Астрономічний сайт ІФМІ

Нерівномірність справжнього часу зумовлена нерівномірністю видимого річного руху Сонця по екліптиці і нахилом екліптики до площини небесного екватора. Перша причина зумовлена тим, що Земля рухається навколо Сонця по еліптичній орбіті, а такий рух, за другим законом Кеплера, відбувається з різними швидкостями. З 21 березня до 23 вересня Сонце переміщується повільніше, ніж у період з 23 вересня до 21 березня. Друга причина — нахил екліптики. На рис. 2а дуги АВ і ВС зображують  по екліптиці поблизу точок рівнодень

 

Рис 2. До визначення тривалості справжньої сонячної доби.

А їх проекції ab, bc на екваторі визначають зміну прямих сходжень Сонця. Ці проекції менші за відповідні відрізки екліптики, тобто ab < AB і bс < ВС. Поблизу точок сонцестоянь (рис. 2б) проекції добових відрізків екліптики на екватор, навпаки, довші за самі відрізки, тобто de > DE і ef > EF. Отже, положення Сонця на екліптиці не може служити мірою часу тому, що екліптика нахилена до екватора.

Внаслідок обох причин справжня доба взимку довша, ніж влітку. Найдовша справжня доба 23 грудня — 24^h0^m30^s; найкоротша 16 вересня — 23^h59^m39^s. Максимальна різниця їх у тривалості 51^s.

Середню сонячну добу визначають за допомогою фіктивної точки, що рівномірно рухається по екватору. Середнє екліптичне Сонце — фіктивна точка, яка рівномірно рухається по екліптиці з швидкістю, що дорівнює середній швидкості руху справжнього руху Сонця і зустрічається з ним 3 січня та 4 липня. Середнє екваторіальне Сонце — фіктивна точка, яка рівномірно рухається по екватору і одночасно з середнім екліптичним Сонцем проходить точку весняного рівнодення. Середнє екваторіальне Сонце називають середнім Сонцем. Проміжок часу між двома послідовними, нижніми кульмінаціями середнього Сонця на тому самому меридіані називається середньою сонячною добою. Цю добу поділяють на 24 середні сонячні години, годину — на 60 хвилин, хвилину — на 60 секунд, сонячна доба протягом року стала.

Час, що минає від нижньої кульмінації середнього Сонця до його положення в цей момент, виражений у середніх одиницях часу, називається середнім сонячним часом, або просто середнім часом. Позначають його буквою T_m.

Середнє Сонце спостерігати неможливо, а тому, з спостережень визначають годинний кут справжнього Сонця, додають η — рівняння часу і дістають середній сонячний час

T_m= 12h + t_¤ + η   (3)

Середній сонячний час на даному меридіані дорівнює годинному куту справжнього Сонця плюс 12^h i плюс рівняння часу з його знаком.

Рівнянням часу називається різниця годинних кутів середнього і справжнього Сонця. Воно показує, наскільки середнє Сонце обігнало справжнє Сонце або відстало від нього

η = t_m - t_¤ , тобто η = T_m - T_¤   (4)

Значення рівняння часу на кожний день дається в "Астрономічному календарі" на поточний рік, у графі 7 ефемерид Сонця; можна побудувати і графік рівняння часу.

Покажемо, що тривалість сонячної доби перевищує зоряну в середньому на 3^m56^s , що зумовлено рухом Землі навколо Сонця.

Припустимо, що середнє Сонце збігається із справжнім Сонцем S. Нехай у положенні 1 для спостерігача А середнє Сонце і точка ^ одночасно проходять верхню кульмінацію. Якби Земля не переміщалася по орбіті, то після одного її оберту навколо осі середнє Сонце і точка ^ були б у верхній кульмінації одночасно, а середня сонячна доба дорівнювала б зоряній. Але Земля за один оберт навколо осі перемістилася по орбіті на 0,986° (майже на 1°) у положення 2. Тоді для того самого спостерігача зоряна доба вже закінчилась, оскільки точка ^ прийшла на меридіан (напрям на ^ вказують пунктирні лінії), але Сонце ще не дійшло до меридіана пункту спостереження і утворюватиме з ним кут, теж близький до 1°. Кульмінація Сонця настане тоді, коли Земля повертається навколо своєї осі на вказаний кут. Цей поворот вона закінчує в середньому за 3^m56^s (це можливо 23 вересня).

Отже, 23 вересня показання годинників, що йдуть за середнім і зоряним часом, на початку доби збігатимуться; в кінці доби зоряний годинник опівночі вже випереджатиме середній годинник майже на 4m. У наступну добу вказаний кут збільшиться в 2 рази і Сонце кульмінуватиме після точки весняного рівнодення з запізненням майже в 8^m. Через три місяці (положення 3) зоряний час вже випереджатиме середній сонячний на 6^h, у положенні 4 — на 12^h, у положенні 5 — на 18^h а у положенні 1 — на 24^h. Таким чином, зоряний час протягом тропічного року випередить середній на 24^h, тобто на цілу зоряну добу. Іншими словами, протягом тропічного року — за 365,2422 середньої або справжньої сонячної доби — Земля зробить 366,2422 обертів навколо осі.