachaliński, który jest zawarty w 2 pasach (MSK + 7 na Sachalinie i MSK + 8 na Wyspach Kurylskich).

Więc dla naszego kraju w okresie zimowym T= UT+n+1 h , a w okresie letnim T= UT+n+2 h

Możesz zaoferować wykonanie pracy laboratoryjnej (praktycznej) w domu: Praca laboratoryjna„Określanie współrzędnych terenu z obserwacji Słońca”
Ekwipunek: gnomon; kreda (kołki); "Kalendarz astronomiczny", notes, ołówek.
Porządek pracy:
1. Wyznaczenie linii południa (kierunek południka).
Wraz z codziennym ruchem Słońca po niebie, cień gnomonu stopniowo zmienia swój kierunek i długość. W południe ma najmniejszą długość i pokazuje kierunek linii południowej - rzut południka niebieskiego na płaszczyznę matematycznego horyzontu. Aby wyznaczyć linię południową, należy w godzinach porannych zaznaczyć punkt, w którym pada cień gnomonu i narysować przez niego okrąg, biorąc gnomon jako środek. Następnie powinieneś poczekać, aż cień gnomonu po raz drugi dotknie linii okręgu. Powstały łuk podzielony jest na dwie części. Linia przechodząca przez gnomon i środek łuku południowego będzie linią południową.
2. Wyznaczanie szerokości i długości geograficznej obszaru z obserwacji Słońca.
Obserwacje rozpoczynają się na krótko przed momentem prawdziwego południa, którego początek jest ustalany w momencie dokładnego zbiegu się cienia z gnomonu i linii południa, zgodnie z dobrze skalibrowanymi zegarami działającymi według czasu standardowego. W tym samym czasie mierzona jest długość cienia gnomonu. Przez długość cienia ja w prawdziwe południe w momencie jego wystąpienia T d według czasu standardowego, korzystając z prostych obliczeń, wyznaczyć współrzędne obszaru. Wcześniej z relacji tg h ¤ \u003d N / l, gdzie h- wysokość gnomonu, znajdź wysokość gnomonu w południe h ¤ .
Szerokość geograficzna obszaru jest obliczana według wzoru φ=90-h ¤ +d ¤, gdzie d ¤ jest deklinacją Słońca. Aby określić długość geograficzną obszaru, użyj wzoru λ=12h+n+Δ-D, gdzie n- numer strefy czasowej, h - równanie czasu na dany dzień (wyznaczone według danych „Kalendarza astronomicznego”). Na czas zimowy D = n+1; dla czasu letniego D = n + 2.

„Planetarium” 410,05 mb		Zasób umożliwia instalację na komputerze nauczyciela lub ucznia pełna wersja innowacyjny kompleks edukacyjno-metodyczny „Planetarium”. „Planetarium” – wybór artykułów tematycznych – przeznaczony jest do wykorzystania przez nauczycieli i uczniów na lekcjach fizyki, astronomii lub nauk przyrodniczych w klasach 10-11. Podczas instalacji kompleksu zaleca się używać tylko angielskie litery w nazwach folderów.
Materiały demonstracyjne 13.08 mb		Zasobem są materiały demonstracyjne innowacyjnego zespołu edukacyjno-metodologicznego „Planetarium”.
Planetarium 2,67 mb Zegar 154,3 kb Czas standardowy 374,3 kb Mapa czasu na świecie 175.3 kb

1.2.3. Prawdziwy i średni czas słoneczny. Równanie czasu

1.2.4. Dni juliańskie

1.2.5. Czas lokalny na różnych południkach. Czas uniwersalny, standardowy i standardowy

1.2.6. Związek między średnim czasem słonecznym i gwiazdowym

1.2.7. Nieregularność obrotu Ziemi

1.2.8. czas efemeryd

1.2.9. czas atomowy

1.2.10. Czas dynamiczny i koordynacyjny

1.2.11. Systemy czasu światowego. UTC

1.2.12. Czas systemów nawigacji satelitarnej

1.3. Czynniki astronomiczne

1.3.1. Postanowienia ogólne

1.3.2. Refrakcja astronomiczna

1.3.3. Paralaksa

1.3.4. Aberracja

1.3.5. Ruch właściwy gwiazd

1.3.6. Grawitacyjne ugięcie światła

1.3.7. Ruch biegunów ziemi

1.3.8. Zmiana położenia osi świata w przestrzeni. Precesja

1.3.9. Zmiana położenia osi świata w przestrzeni. Nutacja

1.3.10. Wspólna księgowość redukcji

1.3.11. Obliczanie widocznych pozycji gwiazd

2. ASTRONOMIA GEODEZYJNA

2.1. Przedmiot i zadania astronomii geodezyjnej

2.1.1. Wykorzystanie danych astronomicznych w rozwiązywaniu problemów geodezji

2.1.3. Współczesne zadania i perspektywy rozwoju astronomii geodezyjnej

2.2. Teoria metod astronomii geodezyjnej

2.2.2. Najkorzystniejsze warunki do wyznaczania czasu i szerokości geograficznej w zenitalnych metodach oznaczeń astronomicznych

2.3. Oprzyrządowanie w astronomii geodezyjnej

2.3.1. Cechy oprzyrządowania w astronomii geodezyjnej

2.3.2. Teodolity astronomiczne

2.3.3. Przyrządy do pomiaru i rejestracji czasu

2.4. Cechy obserwacji opraw oświetleniowych w astronomii geodezyjnej. Redukcje obserwacji astronomicznych

2.4.1. Metody obserwacji opraw oświetleniowych

2.4.2. Korekty zmierzonych odległości zenitalnych

2.4.3. Korekty mierzonych kierunków poziomych

2.5. Pojęcie precyzyjnych metod oznaczeń astronomicznych

2.5.1 Wyznaczanie szerokości geograficznej na podstawie zmierzonych małych różnic w odległościach zenitalnych par gwiazd w południku (metoda Talcotta)

2.5.2. Metody określania szerokości i długości geograficznej na podstawie obserwacji gwiazd na równych wysokościach (metody jednakowych wysokości)

2.5.3. Wyznaczenie azymutu astronomicznego kierunku do obiektu ziemskiego na podstawie obserwacji Polaru

2.6. Przybliżone metody oznaczeń astronomicznych

2.6.1. Przybliżone wyznaczenie azymutu obiektu ziemskiego na podstawie obserwacji Polaru

2.6.2. Przybliżone określenia szerokości geograficznej na podstawie obserwacji Polaru

2.6.3. Przybliżone wyznaczenie długości i azymutu na podstawie zmierzonych odległości zenitalnych Słońca

2.6.4. Przybliżone określenia szerokości geograficznej na podstawie zmierzonych odległości zenitu słonecznego

2.6.5. Wyznaczanie kąta kierunkowego kierunku do obiektu ziemskiego na podstawie obserwacji opraw oświetleniowych

2.7. Astronomia lotnicza i morska

3. ASTROMETRIA

3.1. Problemy astrometrii i metody ich rozwiązywania

3.1.1. Przedmiot i zadania astrometrii

3.1.3. Stan obecny i perspektywy rozwoju astrometrii

3.2. Podstawowe narzędzia astrometryczne

3.2.2. Klasyczne instrumenty astro-optyczne

3.2.3. Nowoczesne instrumenty astronomiczne

3.3. Tworzenie podstawowych i inercjalnych układów współrzędnych

3.3.1. Postanowienia ogólne

3.3.2. Podstawy teoretyczne wyznaczania współrzędnych gwiazd i ich zmian

3.3.3. Budowa podstawowego układu współrzędnych

3.3.4. Budowanie inercyjnego układu współrzędnych

3.4.1. Ustawianie dokładnej skali czasu

3.4.2. Określanie parametrów orientacji Ziemi

3.4.3. Organizacja służby czasu, częstotliwości i wyznaczania parametrów orientacji Ziemi

3.5. Podstawowe stałe astronomiczne

3.5.1. Postanowienia ogólne

3.5.2. Klasyfikacja podstawowych stałych astronomicznych

3.5.3. Międzynarodowy system stałych astronomicznych

BIBLIOGRAFIA

APLIKACJE

1. System fundamentalnych stałych astronomicznych IAU 1976

1.2. Pomiar czasu w astronomii

1.2.1. Postanowienia ogólne

Jednym z zadań astronomii geodezyjnej, astrometrii i geodezji kosmicznej jest wyznaczenie współrzędnych ciała niebieskie w danym momencie. Konstrukcję astronomicznych skal czasu prowadzą krajowe służby czasu i Międzynarodowe Biuro Czasu.

Wszystkie znane metody konstruowania ciągłych skal czasowych opierają się na: procesy wsadowe, Na przykład:

- obrót Ziemi wokół własnej osi;

- orbita Ziemi wokół Słońca;

- obrót Księżyca wokół Ziemi na orbicie;

- huśtawka wahadła pod działaniem grawitacji;

- elastyczne wibracje kryształu kwarcu pod działaniem prądu przemiennego;

- drgania elektromagnetyczne cząsteczek i atomów;

- rozpad radioaktywny jąder atomowych i inne procesy.

System czasu można ustawić za pomocą następujących parametrów:

1) mechanizm - zjawisko, które zapewnia okresowo powtarzający się proces (na przykład codzienny obrót Ziemi);

2) skala – okres czasu, przez który proces jest powtarzany;

3) punkt początkowy, punkt zerowy - moment rozpoczęcia powtórzenia procesu;

4) sposób liczenia czasu.

W astronomii geodezyjnej wykorzystuje się astrometrię, mechanikę nieba, systemy czasu gwiazdowego i słonecznego, oparte na obrocie Ziemi wokół własnej osi. Ten okresowy ruch jest wysoce jednolity, nieograniczony w czasie i ciągły przez cały czas istnienia ludzkości.

Ponadto w astrometrii i mechanice niebieskiej

Efemerydy i dynamiczne systemy czasu , jako ideał

struktura jednolitej skali czasu;

System czas atomowy– praktyczna realizacja idealnie jednolitej skali czasowej.

1.2.2. czas gwiazdowy

Czas gwiazdowy jest oznaczony przez s. Parametry systemu czasu gwiazdowego to:

1) mechanizm - obrót Ziemi wokół własnej osi;

2) skala - dzień syderyczny, równy odstępowi czasu między dwoma kolejnymi górnymi punktami kulminacyjnymi punktu równonocy wiosennej

v punkt obserwacyjny;

3) punktem wyjścia na sferze niebieskiej jest punkt równonocy wiosennej, punkt zerowy (początek dnia gwiezdnego) to moment górnej kulminacji punktu;

4) metoda liczenia. Miarą czasu gwiazdowego jest kąt godzinny punktu

równonoc wiosenna, t. Nie da się tego zmierzyć, ale wyrażenie jest prawdziwe dla każdej gwiazdy

dlatego znając rektascencję gwiazdy i obliczając jej kąt godzinny t, można wyznaczyć czas gwiazdowy s.

Wyróżnić prawdziwe, średnie i quasi-prawdziwe punkty gamma (oddzielenie wynika z nutacji czynnika astronomicznego, patrz paragraf 1.3.9), względem którego jest mierzone prawdziwy, średni i quasi-prawdziwy czas syderyczny.

System czasu gwiezdnego służy do określania współrzędnych geograficznych punktów na powierzchni Ziemi i azymutów kierunku do obiektów ziemskich, badania nieregularności dziennego obrotu Ziemi oraz ustalania zerowych punktów skali innych systemy pomiaru czasu. System ten, choć szeroko stosowany w astronomii, jest niewygodny w życiu codziennym. Zmiana dnia i nocy, ze względu na widoczny dobowy ruch Słońca, tworzy bardzo określony cykl w działalności człowieka na Ziemi. Dlatego obliczenia czasu od dawna opierają się na dziennym ruchu Słońca.

1.2.3. Prawdziwy i średni czas słoneczny. Równanie czasu

Prawdziwy system czasu słonecznego (lub prawdziwy czas słoneczny- m ) służy do astronomicznych lub geodezyjnych obserwacji Słońca. Parametry systemu:

1) mechanizm - obrót Ziemi wokół własnej osi;

2) skala - prawdziwy słoneczny dzień- odstęp czasu między dwiema kolejnymi dolnymi kulminacjami centrum prawdziwego Słońca;

3) punkt wyjścia - środek dysku prawdziwego Słońca - , punkt zerowy - prawdziwa północ, czyli moment dolnej kulminacji środka dysku prawdziwego Słońca;

4) metoda liczenia. Miarą rzeczywistego czasu słonecznego jest geocentryczny kąt godzinny prawdziwego Słońca t plus 12 godzin:

m = t + 12h .

Jednostka prawdziwego czasu słonecznego - sekunda, równa 1/86400 prawdziwego dnia słonecznego, nie spełnia podstawowego wymagania dla jednostki czasu - nie jest stała.

Przyczynami niestabilności prawdziwej skali czasu słonecznego są:

1) nierównomierny ruch Słońca po ekliptyce spowodowany eliptycznością orbity Ziemi;

2) nierównomierny wzrost rektascensji Słońca w ciągu roku, ponieważ Słońce jest nachylone wzdłuż ekliptyki do równika niebieskiego pod kątem około 23,50.

Z tych powodów stosowanie systemu prawdziwego czasu słonecznego w praktyce jest niewygodne. Przejście do jednolitej skali czasu słonecznego następuje w dwóch etapach.

Etap 1 przejście do manekina średnie ekliptyczne słońce. na dan-

Na tym etapie nierównomierny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki jest wykluczony. Nierówny ruch po orbicie eliptycznej zostaje zastąpiony ruchem jednostajnym po orbicie kołowej. Prawdziwe Słońce i średnie Słońce ekliptyczne zbiegają się, gdy Ziemia przechodzi przez peryhelium i aphelium swojej orbity.

Etap 2 przejście do średnie równikowe słońce, ruch równy

ponumerowane wzdłuż równika niebieskiego. Tutaj wykluczony jest nierównomierny wzrost rektascensji Słońca, spowodowany nachyleniem ekliptyki. Prawdziwe Słońce i średnie Słońce równikowe przechodzą jednocześnie przez punkty równonocy wiosennej i jesiennej.

Efektem tych działań jest wprowadzenie nowego systemu pomiaru czasu - średni czas słoneczny.

Średni czas słoneczny jest oznaczony przez m. Parametry systemu średniego czasu słonecznego to:

1) mechanizm - obrót Ziemi wokół własnej osi;

2) skala - doba średnia - odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi dolnymi kulminacjami średniego Słońca równikowego  eq ;

3) punkt wyjścia - średnie słońce równikowe equiv , nullpoint - średnia północ , czyli moment dolnego kulminacji średniej równikowej Słońca;

4) metoda liczenia. Miarą średniego czasu jest geocentryczny kąt godzinowy średniego równikowego Słońca t ekwiwalentu plus 12 godzin.

m = t równ. + 12 godz.

Nie da się określić średniego czasu słonecznego bezpośrednio z obserwacji, ponieważ średni czas równikowy jest fikcyjnym punktem na sferze niebieskiej. Średni czas słoneczny jest obliczany na podstawie rzeczywistego czasu słonecznego, wyznaczonego z obserwacji prawdziwego słońca. Różnicę między rzeczywistym czasem słonecznym m a średnim czasem słonecznym m nazywamy równanie czasu i jest oznaczony:

M - m = t - t zw. .

Równanie czasu wyrażają dwie sinusoidy z roczną i półroczną

nowe okresy:

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

gdzie l jest długością ekliptyczną średniego Słońca ekliptycznego.

Wykres jest krzywą z dwoma maksimami i dwoma minimami, która w prostokątnym układzie kartezjańskim ma postać pokazaną na rys. 1.18.

Rys.1.18. Wykres równania czasu

Wartości równania czasu wahają się od +14m do –16m.

W Roczniku Astronomicznym dla każdej daty podana jest wartość E, równa

E \u003d + 12 godz.

Z podana wartość, związek między średnim czasem słonecznym a godzinowym kątem prawdziwego Słońca jest określony przez wyrażenie

m = t -E.

1.2.4. Dni juliańskie

Z precyzyjną definicją wartość numeryczna odstęp czasowy między dwiema odległymi datami, wygodnie jest korzystać z ciągłego odliczania dnia, które w astronomii nazywa się Dni juliańskie.

Początek obliczania dni juliańskich to Greenwich Mean Noon 1 stycznia 4713 pne, od początku tego okresu liczony i numerowany jest średni dzień słoneczny, tak aby każda data kalendarzowa odpowiadała konkretnemu dniu juliańskiemu, w skrócie JD. Tak więc epoka 1900, styczeń 0.12h UT odpowiada dacie juliańskiej JD 2415020.0, a epoce 2000, 1 stycznia, 12h UT - JD2451545.0.

Dokładny czas

Do pomiaru krótkich okresów czasu w astronomii podstawową jednostką jest średni czas trwania doby słonecznej, czyli średni odstęp czasu między dwiema górnymi (lub dolnymi) kulminacjami centrum Słońca. Należy użyć wartości średniej, ponieważ długość dnia słonecznego zmienia się nieznacznie w ciągu roku. Wynika to z faktu, że Ziemia krąży wokół Słońca nie po okręgu, ale po elipsie, a prędkość jej ruchu nieznacznie się zmienia. Powoduje to niewielkie nieprawidłowości w pozornym ruchu Słońca wzdłuż ekliptyki w ciągu roku.

Moment górnej kulminacji środka Słońca, jak już powiedzieliśmy, nazywa się prawdziwym południem. Ale żeby sprawdzić zegar, określić dokładną godzinę, nie ma potrzeby zaznaczania na nich dokładnego momentu kulminacji Słońca. Wygodniej i dokładniej jest oznaczać momenty kulminacji gwiazd, ponieważ różnica w momentach kulminacji dowolnej gwiazdy i Słońca jest dokładnie znana w dowolnym czasie. Dlatego, aby określić dokładny czas za pomocą specjalnych przyrządów optycznych, odnotowuje się momenty kulminacji gwiazd i sprawdza poprawność zegara, który „przechowuje” czas. Wyznaczony w ten sposób czas byłby absolutnie dokładny, gdyby obserwowany obrót firmamentu zachodził ze ściśle stałą prędkością kątową. Okazało się jednak, że prędkość obrotu Ziemi wokół własnej osi, a co za tym idzie pozorny obrót sfery niebieskiej, ulega bardzo małym zmianom w czasie. Dlatego do „przechowywania” dokładnego czasu stosuje się obecnie specjalne zegary atomowe, których przebieg jest kontrolowany przez procesy oscylacyjne w atomach zachodzące ze stałą częstotliwością. Zegary poszczególnych obserwatoriów są porównywane z atomowymi sygnałami czasu. Porównanie czasu wyznaczonego przez zegary atomowe i pozornego ruchu gwiazd umożliwia badanie nieprawidłowości w obrocie Ziemi.

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

Sygnały radiowe czasu są odbierane przez nawigatorów floty morskiej i powietrznej, wiele organizacji naukowych i przemysłowych, które muszą znać dokładny czas. Znajomość dokładnego czasu jest niezbędna w szczególności do określenia długości geograficznych różnych punktów na powierzchni Ziemi.

Konto czasu. Definicja długości geograficznej. Kalendarz

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

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

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

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

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

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

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

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

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