Siderisk tid

Sidereal tid er en tidsskala, der bruges i astronomi og er baseret på stjernernes tilsyneladende bevægelse som følge af jordens egen rotation. En siderisk dag er den tid, den stjernehimmel (mere præcist: forårsjævndøgn ) har brug for for en hel tilsyneladende bane rundt om jorden. Sammenlignet med den normalt anvendte soltid , der er baseret på solens tilsyneladende kredsløb, er den sideriske dag næsten fire minutter kortere end solens dag .

Den sideriske dag er ligesom den solrige dag opdelt i 24 men kortere timer. ^[1] Det begynder, når forårsjævndøgn passerer observationsstedets meridian og ender der med sin næste passage. Observatøren - normalt en astronom i et observatorium - drager konklusioner fra den sideriske tid om det momentane syn på himlen. ^[2] Den sideriske tid stammer fra den rigtige opstigningsvinkel - en primær mængde for stjernernes position på himlen. For eksempel passerer en stjerne med 15 ° forskel i højre opstigning til forårsjævndøgn meridianen en siderisk time senere end sidstnævnte. Denne kendsgerning kan kort erklæres, at det f.eks. Er kl. 01:00 siderisk tid. Det skal dog bemærkes, at siderisk tid er en tid, der er knyttet til stedet. For at gøre det lettere at sammenligne tiden for observationer foretaget på forskellige steder, indstilles de lokale sideriske tidsure til Greenwichs sideriske tid. Tidsforskellen er - den samme som for soltid - 1 time for en 15 ° længdeforskel mellem observationsstederne.

Observationsarbejdet ved hjælp af siderisk tid har den fordel, at stjernerne på samme sidereal altid er i samme retning på himlen. Sammenlignet med det normale ur går det sideriske tidsur frem med cirka 4 minutter mere hver dag. Efter et år overhaler det sidstnævnte og er kort enig med det igen.

Den generelle tidsbestemmelse ifølge Universal Time (UT) (en soltid) udføres i praksis ved den mere præcise mulige observation af stjernens positioner. Den sideriske tid, der er bestemt på denne måde, konverteres til den tilhørende UT ved hjælp af en formel fastlagt ved konvention (se nedenfor).

Definition og egenskaber

Den sideriske tid er defineret som timevinklen for forårsjævndøgn . Hvis du refererer til den gennemsnitlige forårsjævndøgn , får du den gennemsnitlige sideriske tid . Hvis du refererer til den sande forårsjævndøgn , får du den tilsyneladende eller ægte sideriske tid . ^[3]

Årsagen til den kontinuerlige stigning i den nævnte timevinkel er jordens rotation . Den sideriske tid er således underlagt alle kortsigtede og langsigtede uregelmæssigheder ved jordens rotation og er derfor ikke et ensartet tidsmål. Men det er altid et trofast billede af jordens rotationsvinkel i forhold til forårsjævndøgn.

Da forårsjævndøgn bevæger sig på grund af recessionen i forhold til den faste stjernebaggrund, er en siderisk dag (dvs. en fuld omdrejning af jorden i forhold til forårsjævndøgn) lidt kortere end en jordrotation (dvs. en fuld omdrejning af jorden med hensyn til den faste stjernebaggrund). Da forårsjævndøgn bevæger sig retrograd langs ekliptikken med cirka 0,137 buesekunder om dagen, er en gennemsnitlig siderisk dag 0,009 sekunder kortere end en jordrotation. ^[4]

Den sande forårsjævndøgn adskiller sig fra middelalderjævndøgn ved selve mutationen . Den tilsyneladende sideriske tid er derfor underlagt en yderligere uregelmæssighed i forhold til den (i sig selv ikke-ensartede) gennemsnitlige sideriske tid, hvis hovedkomponent svinger med en periode på 18,6 år og en amplitude på ± 1,05 sekunder. ^[5]

Forårsjævndøgnets timevinkel er den samme for observatører på samme længdegrad, men forskellig for observatører på forskellige længdegrader. Den sideriske tid, der stammer fra dette, er derfor en lokal tid. Den sideriske tid for referenceplaceringen Greenwich er Greenwich siderisk tid. Det kræves særlig ofte i beregninger. De forskellige typer siderisk tid refereres ofte til af deres engelske forkortelser:

SIDSTE: lokal tilsyneladende siderisk tid
LMST: lokal gennemsnitlig siderisk tid
GÆST: Greenwich tilsyneladende siderisk tid, tilsyneladende Greenwich siderisk tid
GMST: Greenwich betyder siderisk tid

Timevinklen for forårsjævndøgn er den vinkel, der tælles langs den himmelske ækvator fra meridian til forårsjævndøgn. Den rigtige opstigning af en stjerne er derimod vinklen fra forårets ækvator til stjernen, talt langs den himmelske ækvator. Hvis stjernen er på meridianen (det vil sige, hvis stjernen kulminerer ), er begge vinkler ens. Heraf følger: I øjeblikket med en stjernes kulmination er den sideriske tid lig med stjernens højre opstigning.

Sidereal tid er den rigtige opstigning i den øvre kulmination.

Dette kan bruges til direkte at bestemme stjernens rigtige opstigning ved at observere kulminationstidspunktet. Det er grunden til, at den rigtige opstigning ofte er givet i tidsenheder i stedet for i vinkel -enheder: det er derefter straks den sideriske tid, der læses på kulminationstidspunktet. Wega har for eksempel en højre opstigning på 18 ^h 36 ^m 56 ^s , så den vil altid kulminere med 18 ^h 36 ^m 56 ^s lokal siderisk tid.

På den anden side kan den aktuelle sideriske tid bestemmes ved at observere kulminationen på en stjerne med en kendt højre opstigning: Når Wega kulminerer, er den sideriske tid 18 ^t 36 ^m 56 ^s (i praksis, korrektioner for presession, korrekt bevægelse , parallaks osv. skal foretages).

1. "Stjernetidsviseren" roterer på en fast urskive i horisonten:
Efter en 15 ° drejning (skala 0 °, 15 °, 30 °, ...) er der gået en siderisk time (skala 23, 0, 1, ...).
2. "Stjernetimersviseren" roterer på en urskive, der bliver trukket med af solen og roterer rundt om Nordstjernen:
Efter cirka en måned (skala 06, 07, 08, ...) er den løbet 30 ° foran solen (skala 0 °, 15 °, 30 °, ...).

Rotation af stjernehimlen

Daglig rotation

Stjernehimmelen kan forestilles som en stor urskive, der drejer mod uret på en siderisk dag (på den nordlige halvkugle) en gang omkring sig selv. På billedet er denne disk markeret med en markør mellem polstjernen og den store bjørn . 24-timers urskiven (skala 23, 0, 1, ...) er fastlagt i horisonten. Hvis markøren har roteret 15 ° yderligere (skala 0 °, 15 °, 30 °, ...), er der gået en siderisk time. For en times soltid skal den dreje lidt længere.

Årlig rotation

På en urskive, der bliver trukket med af solen og kredser om Nordstjernen, observerer man et meget langsomt fremspring af markøren. Markøren cirkler den en gang om året: 30 ° (skala 0 °, 15 °, 30 °, ...) på cirka en måned (skala 06, 07, 08, ...).

Billedet blev taget i begyndelsen af juli (nummer 07) omkring kl. To timer senere (omkring kl. 4:00) gik Big Dipper videre til nummer 4. En måned senere i august (nummer 08) er det allerede på nummer 4 kl.

Siderisk dag og solskinsdag

Sidereal dag (1 til 2) og
Solskinsdag (1 til 3),
(Hældningen af jordaksen på jordens bane er blevet negligeret her.)

Solens dag som grundlag for den generelt anvendte soltid varer lidt længere end den sideriske dag, fordi solen bevæger sig rundt om jorden - også tilsyneladende - lidt langsommere end stjernerne. Årsagen til dette er igen jordens egen bevægelse, nemlig dens årlige kredsløb om solen. Inden for en dag bevæger jorden sig omkring en grad på sin årlige vej rundt om solen. Så det skal vende så meget efter en fuld omdrejning, indtil solen er i samme retning igen, og det tager cirka fire minutter at gøre dette. ^[6]

Den sideriske dag er omkring 1/365 (årets længde er 365,2422 dage) kortere end solens dag. Målt i forhold til solens 24 timer er den sideriske dag 23 timer, 56 minutter og 4,091 sekunder lang. Selve den sideriske dag er opdelt i 24 timer, dens timer i 60 minutter og minutterne i 60 sekunder.

På grund af jordens nutation svinger næsejævndøgn med en periode på omkring 18,6 år. Følgelig skelnes der mellem den sande sideriske tid , der stammer fra direkte observation, og den gennemsnitlige sideriske tid , som er fri for disse udsving. Forskellen mellem ægte og gennemsnitlig siderisk tid er maksimalt omkring 1,1 sekunder.

Siderisk tid og stjernekiggeri

At kende den sideriske tid gør det meget lettere at observere stjernerne. I observatorier bruger man ure, der viser den sideriske tid. De synkroniserer med stjernerne, der løber på himlen. Ved en fast placering , hver stjerne passage gennem en bestemt højde eller retning har en fast siderisk tid og kan derfor optages ubevægelig i en observation tidsplan i henhold til siderisk tid. Det skal bemærkes, at den mulige natlige observationstid går gennem tidsplanen en gang om året.

Ligesom sand soltid er siderisk tid en lokal tid. Ligesom med den sande soltid er klokken 12 (middag), når solen passerer gennem den lokale meridian , med siderisk tid er den 0, når springpunktet er i den lokale meridian. At standardisere den sideriske tid på en zonetid ville være absurd. Tværtimod: den sideriske tid i årbøger for en dag gælder for en vis længdegrad. Det skal konverteres til observationsstedets længdegrad for at kunne arbejde med det rentabelt (+ 4 minutter siderisk tid pr. Grad længere mod vest).

Fra forskellen mellem den lokale sideriske tid for et sted og den sideriske tid i Greenwich følger dette geografiske længdegrad med det samme, se astronomisk navigation . En måling af denne lokale sideriske tid svarer enten til et sted eller en tidsmåling - afhængigt af om den sideriske tid i Greenwich er kendt på tidspunktet for observation eller observationsstedets længdegrad.

Sidereal tid og højre opstigning

Følgende gælder for siderisk tid:

Den sideriske tid er timevinklen for forårsjævndøgn.
Sidetiden Θ, samt timevinkel τ og højre opstigning α af en stjerne er forbundet via forholdet τ = Θ - α.
Den sideriske tid på et sted er den rigtige opstigning af stjernen, der i øjeblikket kulminerer (τ = 0).

På efterårets jævndøgn er True Solar Time og Sidereal Time omtrent det samme; fordi en stjerne nær forårsjævndøgn kulminerer ved midnat, når den moderne 24-timers optælling begynder.

Siderisk tid og UT

Solens timevinkel er den sande soltid . Det kan observeres med det samme og er angivet med solur . På grund af hældningen af jordaksen og ellipticiteten af jordens bane er den sande soltid uensartet ( hovedartikel: tidsligning ). For at opnå et tidsmål, der er frigjort fra tidsligningen, betragter man den såkaldte fiktive middel sol i stedet for den sande sol, et imaginært punkt, der løber med konstant hastighed langs den himmelske ækvator (ikke ekliptikken). Timevinklen for dette punkt er den gennemsnitlige soltid, som ikke er underlagt tidsligningen. Placeringen af den fiktive middel sol på den himmelske ækvator kan ikke bestemmes ved observation, men kun ved beregning.

I 1896 blev følgende udtryk bestemt af Simon Newcomb for den rette opstigning af den fiktive centrale sol fastslået som bindende i en international aftale: ^[7]

R_{U}\,=\,18^{\mathrm {h} }\,38^{\mathrm {m} }\,45{,}836^{\mathrm {s} }+8640184{,}542^{\mathrm {s} }\cdot T_{U}+0{,}0929^{\mathrm {s} }\cdot T_{U}^{2}

{\ displaystyle R_ {U} \, = \, 18 ^ {\ mathrm {h}} \, 38 ^ {\ mathrm {m}} \, 45 {,} 836 ^ {\ mathrm {s}} +8640184 { ,} 542 ^ {\ mathrm {s}} \ cdot T_ {U} +0 {,} 0929 ^ {\ mathrm {s}} \ cdot T_ {U} ^ {2}}

R _ {{U}} \, = \, 18 ^ {{\ mathrm {h}}} \, 38 ^ {{\ mathrm {m}}} \, 45 {,} 836 ^ {{\ mathrm {s }}} + 8640184 {,} 542 ^ {{\ mathrm {s}}} \ cdot T_ {U} +0 {,} 0929 ^ {{\ mathrm {s}}} \ cdot T_ {U} ^ {2 }

det er $\textstyle T_{U}$ ${\ displaystyle \ textstyle T_ {U}}$ $\ textstyle T_ {U}$ antallet af julianske århundreder siden Greenwich betyder middag (12 ^timer UT) den 0. januar 1900, hver med 36525 gennemsnitlige solskinsdage. Ligningens lineære udtryk angiver hastigheden af den fiktive gennemsnitlige sol i forhold til datoen, middelalderjævndøgn for datoen, det kvadratiske udtryk tager hensyn til det faktum, at den presession-inducerede bevægelse af forårsjævndøgn i øjeblikket accelererer lidt.

Universel tid UT blev defineret som Greenwich -timevinklen for den fiktive gennemsnitlige sol plus 12 timer (tilføjelsen af 12 timer er nødvendig, fordi meritianpassagen af den fiktive middel sol formodes at finde sted kl. 12 UT, men dens time vinkel på dette tidspunkt er 0 ^timer ). Imidlertid er timevinklen for et objekt lig med forårsjævndøgnets timevinkel minus objektets højre opstigning, og forårsjævndøgnets vinkel er til gengæld pr. Definition ikke andet end siderisk tid. Forholdet mellem UT og Greenwich siderisk tid er:

UT	= 12 timer + Greenwich -timevinkel for den fiktive gennemsnitlige sol
	= 12 timer + Greenwich -timevinkel for forårsjævndøgn - R _U
	= 12h + Greenwich siderisk tid - R _U

Da den rigtige opstigning af den fiktive middel sol givet af Newcomb vedrører datoenes gennemsnitlige jævndøgn, er den sideriske tid, der forekommer her, den gennemsnitlige Greenwich sideriske tid.

Klokken 12 UT er Greenwich siderisk tid identisk med R _U (da dette er kulminationstiden for den fiktive centrale sol med den rigtige opstigning R _U ). Derfor kan R _U også ses som Greenwich siderisk tid svarende til tiden 12 ^h UT. Herfra følger det udtryk, der blev brugt fra 1900 til 1984 for den gennemsnitlige Greenwich sideriske tid: på tidspunktet 0 ^h UT for hver dag er den tilsvarende gennemsnitlige Greenwich sideriske tid ^[8]

\mathrm {GMST(0^{\mathrm {h} }\,UT)} \,=\,6^{\mathrm {h} }38^{\mathrm {m} }45{,}836^{\mathrm {s} }\,+\,8640184{,}542^{\mathrm {s} }\cdot T_{U}+0{,}0929^{\mathrm {s} }\cdot T_{U}^{2}

{\ displaystyle \ mathrm {GMST (0 ^ {\ mathrm {h}} \, UT)} \, = \, 6 ^ {\ mathrm {h}} 38 ^ {\ mathrm {m}} 45 {,} 836 ^ {\ mathrm {s}} \, + \, 8640184 {,} 542 ^ {\ mathrm {s}} \ cdot T_ {U} +0 {,} 0929 ^ {\ mathrm {s}} \ cdot T_ { U} ^ {2}}

{\ displaystyle \ mathrm {GMST (0 ^ {\ mathrm {h}} \, UT)} \, = \, 6 ^ {\ mathrm {h}} 38 ^ {\ mathrm {m}} 45 {,} 836 ^ {\ mathrm {s}} \, + \, 8640184 {,} 542 ^ {\ mathrm {s}} \ cdot T_ {U} +0 {,} 0929 ^ {\ mathrm {s}} \ cdot T_ { U} ^ {2}}

Her vokser T _U , begyndende fra tidspunktet 1900.0, successivt med en trinstørrelse på 1/36525. Til den særlige så for 0h UT siderisk tid eller den forløbne siden 0 ^h UT sideriske timer skal tilføjes (se nedenfor).

Med introduktionen af forbedrede astronomiske konstanter i 1984 blev denne formel også revideret. Forholdet mellem GMST og UT1 blev omdefineret som ^[9] ^[8]

\mathrm {GMST1(0^{\mathrm {h} }\,UT1)} \,=\,24110{,}54841^{\mathrm {s} }\,+\,8640184{,}812866^{\mathrm {s} }\,\cdot \,T_{U}\,+\,0{,}093104^{\mathrm {s} }\,\cdot \,T_{U}^{2}\,-\,{6{,}2\cdot 10^{-6}}^{\mathrm {\,s} }\,\cdot \,T_{U}^{3}

{\ displaystyle \ mathrm {GMST1 (0 ^ {\ mathrm {h}} \, UT1)} \, = \, 24110 {,} 54841 ^ {\ mathrm {s}} \, + \, 8640184 {,} 812866 ^ {\ mathrm {s}} \, \ cdot \, T_ {U} \, + \, 0 {,} 093104 ^ {\ mathrm {s}} \, \ cdot \, T_ {U} ^ {2} \, - \, {6 {,} 2 \ cdot 10 ^ { - 6}} ^ {\ mathrm {\, s}} \, \ cdot \, T_ {U} ^ {3}}

{\ displaystyle \ mathrm {GMST1 (0 ^ {\ mathrm {h}} \, UT1)} \, = \, 24110 {,} 54841 ^ {\ mathrm {s}} \, + \, 8640184 {,} 812866 ^ {\ mathrm {s}} \, \ cdot \, T_ {U} \, + \, 0 {,} 093104 ^ {\ mathrm {s}} \, \ cdot \, T_ {U} ^ {2} \, - \, {6 {,} 2 \ cdot 10 ^ { - 6}} ^ {\ mathrm {\, s}} \, \ cdot \, T_ {U} ^ {3}}

det er $T_{U}={\tfrac {d_{U}}{36525}}$ ${\ displaystyle T_ {U} = {\ tfrac {d_ {U}} {36525}}}$ $T_ {U} = {\ tfrac {d_ {U}} {36525}}$ og $d_{U}$ ${\ displaystyle d_ {U}}$ $du}$ antallet af UT -dage, der er gået siden 1. januar 2000, 12 ^timer UT1 (JD = 2451545,0 UT1): d _U = ± 0,5, ± 1,5, ± 2,5, ± 3,5, ...

Ovenstående ligninger etablerer et forhold mellem siderisk tid og universel tid UT. Selvom UT faktisk skulle være afledt af solens forløb i henhold til dens definition, blev det i praksis afledt af de observerede meridianpassager af stjerner, dvs. den sideriske tid, ved hjælp af disse formler. Stjernegange kan observeres meget mere præcist end placeringen af den ekstremt lyse sol, som varmer instrumenterne. Denne definition af UT1 var gældende indtil 2003. Siden er UT1 ikke længere bestemt af siderisk tid, men af den nyligt introducerede "Jordens rotationsvinkel". ^[8.]

Inden uregelmæssighederne og den langsigtede afmatning af jordens rotation blev erkendt, blev den sideriske tid og UT, der stammer fra den, betragtet som strengt ensartede tidsskalaer. I begyndelsen af det 20. århundrede fandt astronomer ud af, at de to skalaer var ujævne og skulle indføre nye, ensartede tidsskalaer. Tidsskalaerne, der stammer fra jordens rotation, såsom UT, er også kendt som "civil tid" og afviger i stigende grad fra regelmæssige tidsskalaer som efemeristid , atomtid og lignende ( hovedartikel: Delta T ).

Beregning af den sideriske tid

Formlerne kan også bruges til at beregne siderisk tid ud fra kendt UT. ^[10]

Stardate i Greenwich

For at gøre dette skal du først bestemme den juliske dato JD for tiden 0 ^h UT på den ønskede dato (et tal, der ender på, 5). Beregn derefter T :

T\,=\,{\frac {JD-2451545{,}0}{36525}}

{\ displaystyle T \, = \, {\ frac {JD-2451545 {,} 0} {36525}}}

T \, = \, {\ frac {JD-2451545 {,} 0} {36525}}

og dermed betyder den gennemsnitlige Greenwich siderisk tid for 0 ^h UT, som krævet i tid eller grad:

{\begin{aligned}\mathrm {GMST(0h\,UT)} \,&=\,6^{\mathrm {h} }41^{\mathrm {m} }50{,}54841^{\mathrm {s} }+8640184{,}812866^{\mathrm {s} }\cdot T+0{,}093104^{\mathrm {s} }\cdot T^{2}-0{,}0000062^{\mathrm {s} }\cdot T^{3}\\&=\,24110{,}54841^{\mathrm {s} }+8640184{,}812866^{\mathrm {s} }\cdot T+0{,}093104^{\mathrm {s} }\cdot T^{2}-0{,}0000062^{\mathrm {s} }\cdot T^{3}\\&=\,100{,}46061837^{\circ }+36000{,}770053608^{\circ }\cdot T+0{,}000387933^{\circ }\cdot T^{2}-(T^{3}/38710000)^{\circ }\end{aligned}}

{\ displaystyle {\ begin {align} \ mathrm {GMST (0h \, UT)} \, & = \, 6 ^ {\ mathrm {h}} 41 ^ {\ mathrm {m}} 50 {,} 54841 ^ {\ mathrm {s}} +8640184 {,} 812866 ^ {\ mathrm {s}} \ cdot T + 0 {,} 093104 ^ {\ mathrm {s}} \ cdot T ^ {2} -0 {,} 0000062 ^ {\ mathrm {s}} \ cdot T ^ {3} \\ & = \, 24110 {,} 54841 ^ {\ mathrm {s}} +8640184 {,} 812866 ^ {\ mathrm {s}} \ cdot T + 0 {,} 093104 ^ {\ mathrm {s}} \ cdot T ^ {2} -0 {,} 0000062 ^ {\ mathrm {s}} \ cdot T ^ {3} \\ & = \, 100 {,} 46061837 ^ {\ circ} +36000 {,} 770053608 ^ {\ circ} \ gange T + 0 {,} 000387933 ^ {\ circ} \ gange T ^ {2} - (T ^ {3} / 38710000) ^ {\ circ} \ end {align}}}

{\ begin {align} {\ mathrm {GMST (0h \, UT)}} \, & = \, 6 ^ {{\ mathrm {h}}} 41 ^ {{\ mathrm {m}}} 50 {, } 54841 ^ {{\ mathrm {s}}} + 8640184 {,} 812866 ^ {{\ mathrm {s}}} \ cdot T + 0 {,} 093104 ^ {{\ mathrm {s}}} \ cdot T ^ {2} -0 {,} 0000062 ^ {{\ mathrm {s}}} \ cdot T ^ {3} \\ & = \, 24110 {,} 54841 ^ {{\ mathrm {s}}} + 8640184 {,} 812866 ^ {{\ mathrm {s}}} \ cdot T + 0 {,} 093104 ^ {{\ mathrm {s}}} \ cdot T ^ {2} -0 {,} 0000062 ^ {{\ mathrm {s}}} \ cdot T ^ {3} \\ & = \, 100 {,} 46061837 ^ {\ circ} +36000 {,} 770053608 ^ {\ circ} \ cdot T + 0 {,} 000387933 ^ {\ circ} \ cdot T ^ {2} - (T ^ {3} / 38710000) ^ {\ circ} \ end {align}}

For at bestemme den sideriske tid GMST for et hvilket som helst tidspunkt UT for den givne dato multipliceres UT med 1.00273790935 (= synodisk daglængde / siderisk daglængde) og tilføj resultatet til den tidligere beregnede sideriske tid for 0 ^h UT.

Siderisk tid på observatørens sted

En observatør på længdegrad λ skal stadig konvertere til sin lokale sideriske tid:

{\begin{alignedat}{2}\mathrm {LMST} \,&\,=\mathrm {GMST} +\lambda /15&\quad &{\text{falls GMST im Zeitmaß}}\\&\,=\mathrm {GMST} +\lambda &&{\text{falls GMST im Gradmaß}}\\\end{alignedat}}

{\ displaystyle {\ begin {alignat} {2} \ mathrm {LMST} \, & \, = \ mathrm {GMST} + \ lambda / 15 & \ quad & {\ text {hvis GMST er tidsbestemt}} \\ & \, = \ mathrm {GMST} + \ lambda && {\ text {hvis GMST i grader}} \\\ ende {alignat}}}

{\ begin {alignat} {2} {\ mathrm {LMST}} \, & \, = {\ mathrm {GMST}} + \ lambda / 15 & \ quad & {\ text {hvis GMST er tidsbestemt}} \\ & \, = {\ mathrm {GMST}} + \ lambda && {\ text {hvis GMST i grader}} \\\ ende {alignat}}

Om nødvendigt skal LMST -vinklen bringes til hovedværdien (0 ° –360 °) og konverteres til tidsmålet .

Se også

Siderisk dag

Weblinks

Online siderisk tidsberegner

Individuelle beviser

↑ En god time er cirka 0,9973 solskinstimer .
↑ Da solen bevæger sig gennem himlen en gang om året, er dette "øjebliksbillede af himlen" kun et "fiktivt syn på himlen" i cirka et halvt år. Himmellegemerne i den kan ikke observeres i dagslys på trods af den uforanderlige sideriske tid.
↑ A. Schödlbauer: Geodetisk astronomi. Walter de Gruyter, Berlin / New York 2000, ISBN 3-11-015148-0 , s.312 .
^ HU Keller: Astrowissen. Kosmos Verlag, Stuttgart 2000, ISBN 3-440-08074-9 , s.44 .
↑ A. Schödlbauer: Geodetisk astronomi. Walter de Gruyter, Berlin / New York 2000, ISBN 3-11-015148-0 , s.316 .
^ Hermann -Michael Hahn: Siderisk tid ved midnat - Når det sideriske ur fungerer korrekt. I: deutschlandfunk.de. Hentet 6. januar 2021 .
^ DD McCarthy, PK Seidelmann: Tid - fra jordrotation til atomfysik. Wiley-VCH Verlag, Weinheim 2009, ISBN 978-3-527-40780-4 , s.13 .
↑ ^a ^b ^c DD McCarthy, PK Seidelmann: Tid - fra jordrotation til atomfysik. Wiley-VCH Verlag, Weinheim 2009, ISBN 978-3-527-40780-4 , s.15 .
^ S. Aoki, H. Kinoshita, B. Guinot, GH Kaplan, DD McCarthy, PK Seidelmann: The New Definition of Universal Time. Astronomi og astrofysik, bind 105 (1982), nr. 2, s. 359-361 ( bibcode : 1982A & A ... 105..359A ).
^ J. Meeus: Astronomiske algoritmer. Willmann-Bell, Richmond 2000, ISBN 0-943396-61-1 , kap. 12.

[1] En god time er cirka 0,9973 solskinstimer .

[2] Da solen bevæger sig gennem himlen en gang om året, er dette "øjebliksbillede af himlen" kun et "fiktivt syn på himlen" i cirka et halvt år. Himmellegemerne i den kan ikke observeres i dagslys på trods af den uforanderlige sideriske tid.

[3] A. Schödlbauer: Geodetisk astronomi. Walter de Gruyter, Berlin / New York 2000, ISBN 3-11-015148-0 , s.312 .

[4] HU Keller: Astrowissen. Kosmos Verlag, Stuttgart 2000, ISBN 3-440-08074-9 , s.44 .

[5] A. Schödlbauer: Geodetisk astronomi. Walter de Gruyter, Berlin / New York 2000, ISBN 3-11-015148-0 , s.316 .

[6] Hermann -Michael Hahn: Siderisk tid ved midnat - Når det sideriske ur fungerer korrekt. I: deutschlandfunk.de. Hentet 6. januar 2021 .

[7] DD McCarthy, PK Seidelmann: Tid - fra jordrotation til atomfysik. Wiley-VCH Verlag, Weinheim 2009, ISBN 978-3-527-40780-4 , s.13 .

[McCarthySeidelmannS15-8] DD McCarthy, PK Seidelmann: Tid - fra jordrotation til atomfysik. Wiley-VCH Verlag, Weinheim 2009, ISBN 978-3-527-40780-4 , s.15 .

[9] S. Aoki, H. Kinoshita, B. Guinot, GH Kaplan, DD McCarthy, PK Seidelmann: The New Definition of Universal Time. Astronomi og astrofysik, bind 105 (1982), nr. 2, s. 359-361 ( bibcode : 1982A & A ... 105..359A ).

[10] J. Meeus: Astronomiske algoritmer. Willmann-Bell, Richmond 2000, ISBN 0-943396-61-1 , kap. 12.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]