Astronomía

Aclaración sobre la hora sidérea de Greenwich (GST)

Aclaración sobre la hora sidérea de Greenwich (GST)


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Sé que LST = HA + RA.
Y GST es LST + longitud (L).
Si una estrella culmina, es HA = 0. Por lo tanto, GST = RA + L.
Dado que RA y L son constantes, GST también debe ser una constante. Entonces, ¿cómo puede GST ser diferente en diferentes días del año para la culminación del mismo objeto para el mismo observador? Además, si me dan la L y la RA, ¿por qué me dan el GST en esta pregunta?


La falla en su lógica es que "RA y L son constantes". La ascensión recta (RA) del objeto en el meridiano no es constante. Cambia continuamente, de lo contrario no diríamos que el cielo se eleva por el este y se pone por el oeste.

Además, el Sol se mueve alrededor de 1 grado por día a lo largo de la eclíptica, por lo que el RA del Sol cambia constantemente. Si el Sol está en el meridiano a las 12:00:00 todos los días, y si el RA del Sol cambia todos los días, entonces el mismo RA no está en el meridiano a la misma hora todos los días. (Nota: debido a la ecuación del tiempo, el sol no cruza el meridiano a la misma hora todos los días. Para los propósitos de este experimento mental, finja que es cierto).

Estas dos cosas juntas llevan al hecho de que 24 horas de ascensión recta cruzan el meridiano cada 23 horas 56 minutos 4 segundos. Y es por eso que la pregunta pide una fecha en la que el LMC culmina (cruza el meridiano) a una hora específica (9 pm) y una ubicación específica.


Aclaración sobre el tiempo sidéreo de Greenwich (GST) - Astronomía

El tiempo universal (UT) es simplemente el número de horas, minutos y segundos que han transcurrido desde la medianoche (cuando el Sol tiene una longitud de 180 °) en la zona horaria de Greenwich.

Dado que la rotación de la Tierra es irregular en el nivel de 0,1 segundos, a menudo se utiliza una aproximación local al tiempo universal no corregido por el movimiento polar. Esto se llama UT0, y también se conoce como hora media de Greenwich, abreviado GMT. En UT0, 24 horas universales se definen como un día solar medio.

La siguiente tabla muestra las conversiones entre la hora universal (UT) y la hora estándar y el horario de verano en los Estados Unidos.

zona horaria estándar horas para agregar a UT zona horaria de verano horas para agregar a UT
Hora estándar del este (EST) -5 Hora de verano del este (EDT) -4
Hora estándar central (CST) -6 Hora de verano central (CDT) -5
Hora estándar de montaña (MST) -7 Hora de verano de montaña (MDT) -6
Hora estándar del Pacífico (PST) -8 Hora de verano del Pacífico (PDT) -7

El tiempo universal real (denotado UT o UT1) está ligado a la rotación de la Tierra. Debido a que la velocidad de rotación de la Tierra es bastante irregular e impredecible al nivel de 0,1 s, el tiempo universal solo puede deducirse de las observaciones de los tránsitos estelares. Una vez conocida, la UT se puede comparar con el tiempo de efemérides conocido y se puede derivar la diferencia. UT siempre se mantiene dentro de 0.9 segundos de la hora universal coordinada (lo que proporcionan WWV y otros servicios de transmisión de tiempo) mediante la inserción o eliminación de segundos intercalares, generalmente a las 23:59:59 UTC del 30 de junio o el 31 de diciembre. La siguiente tabla muestra para 1990-2000 (Astronomical Almanac, p. K9), donde indica un valor extrapolado.

Año Año
1990.0 56.86 2000.0
1991.0 57.57 2001.0
1992.0 58.31 2002.0
1993.0 59.12 2003.0
1994.0 59.98 2004.0
1995.0 60.78
1996.0 61.63
1997.0 62.29
1998.0 62.97
1999.0

Duffett-Smith, P. & quotConverting the Local Time to UT, & quot & quot; Conversión de UT a la hora civil local, & quot & quot`Sidereal Time, & quot & quot; Conversión de UT a GST, & quot y & quot; Conversión de GST a UT. & Quot & sect9-13 en Astronomía práctica con tu calculadora, 3ª ed. Cambridge, Inglaterra: Cambridge University Press, págs. 12-19, 1992.

Jones, T. Dividiendo el segundo: la historia del tiempo atómico. Bristol, Inglaterra: Instituto de Publicaciones de Física, 2000.

Montenbruck, O. y Pfleger, T. & quotUniversal Time and Ephemeris Time & quot & sect3.4 in Astronomía en la computadora personal, 4ª ed. Berlín: Springer-Verlag, págs. 41-44, 2000.

Oficina de Imprenta del Gobierno de los Estados Unidos. El almanaque astronómico del año 2000. Washington, DC: Departamento de Marina, Observatorio Naval, Oficina de Almanaques Náuticos, p. K9, 2000.


Tiempo sidéreo

La referencia es el equinoccio de primavera, o el punto de Aries, que se define como la intersección entre el ecuador y el plano de la eclíptica & # 91footnotes 1 & # 93. Se pueden considerar dos tipos de puntos de Aries según el plano del ecuador que se considere (es decir, el ecuador medio o el ecuador verdadero).

  • Punto medio de Aries: Es la intersección del ecuador medio (se tiene en cuenta el efecto de la precesión sobre el eje de rotación de la tierra, ver el artículo Transformación entre marcos celestes y terrestres) con la eclíptica & # 91footnotes 2 & # 93, ver figura 1.
  • Verdadero punto de Aries: Definido como la intersección entre el ecuador verdadero & # 91 notas al pie 3 & # 93 (se han tenido en cuenta los efectos de la precesión y la nutación del polo de rotación de la tierra, ver el artículo Transformación entre marcos celestes y terrestres) con la eclíptica & # 91 notas al pie 4 & # 93 , ver figura 1.

Según las definiciones anteriores, se introducen cuatro clases de tiempos siderales:

  • Hora sidérea "aparente" local (ÚLTIMO) ([matemáticas] Theta [/ matemáticas]): es el ángulo horario del punto Aries "verdadero" (del meridiano local) & # 91footnotes 5 & # 93.
  • Hora sidérea "aparente" de Greenwich (GAST) ([math] Theta_ <_G> [/ math]): es el ángulo horario del punto "verdadero" de Aries, desde el meridiano de Greenwich.
  • Tiempo sidéreo medio local (LMST) ([math] theta [/ math]): lo mismo que ÚLTIMO con el equinoccio medio.
  • Hora sidérea media de Greenwich (GMST) ([math] theta_ <_G> [/ math]): lo mismo que GAST con el equinoccio medio.


La Figura 2 resume estos cuatro tiempos siderales.

GAST y GMST vienen dados por las ecuaciones (3) y (4) en CEP a ITRF, respectivamente. Los tiempos sidéreos locales y de Greenwich se diferencian por la longitud [matemáticas] Displaystyle lambda [/ math] del meridiano local. La diferencia entre los tiempos sidéreos aparentes y medios se llama Ecuación de equinoccios (donde [matemáticas] Displaystyle alpha_E [/ matemáticas] viene dada por la ecuación (7) en CEP a ITRF):

[matemáticas] begin GMST , - , LMST , = , GAST , - , ÚLTIMO , = , lambda GMST , - , GAST , = , LMST , - , ÚLTIMO , = , alpha_E end qquad mbox <(1)> [/ math]


Aclaración sobre el tiempo sidéreo de Greenwich (GST) - Astronomía

El tiempo universal (UT) es simplemente la cantidad de horas, minutos y segundos que han transcurrido desde la medianoche (cuando el Sol tiene una longitud de 180 grados) en la zona horaria de Greenwich.

Dado que la rotación de la Tierra es irregular en el nivel de 0,1 segundos, a menudo se utiliza una aproximación local al tiempo universal no corregido por el movimiento polar. Esto se llama UT0, y también se conoce como hora media de Greenwich, abreviado GMT. En UT0, 24 horas universales se definen como un día solar medio.

La siguiente tabla muestra las conversiones entre la hora universal (UT) y la hora estándar y el horario de verano en los Estados Unidos.

zona horaria estándar horas para agregar a UT zona horaria de verano horas para agregar a UT
Hora estándar del este (EST) -5 Hora de verano del este (EDT) -4
Hora estándar central (CST) -6 Hora de verano central (CDT) -5
Hora estándar de montaña (MST) -7 Hora de verano de montaña (MDT) -6
Hora estándar del Pacífico (PST) -8 Hora de verano del Pacífico (PDT) -7

El tiempo universal real (denotado UT o UT1) está ligado a la rotación de la Tierra. Debido a que la velocidad de rotación de la Tierra es bastante irregular e impredecible al nivel de 0,1 s, el tiempo universal solo puede deducirse de las observaciones de los tránsitos estelares. Una vez conocida, la UT se puede comparar con el tiempo de efemérides conocido y se puede derivar la diferencia. UT siempre se mantiene dentro de 0.9 segundos de la hora universal coordinada (lo que proporcionan WWV y otros servicios de transmisión de tiempo) mediante la inserción o eliminación de segundos intercalares, generalmente a las 23:59:59 UTC del 30 de junio o el 31 de diciembre. La siguiente tabla muestra para 1990-2000 (Astronomical Almanac, p. K9), donde indica un valor extrapolado.

Año Año
1990.0 56.86 2000.0
1991.0 57.57 2001.0
1992.0 58.31 2002.0
1993.0 59.12 2003.0
1994.0 59.98 2004.0
1995.0 60.78
1996.0 61.63
1997.0 62.29
1998.0 62.97
1999.0

Duffett-Smith, P. & quotConverting the Local Time to UT, & quot & quot; Conversión de UT a la hora civil local, & quot & quot`Sidereal Time, & quot & quot; Conversión de UT a GST, & quot y & quot; Conversión de GST a UT. & Quot & sect9-13 en Astronomía práctica con tu calculadora, 3ª ed. Cambridge, Inglaterra: Cambridge University Press, págs. 12-19, 1992.

Jones, T. Dividiendo el segundo: la historia del tiempo atómico. Bristol, Inglaterra: Instituto de Publicaciones de Física, 2000.

Montenbruck, O. y Pfleger, T. "Tiempo universal y tiempo de efemérides". Astronomía en la computadora personal, 4ª ed. Berlín: Springer-Verlag, págs. 41-44, 2000.

Oficina de Imprenta del Gobierno de los Estados Unidos. El almanaque astronómico del año 2000. Washington, DC: Departamento de Marina, Observatorio Naval, Oficina de Almanaques Náuticos, p. K9, 2000.


Definición

El tiempo sidéreo, en cualquier momento (y en una localidad determinada definida por su longitud geográfica), más precisamente el tiempo sidéreo aparente local (ÚLTIMO), se define como el ángulo horario del equinoccio vernal en esa localidad: tiene el mismo valor que el ascensión recta de cualquier cuerpo celeste que esté cruzando el meridiano local en ese mismo momento.

En el momento en que el equinoccio vernal cruza el meridiano local, la hora sidérea aparente local son las 00:00. El tiempo sidéreo aparente de Greenwich (GAST) es el ángulo horario del equinoccio vernal en el primer meridiano de Greenwich, Inglaterra.

El tiempo sidéreo local en cualquier localidad difiere del valor del tiempo sidéreo de Greenwich del mismo momento, en una cantidad que es proporcional a la longitud de la localidad. Cuando uno se mueve hacia el este 15 ° de longitud, el tiempo sidéreo es más grande en una hora sidérea (tenga en cuenta que se completa a las 24 horas). A diferencia del cómputo de la hora solar local en "zonas horarias", que se incrementa en (generalmente) una hora, las diferencias en el tiempo sidéreo local se calculan en función de la longitud real medida, con la precisión de la medición de la longitud, no solo en horas completas.

El tiempo sidéreo aparente (local o en Greenwich) difiere del tiempo sidéreo medio (para la misma localidad y momento) por la ecuación de los equinoccios: esta es una pequeña diferencia en la Ascensión Recta R.A. (d ⁢ R ⁢ A) (paralelo al ecuador), sin exceder aproximadamente +/- 1,2 segundos de tiempo, debido a la nutación, el complejo movimiento de "cabeceo" del eje polar de rotación de la Tierra. Corresponde a la cantidad actual de nutación en longitud (eclíptica) (d ⁢ ψ) y a la oblicuidad actual (ϵ) de la eclíptica, de modo que d ⁢ R ⁢ A d ⁢ ψ ∗ c ⁢ o ⁢ s ⁡ (ϵ ).

El tiempo sidéreo medio de Greenwich (GMST) y el UT1 difieren entre sí en la velocidad, con el segundo del tiempo sidéreo un poco más corto que el del UT1, de modo que (al mediodía del 1 de enero de 2000) 1,002 737 909350 795 segundos del tiempo sidéreo medio fue igual a 1 segundo de la hora universal (UT1). La proporción varía ligeramente con el tiempo, alcanzando 1,002 737 909 409 795 después de un siglo. & # 913 & # 93

Con una precisión de 0,1 segundos por siglo, el tiempo sidéreo de Greenwich (medio) (en horas y partes decimales de una hora) se puede calcular como

GMST = 18,697 374 558 + 24,065 709 824 419 08 * D,

donde D es el intervalo, en UT1 días, incluida cualquier fracción de un día, desde el 1 de enero de 2000, a las 12 h UT (el intervalo se contabiliza como positivo si se remite a un momento posterior al instante de referencia de 2000), y el resultado se libera de cualquier múltiplo entero de 24 horas para reducirlo a un valor en el rango 0-24. & # 914 & # 93

En otras palabras, el tiempo sidéreo medio de Greenwich excede el tiempo solar medio en Greenwich por una diferencia igual a la longitud del Sol medio ficticio utilizado para definir el tiempo solar medio (con la longitud convertida en tiempo como de costumbre a razón de 1 hora por 15 grados) , más o menos un desfase de 12 horas (porque el tiempo solar medio se calcula desde las 0h de la medianoche, en lugar de la tradición astronómica anterior a 1925, donde 0h significaba mediodía).

El tiempo sidéreo se usa en los observatorios astronómicos porque el tiempo sidéreo hace que sea muy fácil determinar qué objetos astronómicos serán observables en un momento dado. Los objetos se ubican en el cielo nocturno usando ascensión recta y declinación en relación con el ecuador celeste (análogo a la longitud y latitud en la Tierra), y cuando el tiempo sidéreo es igual a la ascensión recta de un objeto, el objeto estará en su punto más alto en el cielo, o culminación, momento en el que suele ser el mejor lugar para la observación, ya que se minimiza la extinción atmosférica.

El tiempo sidéreo es una medida de la posición de la Tierra en su rotación alrededor de su eje, o el tiempo medido por el movimiento diurno aparente del equinoccio vernal, que es muy cercano, pero no idéntico, al movimiento de las estrellas. Se diferencian por la precesión del equinoccio vernal en ascensión recta en relación con las estrellas.
De la tierra día sideral también se diferencia de su período de rotación en relación con las estrellas de fondo por la cantidad de precesión en ascensión recta durante un día (8,4 ms). & # 915 & # 93 Su valor medio J2000 es 23 h 56 m 4.090 530 833 s. & # 916 & # 93


Astronomía posicional: Ejercicio

Estás perdido en una isla desierta con un sextante, un cronómetro, una paloma mensajera y tu copia de Smart's Spherical Astronomy.
Explica cómo te salvarás.
(Suponga que el cronómetro marca la hora GMT y que conoce la fecha).

Paso 1: determina tu latitud. Hay (al menos) dos técnicas posibles.

1. Mide la altitud de Polaris sobre el horizonte norte, usando el sextante. Esto es exactamente igual a su latitud.

Hay varios problemas con esto.
En primer lugar, si estás en el hemisferio sur, ¡Polaris estará debajo del horizonte!
En segundo lugar, debe realizar la medición en el crepúsculo náutico, mientras todavía hay suficiente luz para ver el horizonte y Polaris es solo de segunda magnitud, por lo que es posible que no parezca lo suficientemente brillante para medir con precisión.
En tercer lugar, Polaris no se encuentra exactamente en el Polo Norte Celeste, por lo que su resultado podría tener un error de casi 1 grado.

2. Mide la altitud del Sol al mediodía, usando el sextante.

Conociendo la fecha, calcule la declinación del Sol (varía sinusoidalmente, con un período de 1 año a partir del equinoccio de primavera y una amplitud de 26,4 grados).

La altitud del mediodía, cuando el Sol está en el meridiano local, se compone de la altura del ecuador celeste sobre el horizonte sur (igual a la co-latitud) más la altura del Sol sobre el ecuador celeste (su declinación). Conociendo la altitud y la declinación solar, calcule la co-latitud y por tanto la latitud.

Si el sextante se puede leer con una precisión de unos pocos minutos de arco, debe corregir su lectura por refracción. El ángulo cenital aparente de un objeto z 'es mayor que su ángulo cenital verdadero z por el valor k tan (z'), donde k es aproximadamente 1 minuto de arco.

Paso 2: determina tu longitud. De nuevo, hay (al menos) dos técnicas posibles.

1. Durante el crepúsculo náutico, si puede localizar una estrella cuyas coordenadas celestes conoce, mida su altitud sobre el horizonte utilizando el sextante y anote la hora (GMT) utilizando el cronómetro.

Conociendo la altitud de la estrella, su declinación y su latitud (previamente determinada), calcule su ángulo horario aplicando la regla del coseno al "triángulo astronómico".

Conociendo la Ascensión Recta de la estrella, calcule el tiempo sideral local de la observación.
(Ángulo horario local = Hora sidérea local - Ascensión recta).

Conociendo la fecha, calcule el tiempo sidéreo de Greenwich correspondiente al tiempo medio de Greenwich de la observación. GST es igual a GMT en el equinoccio de otoño, y GST corre más rápido que GMT por un día en 365.35 días.

La diferencia entre la hora sidérea local (según su observación) y la hora sidérea de Greenwich (según el cronómetro) es su longitud al este u oeste de Greenwich.

2. Si falla una estrella con coordenadas conocidas, use el Sol. Tenga en cuenta la hora (GMT) en la que alcanza su mayor altitud: es el mediodía, hora local aparente.

Utilice las fórmulas dadas en Astronomía esférica de Smart para calcular la Ecuación del tiempo en esa fecha. (O derívelo de los primeros principios: permita en primer lugar el movimiento no uniforme del Sol alrededor de la eclíptica (Segunda Ley de Kepler) y luego considere el hecho de que la eclíptica está inclinada hacia el ecuador).

Sume o reste la ecuación del tiempo a su hora aparente local, para obtener la hora media local. La diferencia entre la hora media local y GMT es su longitud al este u oeste de Greenwich.

Paso 3: Rasgue una tira de papel de la página de título de Astronomía esférica de Smart para escribir un mensaje que indique su latitud y longitud. ¡Lánzalo por la paloma mensajera y espera a que te rescaten!

Nota: Esta pregunta formó parte del examen final de UCLA en 1961.
(Trimble, V., El Observatorio 118, 32, 1998).
No es un modelo exacto de las preguntas del examen en AS2001.


Aclaración sobre el tiempo sidéreo de Greenwich (GST) - Astronomía

Este procedimiento sigue el dado en Oliver Montebruck's Cálculos prácticos de efemérides (Springer Verlag 1987). El primer paso convierte de la hora universal a la hora sideral en Greenwich, Inglaterra; tenga en cuenta que la conversión es una función de la fecha. El segundo paso representa la diferencia horaria de aproximadamente 8 horas entre Greenwich y Santa Cruz.


La hora sidérea media de Greenwich (GMST) es la hora sidérea local en longitud 0. Se puede calcular directamente a partir de la fecha (JD0) y UT (hora universal):

donde JD0 es la fecha juliana en UT = 0 (tenga en cuenta que JD0 siempre terminará en .5: los días julianos comienzan y terminan al mediodía de UT).


La conversión a la hora sidérea local LST depende solo de la longitud de donde se encuentre:

LST = MOD [(GMST - (longitud al oeste de Greenwich) * (24/360)), 24]

Si la terminología de todo esto no le resulta familiar, estas Notas de cronometraje astronómico de AY14 cubren los conceptos básicos.


En este problema, queremos obtener las posiciones de los objetos astronómicos en términos de un sistema cartesiano que es geocéntrico y gira con la Tierra. En astronomía, las posiciones de los objetos se dan comúnmente en términos de ascensión recta (RA) y declinación (Dec), que son similares a la longitud y latitud proyectadas en el cielo, pero no giran con la Tierra. Debido a esta similitud, RA y Dec son coordenadas naturales para empezar: es simple tomar RA y Dec y luego impulsarlas en un marco que gire con la Tierra. A continuación, se puede realizar una transformación simple de coordenadas esféricas a cartesianas. $ (r, dic, RA) rightarrow (r, lat, long) rightarrow (x, y, x) $

Aparte: Debido a que el eje de la Tierra se mueve lentamente con respecto a las estrellas distantes (precesión y nutación, etc.), existe cierta ambigüedad en cuanto a si RA y Dec deben moverse con la Tierra o permanecer fijas. Como se detalla en detalle en esta pregunta, las diversas funciones de Datos astronómicos cuando se aplican al Sol, la Luna, los planetas y las otras lunas planetarias proporcionan ascensión y declinación rectas en precesión (verdadera geocéntrica). Pero, para las estrellas además del Sol, StarData proporciona un RA y Dec. sin precesamiento (fijo). Todos parecen ser precisos hasta aproximadamente un grado o RA y menos de un grado de Dec. Todavía no he comprobado lo que el otro Las funciones de datos astronómicos sí lo hacen, por lo que restringiré esta respuesta al Sol, la Luna y los planetas. Debería ser lo suficientemente fácil de generalizar.


Aclaración sobre el tiempo sidéreo de Greenwich (GST) - Astronomía

Tiempo sidéreo:
La rotación de la Tierra provoca un cambio regular en las posiciones aparentes de las estrellas, por lo que el ángulo horario de una estrella puede usarse como una medida de tiempo. Usamos el ángulo horario del primer punto de Aries, HA, como una medida de la rotación de la Tierra con respecto a las estrellas. Esto se conoce como hora sideral local:

y es cero cuando el primer punto de Aries cruza el meridiano del observador. Como su nombre lo indica, el tiempo sideral local depende de la longitud del observador en la superficie de la Tierra. El HA es igual a la suma de la ascensión recta de la estrella X (RAX) y el ángulo horario de la estrella X (HAX). Por eso,

Esta es una relación muy importante porque X puede ser cualquier objeto celeste: estrella, Sol, Luna, planeta o nave espacial. Dado que el ángulo horario de una estrella es cero cuando transita por el meridiano del observador, la ascensión recta de la estrella en ese momento es el tiempo sidéreo local (o, de manera equivalente, el tiempo sidéreo local da la ascensión recta de la estrella).

Tiempo solar:
La hora civil se basa en el ángulo horario del Sol (HAS) en lugar del ángulo horario del primer punto de Aries. Esto se conoce como tiempo solar aparente (AST):

y es cero cuando el Sol cruza el meridiano del observador. Un día solar aparente se define como el intervalo de tiempo entre los pasos sucesivos del Sol a través del meridiano de los observadores. El tiempo que tarda el Sol en volver al mismo punto del cielo cada día es un poco más largo que un día sidéreo, que es el tiempo que tardan las estrellas en volver al mismo punto del cielo cada noche.

Un observador en O1 en la superficie de la Tierra se observa el Sol y una estrella en el meridiano. Tomando la distancia de la estrella para que sea efectivamente infinita en comparación con el Sol, el observador observará a continuación que la estrella transita en O2 cuando la Tierra ha girado una vez sobre su eje. Sin embargo, en el tiempo que la Tierra ha tardado en rotar una vez sobre su eje, también se ha movido en su órbita alrededor del Sol en 360 / 365.25 = 0.99 & deg, desde la posición E1 a E2. Por tanto, la Tierra tendrá que girar sobre su eje hasta que el observador esté en O3 para que el Sol vuelva a aparecer en el meridiano. Por lo tanto, el día solar aparente es más largo que el día sidéreo en un intervalo de tiempo igual al tiempo que tarda la Tierra en girar sobre su eje en un ángulo de 360º / 365,25, es decir, aproximadamente cuatro minutos. Dado que un día solar aparente tiene una duración de 24 horas solares, esto significa que un día sideral tiene solo 23 h 56 m de duración en unidades solares y representa el período de rotación de la Tierra. Otra forma de expresar esto es que el Sol parece moverse hacia atrás a través de las estrellas cuatro minutos (o 1 & deg) cada día.

Cada tipo de día (solar aparente y sidéreo) se puede dividir en horas, minutos y segundos, pero la versión solar de cada uno es 24 h / 23 h 56 m = 1,0028 veces o 0,28% más que el equivalente sidéreo.

tiempo Universal:
El ángulo horario del sol depende de la ubicación del observador y varía con la longitud. Por lo tanto, es más conveniente y menos ambiguo referirse a una longitud estándar, que fue elegida por acuerdo internacional en 1884 para ser la longitud del antiguo Observatorio Real de Greenwich. Luego podemos definir la hora media de Greenwich (GMT), o tiempo Universal, en términos del ángulo horario del sol en Greenwich (GHAMS):

donde se utiliza el signo más o menos si el GHAMS es menor o mayor que 12 h, respectivamente, para hacer el UT 0 h a la medianoche. Por conveniencia, el tiempo dentro de un país o región geográfica en particular se define por zonas horarias, de 15 grados de ancho en longitud, dentro de cada una de las cuales el tiempo es el mismo (el tiempo solar medio en el centro de la zona). La tiempo estándar o hora de la zona entonces se define por:

dónde norte se da en horas y es una constante para una zona horaria en particular, siendo negativa para las longitudes occidentales y positiva para las orientales:

norte = (longitud en grados en el centro de la zona) / 15

En la mayoría de los casos norte se toma como un número entero, por lo que las diferentes zonas horarias están separadas por un número exacto de horas. Una excepción es la India, donde n =5.5. Por razones geográficas, los límites de las zonas horarias no siempre siguen líneas de longitud, por ejemplo, la Línea de Fecha Internacional, que marca el centro de las zonas +/- 12, serpentea alrededor de grupos de islas del Pacífico de modo que todas las islas en un el grupo acuerda la fecha.

Antes del advenimiento de los relojes precisos, la rotación de la Tierra era el cronometrador fundamental para todos los propósitos, tanto astronómicos como civiles. Tan pronto como los relojes se volvieron lo suficientemente precisos para detectar fluctuaciones en la velocidad de rotación de la Tierra, la importancia de las observaciones astronómicas para el mantenimiento del tiempo civil comenzó a disminuir y hoy en día los intervalos de tiempo se definen mediante relojes atómicos, la escala de tiempo correspondiente se conoce como hora universal coordinada. Esto se desplaza lentamente con respecto a UT, debido a las fluctuaciones en la velocidad de rotación de la Tierra, y de vez en cuando se agregan segundos intercalares para mantener UTC en fase con UT. De lo contrario, el mediodía (civil) sería eventualmente a la medianoche (astronómica). Por lo tanto, todavía confiamos en las observaciones astronómicas para mantener correcto el punto cero de nuestras escalas de tiempo.

Tiempo de efemérides:
Visualice la superficie plana en la que se encuentra la órbita de Júpiter. Podemos medir el momento en el que la Tierra cruza este plano, dos veces por órbita, y definir una unidad de tiempo efímero como el intervalo entre cruces sucesivos en la misma dirección (p. Ej. Rotura sucesiva del plano desde abajo o rotura sucesiva del plano desde arriba).

Tiempo atómico:
Considere el isótopo de cesio 133 Cs, que tiene una transición de estado fundamental entre dos niveles hiperfinos. Podemos medir la frecuencia de la radiación emitida durante esta transición, y el período de esta onda de radio sirve como unidad de tiempo atómico.

Tiempo nuclear:
Sabemos que 3 H se desintegrará beta en 3 He. Si el tritio se enfría a 10 K, el helio se difundirá hacia afuera a medida que se forma. Cuando la masa de la muestra de tritio cae a la mitad de su valor inicial, ha transcurrido una unidad de tiempo nuclear.

Hora de Pulsar:
Existen púlsares binarios que emiten señales con una periodicidad, resultado de la rotación de la estrella de neutrones, que varía en menos de una parte en diez mil millones por año.

Podemos medir el tiempo rastreando procesos inerciales (la tasa de rotación de la Tierra), fuerza gravitacional (patrones orbitales), procesos electromagnéticos o desintegración beta nuclear (fuerza débil) y desintegración alfa (fuerza fuerte). El tiempo universal y el efímero deberían estar relacionados, si la relatividad general es válida, ¿deberíamos asumir que el tiempo medido por todos estos procesos es equivalente?


تمرين:

A la medianoche del 4 de febrero de 1998, la hora sidérea local en San Andrés era las 8h45. San Andrés tiene una longitud de 2 y 48'O. ¿Cuál fue el ángulo horario local de Betelgeuse (R.A. = 5h55m) a la medianoche?

¿A qué hora estaba Betelgeuse en el meridiano de San Andrés?

¿A qué hora estaba Betelgeuse en el meridiano de Greenwich?

RA de Betelgeuse = 5h 55m A medianoche, LST = 8h 45m

Ángulo horario local = LST - RA

por lo que el ángulo horario local de Betelgeuse fue:

¿A qué hora estaba Betelgeuse en el meridiano de San Andrés?

En el meridiano, Ángulo horario local = 0, por lo que si Betelgeuse estaba en el meridiano de San Andrés,

LST en San Andrés = RA de Betelgeuse = 5h 55m. (Recuerde que LST = RA de las estrellas en el meridiano local).

Se nos dice que el LST fue a las 8h 45m a la medianoche. Pero a la medianoche, Betelgeuse estaba en el ángulo horario 2h50m, por lo que estaría en el meridiano 2h 50m antes de la medianoche, es decir, a las 21h 10m. Así que Betelgeuse estaba en el meridiano de San Andrés a las 21h 10m.

¿A qué hora estaba Betelgeuse en el meridiano de Greenwich?

St. Andrews está a 2 & deg48 'al oeste de Greenwich = 0h 11m (dividir por 15). Así que Betelgeuse estaba en el meridiano de Greenwich 11 minutos antes de llegar al meridiano de San Andrés. es decir . a las 20h59m.

Para una discusión más detallada del tiempo sidéreo y temas relacionados, consulte el Capítulo 2 de la Circular USNO No 179.



Comentarios:

  1. Branigan

    Ciertamente. Fue y conmigo.

  2. Muirfinn

    Absolutamente de acuerdo contigo. En esto es una buena idea, mantengo.

  3. Goshura

    Considero que no estás bien. Estoy seguro. Discutamos.

  4. Mazugami

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  5. Shak

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  6. Minkah

    Hay algo en eso, y es una buena idea. Estoy listo para apoyarte.



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