Трудные темы курса классической механики/Исходные положения: различия между версиями
Содержимое удалено Содержимое добавлено
→Синхронизация часов: Текст |
→Синхронизация часов: Правка |
||
Строка 126:
===Синхронизация часов===
Как неоднократно было замечено выше, разнобой в началах отсчёта местного времени, обусловленный удалённостью и конечной скоростью распространения информации крайне неудобен для единого и в высокой степени взаимосвязанного общества. Положение стало особенно нетерпимым в связи с развитием железнодорожного сообщения, когда потребовалось составлять расписания поездов с учётом необходимости указания для отправления и прибытия местного времени, одновременно различного для начальной и конечной станции поездки, в которых местные времена различаются.
Поэтому вполне естественной является мысль выбрать для начала отсчёта местного времени некоторую точку в пространстве, а для точки, удалённой на расстояние <math> \delta s </math> установить начало отсчёта её местного времени с поправкой <math> \delta t = t - t^\prime </math> таким образом, чтобы выполнялось условие <math> \delta t = \delta s /c </math>
Строка 132 ⟶ 134 :
Где <math>c</math> есть скорость передачи информации для выбранного способа её распространения , <math>t</math> есть момент начала отсчёта местного времени "здесь", а <math> t^\prime </math> есть момент начала отсчёта местного времени "там", то есть на удалении <math>\delta s</math> . При этом скорость должна определяться в той же самой системе координат, в которой измерено расстояние
В выполнении этого условия и заключается сущность вопроса о синхронизации часов. При этом надо особенно подчеркнуть, что время, упоминаемое здесь есть абсолютное время, знать начало которого не важно, поскольку в уравнении фигурирует разница во времени.
Для любого живого существа, существующего на земной поверхности естественным моментом начала отсчёта его местного времени обычно принимается восход Солнца над линией горизонта, то есть явление, связанное с вращением Земли вокруг своей оси. Понятно, что на шкале универсального времени моменты начала местного времени для разных точек земной поверхности будут непосредственно
▲Для любого живого существа, существующего на земной поверхности естественным моментом начала отсчёта его местного времени обычно принимается восход Солнца над линией горизонта, то есть явление, связанное с вращением Земли вокруг своей оси. Понятно, что на шкале универсального времени моменты начала местного времени для разных точек земной поверхности будут непосредственно определяться ''долготой'' <math>\lambda </math>места.
Однако и широта места также ,пусть косвенно, влияет на начальный момент отсчёта, что связано с годовой периодичностью повторения времён года, которое вызывает изменение длительности светлого времени суток.
Строка 150 ⟶ 151 :
Для пояснения использованных здесь терминов, воспользуемся перечислением свойств небесной сферы
Принимая скорость вращения Земли вокруг своей оси за постоянную, долготу места можно измерять и временем. При этом 1 час соответствует 15 градусам дуги.
Для ориентирования на небесной сфере принято использовать экваториальную систему координат, центром которой считается наблюдатель , через которого проходит ось вращения Земли , называемой осью мира.Плоскость, перпендикулярная оси мира и на которой стоит наблюдатель , пересекается с небесной сферой по большому кругу, называемом небесным экватором. В зависимости от широты места расположение наблюдателя отвесная линия для него будет составлять угол с осью мира, равный <math> \alpha = 90^o - \beta</math>,где <math>\beta</math> широта места наблюдателя. Тогда плоскость, в которой лежат ось мира и отвесная линия будет пересекаться с поверхностью сферы, а след пересечения в виде дуги будет меридианом наблюдателя.
Через небесное светило и центр сферы также можно провести прямую, а плоскость, проходящая через неё и ось мира, аналогично
проведёт на небесной сфере меридиан светила .Длина этой дуги, выраженная в угловой мере, в астрономии называется склонением светила.
Величину дуги небесного экватора между точками его пересечения с меридианами наблюдателя и светила модно выражать в градусах дуги.Но, принимая, что скорость вращения земли есть величины постоянная, то рассматриваемая система координат, будучи связана с Землёй, будет поворачиваться относительно системы неподвижных звёзд со скоростью 360 градусов дуги за 24 часа.Следовательно, длину рассматриваемой дуги можно описать на только в градусах дуги, но и в часовых углах <math>t</math>
Где один часовой угол равен 15 градусам дуги.А сама дуга будет не чем иным, как прямым восхождением, показывающим время, оставшееся до того момента, когда это светило кульминирует, то есть поднимется на максимальную высоту над горизонтом.
Естественно, что прямое восхождение зависит от его положения на альмукантарате , то есть дуге равной высоты, образованным плоскостью, параллельной плоскости небесного экватора и являющейся геометрическим местом точек с равной широтой.
Если же мы будем считать, что наблюдатель находится в историческом месте расположения Гринвичской обсерватории, и через него проходит нулевой меридиан, от которого отсчитывается долгота места, то рассматриваемая дуга станет одновременно выраженной в часовых углах поправкой на разницу времени наблюдателя в Гринвиче и наблюдателя, находящегося на широте <math>\lambda</math>, для которого в данный момент его местного времени кульминирует рассматриваемое светило.
Что касается определения положения светила на небесной сфере на шкале универсального времени то для этого,помимо определения поправки к времени по Гринвичу, надо знать и гринвичское время. Для этой цели используется вторая система сферических координат, отличающаяся от первой началом отсчёта дуги небесного экватора.
Что касается склонения, то оно определяется по дуге светила, как и в случае использования первой системы. В качестве опорной точки на небесной сфере используется точка пересечения небесного экватора с плоскостью эклиптики, то есть точка весеннего равноденствия,в которой Солнце находится, когда длительность дня в своём увеличении сравняется с длительностью ночи.
Эта точка находится в созвездии Овна. Но, благодаря, медленному во времени изменению положения Оси мира, точки пересечения небесного экватора с эклиптикой меняются и точка весеннего равноденствия со временем переходит в другое созвездие.
==Время и пространство ==
| |||