Astronomia

Qual é a sobrecarga de ascensão reta em Greenwich ao meio-dia de 21 de março

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Minha pergunta é vista no título: Qual é a sobrecarga de ascensão reta em Greenwich ao meio-dia de 21 de março

Estou um pouco confuso, pois a ascensão reta é definida pelo equinócio vernal e não entendo como isso está relacionado a Greenwich.


No equinócio vernal, o sol cruza o equador celestial e, por definição, tem um RA de 0h (na época atual). Ao meio-dia desse dia, o sol estará mais ou menos bem ao sul, e como a linha de zero RA forma um grande círculo, o RA "acima" também será zero.

O sol não terá exatamente zero RA, exceto no momento do equinócio, e também a duração do dia solar varia ao longo do ano, o que resulta na hora em que o sol está voltado para o sul não é exatamente 12 horas no horário .

Todos os itens acima são independentes de você estar ou não observando de Greenwich.


Coordenadas Terrestres

As linhas de latitude podem ser executadas ao norte e ao sul do Equador. Estes são uma série de pequenos círculos e são mostrados na esfera esquerda abaixo. Círculos pequenos são círculos desenhados em uma esfera menor que a esfera.

Latitude zero é o equador. O Pólo Norte está na latitude 90 graus Norte (escrito como 90 & # 176N). O Pólo Sul está a 90 graus Sul (90 & # 176S). Ao norte do Equador estão as linhas de latitude que vão de 0 & # 176 a 90 & # 176N. Ao sul estão as linhas de latitude que vão de 0 & # 176 a 90 & # 176S. Todas as linhas do Latitude são paralelas entre si.

Por razões que discutiremos mais tarde, existem quatro outras linhas especiais de latitude na Terra. Estes são nomes próprios e estão listados abaixo.

23,5 e # 176N Trópico de Câncer
66,5 e # 176N circulo Ártico
23,5 e # 176S Trópico de Capricórnio
66,5 e # 176S círculo Antártico

Essas quatro linhas de latitude dividem a Terra em zonas climáticas. A região entre os dois trópicos (23.5 & # 176N a 23.5 & # 176S) é conhecida como The Tropics. A região ao norte do Círculo Polar Ártico (66,5 & # 176N para o Pólo Norte em 90 & # 176N) e a região ao sul do Círculo Antártico (66,5 & # 176S para o Pólo Sul em 90 & # 176S) são chamadas de Regiões Polares. As áreas intermediárias (23,5 & # 176N a 66,5 & # 176N e 23,5 & # 176S a 66,5 & # 176S) são chamadas de zonas temperadas e costumam ser divididas em zona temperada norte e zona temperada sul. A maior parte da população da Terra vive nas zonas temperadas.

Longitude

Ao contrário da Latitude, que tem dois pontos fixos (os pólos) e um grande círculo fixo (o Equador), a Longitude não tem zero natural. Todas as linhas de longitude são idênticas. A linha zero da longitude é chamada Meridiano Zero ou Meridiano Principal. Sua posição deve ser decidida por acordo internacional.

O Meridiano Principal da Terra foi fixado por astrônomos e geógrafos para funcionar através do Observatório de Greenwich no sudeste de Londres, Inglaterra. Este observatório era o centro da cartografia (elaboração de mapas), cronometragem e observação estelar. O meridiano zero agora é normalmente chamado de Meridiano de Greenwich.

Longitude vai para o leste e oeste de Greenwich (0 & # 176 a 180 & # 176E e 0 & # 176 a 180 & # 176W). A linha 180 & # 176 de Longitude é chamada de Linha Internacional de Data. Ele passa principalmente pelo Oceano Pacífico.

Com essas duas coordenadas (Latitude e Longitude), podemos fixar sites com exclusividade na Terra. Cinco cidades selecionadas estão listadas abaixo.

Cidade País Latitude Longitude
LondresReino Unido 51,5 e # 176N
Buenos AiresArgentina 35,0 e # 176S58,5 e # 176W
ReykjavikIslândia 64,0 e # 176N22,0 e # 176W
CingapuraCingapura 1.0 e # 176N104 e # 176E
Los AngelesEstados Unidos da América 34,0 e # 176N118,5 e # 176W

Pela tabela acima, é fácil perceber que Cingapura é a cidade mais próxima do Equador das cinco. Reykjavik é o mais distante do Equador e, portanto, o mais próximo de um dos pólos. Buenos Aires e Los Angeles estão aproximadamente à mesma distância do Equador: um no hemisfério sul, o outro no norte.

Latitude e longitude são medidas em graus. Uma volta completa é 360 & # 176, meia volta é 180 & # 176 e um ângulo reto (quarto de volta) é 90 & # 176. Na Terra, um grau de latitude (ou longitude ao longo do equador) é igual a aproximadamente 111 km.

A Terra está dividida em fusos horários. 15 e # 176 é igual a 1 hora. O Meridiano de Greenwich é o zero para os fusos horários da Terra, novamente por acordo internacional.


Ascensão Reta e Declinação

Para identificar a posição de um objeto na esfera celeste, precisamos de um sistema de coordenadas que possa lidar com a posição de um objeto na esfera em um determinado momento a partir de um determinado local. Imagine que você está no Pólo Norte e, ao olhar diretamente para cima, verá a lua. Agora imagine outro observador parado no Equador, onde eles veriam a Lua? Certamente não estará lá em cima, mas no horizonte. Da mesma forma, a posição de um objeto parecerá mudar se um observador estiver na Europa e outro na América, no entanto, com o tempo, o objeto se moverá para a posição observada conforme a rotação da Terra.

Por essas razões, o sistema de coordenadas celestes é baseado no sistema de latitude e longitude usado na superfície da Terra. O sistema de coordenadas consiste em duas figuras, Ascensão certa (RA) e Declinação (Dez). Ascensão Reta é uma medida da posição de um objeto do Primeiro Ponto de Áries e pode ser considerada como a esfera celeste equivalente à longitude, enquanto a declinação é uma medida da position em relação ao equador celeste e é semelhante à latitude. O equador celestial é uma projeção do equador da Terra na esfera celestial.

No diagrama acima, a declinação é marcada nas linhas azuis e é análoga à latitude, pois mede a distância angular em graus do equador, de 0 & deg no equador a + 90 & deg no Pólo Norte e -90 & deg no Pólo Sul.


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Ascensão reta (RA) é como longitude. Ele localiza onde uma estrela está ao longo do equador celestial. O ponto zero de longitude foi escolhido para ser onde a linha reta do Observatório de Greenwich, na Inglaterra, encontra o equador. O ponto zero para a ascensão reta é o equinócio vernal. Para encontrar a ascensão correta de uma estrela, siga um círculo de horas "direto para baixo" da estrela ao equador celestial. O ângulo do equinócio primaveril para o leste até a base desse círculo horário é a ascensão reta da estrela.

Há uma peculiaridade na ascensão reta: a unidade usada para relatar o ângulo. As ascensões retas são sempre registradas em termos de horas, minutos e segundos. Uma hora de ascensão reta (1 h) é 15 & # 176. Como 24x15 & # 176 = 360 & # 176, há 24 horas de ascensão reta ao redor do equador celestial. A razão para essa estranheza é que a esfera celeste faz uma rotação completa (24 h de RA) em um dia (24 horas de tempo). Assim, a esfera celeste avança cerca de 1 h de RA em uma hora de tempo.


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Visualizando a Esfera Celestial

Para entender os movimentos da Lua, dos planetas, do Sol, das estrelas e de outros objetos no céu, precisaremos definir um sistema de coordenadas e ficar à vontade com alguns termos que descrevem várias posições. Vamos começar identificando as principais causas do movimento aparente de objetos no céu.

A seguir, vamos considerar as escalas de distância envolvidas. Quais são mais importantes?

Ao considerar os movimentos das estrelas, o distância entre duas posições na superfície da Terra, e o distância entre duas posições no caminho orbital da Terra, são insignificantes. Por que então as estrelas parecem diferentes no equador e nos pólos, ou do inverno ao verão? O ângulo do eixo de rotação da Terra, e o direção enquanto você se desloca ao redor da superfície curva da Terra, você vê vistas de diferentes partes do céu.

Imagine que você está no equador, olhando para o céu noturno acima de sua cabeça. Se você deslocar 10.000 quilômetros para o norte, você terminará no pólo norte. O diorama das estrelas acima terá mudado consideravelmente & ndash Polaris, a Estrela do Norte, costumava ficar no horizonte norte, mas agora está diretamente acima. Se, em vez disso, você deslocar 10.000 quilômetros Para um lado ou a outra ao longo de um plano plano passando sob seus pés, no entanto, você acabará observando o mesmo conjunto de estrelas acima. Qual é a diferença? Em ambos os casos, você se moveu 10.000 quilômetros. No primeiro caso, entretanto, você também girou seu ponto de vista em 90 graus, enquanto no segundo caso, você ainda está olhando na mesma direção. O linear mudança na posição de 10.000 quilômetros é irrelevante quando comparada à distância entre as estrelas (10.000 bilhões de quilômetros), mas o angular shift desempenha um grande papel na definição de sua visão.

Vamos agora considerar o movimento das estrelas e definir uma esfera celeste, uma esfera transparente com raio infinito que está centrada no centro da Terra. Como o poeta florentino Dante Alighieri com suas esferas cristalinas, colocamos, ou projetamos, os objetos celestes sobre esta esfera. A esfera é fixada no lugar, de modo que a Terra gira diariamente em um círculo completo a esfera celeste parece para girar uma vez por dia na direção oposta.

Estendemos o eixo de rotação da Terra muito acima do pólo norte e muito abaixo do pólo sul, e definimos os pontos em que ele cruza nossa esfera celestial como os pólos celestes norte e sul (NCP e SCP). Em seguida, definimos a parte da esfera celeste que se encontra no mesmo plano do nosso equador que o equador celestial (CE). Definimos coordenadas na superfície da Terra de acordo com as latitudes norte e sul (começando em zero no equador e subindo até 90 graus nos pólos) e longitudes leste e oeste da posição do Observatório Real em Greenwich, Inglaterra, variando em torno do Terra. Em nossa esfera celestial, usamos da mesma forma declinação (ângulos ao norte e ao sul do equador celestial) e ascensão reta (o ângulo ao redor do equador celestial, com o ponto zero correspondendo à constelação onde o Sol é encontrado ao meio-dia no primeiro dia de Primavera).

Na superfície da Terra, a pessoa sente-se como se estivesse em um plano gigante e plano que se estende em direção ao horizonte em todas as direções, com metade do céu (e a esfera celeste) aparecendo acima do horizonte e metade oculta abaixo. Se você traçar uma linha do centro da Terra através de seu corpo ereto e, em seguida, estendê-la para cima por todo o caminho até a esfera celestial, isso marcaria o zênite (o ponto diretamente acima de sua cabeça nos céus). Do outro lado da linha, escondido bem abaixo do horizonte, está o nadir (literalmente, o ponto mais baixo).

A figura mostrada acima identifica os marcos usados ​​durante a observação, tanto no quadro de referência de um observador (seu horizonte local, estendendo-se para o norte e sul, e leste e oeste, e o céu acima deles), e ao longo da esfera celeste que circunda o Terra. A linha vermelha indica o caminho do Sol através do céu ao longo de um dia no Equinócio da Primavera (21 de março, à esquerda), onde a Terra está inclinada nem para perto nem para longe do Sol, e três meses depois no Solstício de verão (21 de junho, à direita), onde o Pólo Norte da Terra é inclinado em 23 graus em direção ao Sol e o Sol, portanto, parece nascer e se pôr no norte, e passar por cima e culminar (transitar ou cruzar o meridiano do observador) mais alto no céu.

No pólo norte, o zênite se alinha com o pólo celeste norte e o equador celestial está no horizonte. Conforme você muda para o sul em direção ao equador, o que acontece com o céu? O zênite se inclina em direção ao equador celestial, conforme se eleva, e o pólo celeste norte desce em direção ao horizonte.

Se você estiver no pólo norte, poderá estender uma linha para cima até a esfera celestial até Polaris, a Estrela do Norte. Você pode traçar uma linha semelhante ao norte a partir de qualquer outro ponto no hemisfério norte. Você pode pensar que esta linha seria inclinada em relação à primeira linha, porque você deslocou seu ponto base diretamente abaixo da Estrela Polar. No entanto, lembre-se de que mudar sua posição de um lado da Terra para o outro é uma mudança de 0,000000001% da distância para a estrela mais próxima (0,00000000001% da distância para Polaris) & ndash uma diferença muito pequena para a matéria. Como a Terra é tão pequena em comparação com as distâncias das estrelas, todas as linhas que apontam para o norte de toda a superfície são essencialmente paralelas.

A Terra gira de oeste para leste em seu próprio eixo de rotação (ou anti-horário, quando visto de cima do pólo norte). Por causa disso, quando paramos na Terra e observamos as estrelas acima, percebemos que elas estão subindo no leste e se pondo no oeste, levando 24 horas para viajar uma vez ao redor da Terra inteira.

Nossa posição em relação ao eixo de rotação da Terra controla os movimentos aparentes das estrelas durante a noite. Se você estiver no pólo norte, todo o céu do norte parecerá girar em um grande círculo ao redor da Estrela do Norte acima de sua cabeça. (Isso ocorre porque você está girando em um círculo minúsculo na direção oposta.) Ao longo de uma noite, as estrelas nem se erguem nem se põem, a estrela em vista viaja em arcos (levando 24 horas para completar um círculo inteiro).

Se você estiver no equador, no entanto, agora está alinhado perpendicularmente ao eixo de rotação da Terra. Do seu ponto de vista, um fluxo constante de estrelas está subindo no leste, viajando pelo céu e se pondo no oeste horas mais tarde. A diferença se deve ao fato de que, em vez de ficar parado em um lugar girando, você agora está traçando um círculo gigante ao redor da Terra ao longo do equador. Em vez de olhar para cima ao longo do eixo de rotação em direção à Polaris, agora você está olhando para cima a 90 graus e encontrando o equador celestial acima.

Estrelas que se movem em um círculo que nunca cai abaixo do horizonte são chamadas circumpolar, e quanto mais perto você estiver dos pólos, mais deles você observará. Eles têm os maiores valores de declinação e aparecem mais próximos dos pólos celestes norte e sul da esfera celeste. Em contraste, as estrelas que se situam perto do equador celestial nascem no leste, transitam no céu e depois se põem no oeste. Se em um mês do ano eles jazem sobre a cabeça à meia-noite, então seis meses depois eles ficarão invisíveis atrás do Sol ao meio-dia.

Sua localização na Terra determina quanto do céu conterá estrelas circumpolares.


Resumo do planeta desta semana

Mercúrio (mais brilhante do que o normal em cerca de magnitude –0,7) está emergindo em uma bela aparição noturna na parte baixa do crepúsculo. Procure-a na parte baixa do oeste-sudoeste, cerca de 45 minutos após o pôr do sol.

Vênus (magnitude -3,9) é muito baixo no sudeste à medida que o amanhecer começa a brilhar. Procure-o cerca de 20 ou 30 minutos antes do nascer do sol.

Marte (cerca de magnitude +0,2, em Áries) brilha mais alto no sul no final do crepúsculo. Ainda é alto no sudoeste por volta das 20h00 ou 21h00.

Marte continua a desaparecer e diminuir na distância. Agora tem 9 segundos de arco de largura em um telescópio, talvez ainda grande o suficiente para mostrar algumas marcas de superfície em grande escala durante a visão estável. É giboso, 89% iluminado pelo sol do ponto de vista da Terra. (Para obter um mapa do lado de Marte voltado para você na data e hora em que você observar, você pode usar nosso Mars Profiler. O mapa lá é quadrado, então lembre-se de embrulhá-lo mentalmente no lado de um globo próximo às bordas do mapa tornar-se muito reduzido.)

Júpiter (magnitude -1,9) está finalmente desaparecendo de vista no brilho do pôr do sol. Veja a cena no topo desta página. Quanto mais cedo na semana você parecer, melhor será sua chance, e traga binóculos. Na sexta-feira, dia 15, Júpiter ainda está apenas 6 ° abaixo à direita de Mercúrio, mas a diferença entre eles aumenta 1 ° por dia.

Saturno é perdido de vista no brilho do Sol, no canto inferior direito de Júpiter.

Urano (magnitude 5,7, em Áries) é mais alta no sul logo após o anoitecer, apenas alguns graus ou mais de Marte, que voa para o leste. Eles estão mais próximos na conjunção, 1,5 ° de distância, no dia 20, ver 20 de janeiro acima. Marte estará a 2 ° de Urano do dia 18 ao dia 22.

Em binóculos, Urano é uma pequena "estrela" pontual. Mas com um diâmetro aparente de 3,6 segundos de arco, é uma bola minúscula e difusa em alta potência, mesmo em um telescópio pequeno com ótica nítida - durante feitiços de boa visão.

Netuno (magnitude 7,9, em Aquário) está ficando baixo no sudoeste logo após o anoitecer. Netuno tem 2,3 segundos de arco de largura. Gráficos de localização para Urano e Netuno.

Todas as descrições relacionadas ao seu horizonte - incluindo as palavras para cima, para baixo, direita e esquerda - são escritas para as latitudes médio-norte do mundo. As descrições que também dependem da longitude (principalmente as posições da Lua) são para a América do Norte.

O horário padrão do leste, EST, é o horário universal menos 5 horas. (A hora universal também é conhecida como hora UT, UTC, GMT ou Z.)

Quer se tornar um astrônomo melhor? Aprenda a navegar pelas constelações. Eles são a chave para localizar tudo mais tênue e profundo para caçar com binóculos ou um telescópio.

Este é um hobby da natureza ao ar livre. Para obter um guia de constelação fácil de usar cobrindo todo o céu noturno, use o grande mapa mensal no centro de cada edição de Sky & amp Telescope, a revista essencial da astronomia.

Depois de conseguir um telescópio, para fazer um bom uso, você precisará de um atlas do céu detalhado e em grande escala (conjunto de gráficos). O padrão básico é o Pocket Sky Atlas (na edição original ou na edição Jumbo), que mostra estrelas com magnitude 7,6.

O Pocket Sky Atlas plota 30.796 estrelas com magnitude 7,6, e centenas de galáxias telescópicas, aglomerados de estrelas e nebulosas entre eles. Aqui é mostrada a edição Jumbo, que está em capas rígidas e ampliada para facilitar a leitura ao ar livre à noite. Gráficos de amostra. Mais sobre as edições atuais.

O próximo é o maior e mais profundo Sky Atlas 2000.0, traçando estrelas com magnitude 8,5 quase três vezes mais. Os próximos, uma vez que você sabe o que fazer, são os ainda maiores Interestelar atlas (estrelas com magnitude 9,5) ou Uranometria 2000.0 (estrelas com magnitude 9,75). E certifique-se de ler como usar mapas celestes com um telescópio.

Você também vai querer um bom guia do céu profundo, como Sky Atlas 2000.0 Companion por Strong e Sinnott, ou o maior (e ilustrado) Guia do observador do Night Sky por Kepple e Sanner.

Um telescópio computadorizado pode substituir os gráficos? Não para iniciantes, eu não acho, e não em montagens e tripés que são menos do que mecanicamente de alta qualidade, o que significa que são pesados ​​e caros. E como Terence Dickinson e Alan Dyer dizem em seu Guia do astrônomo de quintal, "Uma apreciação completa do universo não pode vir sem desenvolver as habilidades para encontrar coisas no céu e entender como o céu funciona. Esse conhecimento vem apenas passando um tempo sob as estrelas com mapas estelares nas mãos."

Tour do céu de áudio. Sob o céu noturno com o seu
fones de ouvido no lugar, ouça o mensal de Kelly Beatty
tour de podcast dos céus acima. É grátis.

"Os perigos de não pensar com clareza são muito maiores agora do que nunca. Não é que haja algo novo em nossa maneira de pensar, é que o pensamento crédulo e confuso pode ser muito mais letal de maneiras que nunca foi antes."
- Carl Sagan, 1996


Pyephem - faz o cálculo da ascensão reta para a conta do sol para a Equação do Tempo

Estou tentando calcular o maior precisão lat lon para o ponto subsolar, em uma data e hora particular momento, como é razoavelmente possível usando pyephem, com a ajuda de alguma outra biblioteca (s), se necessário.

Contexto relevante: Quem já usou o piefem, já sabe que para certos cálculos é preciso ter certas configurar valores antes de calcular as posições corporais, esses valores incluindo a data e hora (época da observação), a localização do observadore, claro, o corpo que está sendo investigado. Soluções para o ponto subsolar através do uso de pyephem, que encontrei online, mostram a hora em utc como o tempo necessário para o pyephem configurar.

Lembrando da minha primeira exposição à astronomia e à navegação celestial, utc é uma variante de um dia médio, em comparação com um dia solar real, onde a duração de um dia solar real ao longo do ano varia devido a vários fatores da natureza da órbita da Terra. Como a duração de um dia solar real varia ao longo do ano, para certos tipos de cálculos astronômicos, isso requer o Equação do tempo para mapear com mais precisão as medições reais do dia solar para um sistema de dia 24 horas médio e fixo, como utc. Antes do advento de mecanismos de relógio de 'movimento de pêndulo' suficientemente precisos, e agora mecanismos de relógio controlados por cristal, desde quando os relógios de sol eram o relógio preciso, os relógios de sol mais sofisticados incluíam marcações para aplicar uma aproximação anual deste importante Equação do tempo, logo após ter sido observado e definitivamente documentado. Portanto, relevante para a minha pergunta, uma vez que utc é uma variante do dia médio, e não o verdadeiro dia solar, mas normalizado para 24 horas exatamente, há esta questão agora de como ou se piefem incorpora o Equação do tempo em suas soluções de ascensão correta para o sol. No momento, eu imagino o EoT é necessária para a precisão, pois tento visualizar a posição do sol contra o fundo das estrelas, visto da terra, conforme a terra gira em torno do sol, com variações historicamente observadas que são disponibilizadas e úteis e essenciais com o Equação do tempo.

Resumo então da minha pergunta:

Se não for necessário inserir explicitamente um EoT valor em piefem, porque não é relevante para calcular o ponto subsolar mais preciso, explique por quê. Se for relevante, como eu atualmente penso que é, por favor me diga se pyephem, em seu cálculo de acensão correta do sol (e outros corpos), como um corpo, de fato, aplica o Equação do tempo como apropriado. Faz isso transparentemente? Existe uma maneira de inserir um valor explícito para ele, se for conhecido, um EoT valor que pode ser mais preciso ou mais atualizado em comparação com o que pyephem está usando transparentemente?

Alguns resultados iniciais da pesquisa que formaram a questão: Ao fazer uma pesquisa em vários motores de busca, encontrei vários posts em fóruns de tópicos que dão o que parece uma resposta muito simples para encontrar o ponto subsolar. Encontrar a latitude parece ser a parte menos complicada da solução, sendo simplesmente a declinação computada. Encontrar a longitude é onde a questão surgiu em meu pensamento, e agora me pergunto se é aplicável para a declinação também, uma vez que usando a Tempo é essencial para o resultado mais preciso da declinação (lat) e da longitude do ponto subsolar. Eu sempre apliquei o EoT do Almanaque Náutico, quando eu estava envolvido com a navegação celestial.

Dois links, específicos para piefem, apresentam a mesma abordagem para a solução do ponto subsolar. Quando as perguntas foram feitas pela primeira vez, Brandon Rhodes rapidamente apresentou a fórmula de linha única usando o cálculo de pyephem da ascensão reta do sol. Ele era especificamente o código para o cálculo da longitude em um tom mais teórico, sem todos os detalhes contextuais pyephem. Liam Kennedy apresentou um contexto mais completo do código python, mostrando os detalhes adicionais do pyephem, para que se pudesse "copiar e colar" todo o bloco de código (precisando apenas adicionar o efem de importação e data e hora de importação) e modificá-lo conforme apropriado , que também achei uma revisão útil. O código vem desses links.

ponto subsolar:

Em nenhum lugar dessas duas postagens há uma menção ao Equação do tempo, e ainda uma variante de dia médio está sendo usado como um valor de entrada aqui

utc como uma variante de dia médio é EoT inconsciente, por sua definição de construção como um dia médio, o que normalmente torna um requisito ajustá-lo com o EoT para certa utilidade astronômica.

Para esclarecer ainda mais esse requisito, há muitas referências de navegação e astronômicas que entram em detalhes consideráveis ​​para discuti-lo. Mas vou me limitar a referir-me a algumas postagens do fórum, como as seguintes:

especificamente o post de grant hutchison 2007-mar-20, 16:33

nota: a calculadora NOAA, no momento em que este documento foi escrito, 19/12/2019, tem uma caixa de entrada onde se deve inserir o Equação do tempo em minutos. Essa página possui um link para uma calculadora mais atualizada.

A página mais atualizada também calcula e exibe o Equação do tempo, esclarecendo sua relevância. Agora, continuando a citar a postagem de Grant.

Primeiro, use a calculadora para derivar a Equação de Tempo e Declinação Solar para a data e hora de seu interesse, na localização latitude zero e longitude zero, sem deslocamento UTC.

O equinócio de março de 2007 foi às 00:08:30 UTC de 21 de março. Digite a hora e a data na calculadora e, com certeza, você descobrirá que a declinação solar é zero: o sol está sobre o equador naquele momento. Para qualquer outra data e hora, a declinação solar será convertida diretamente para a latitude do ponto subsolar.

Agora precisamos da longitude. Primeiro, calcule o verdadeiro tempo solar usando a figura da Equação do Tempo: é -7,42 minutos neste caso. Esse é o deslocamento entre a posição do sol médio e do sol real. Adicionar esse valor ao nosso horário UTC nos diz que o sol real é apenas 1,03 minutos após a meia-noite (8,5-7,42) no horário de interesse. Divida esse número por 60 * 24 (para obter a fração de um dia) e multiplique por 360 (para obter os graus): isso nos dá 0,2575 graus após a meia-noite. Portanto, o sol estará no meridiano do meio-dia a 180-0,2575 graus leste = 179,7425 E. Essa é a nossa longitude.

Combine os dois e o ponto subsolar será 0,0000N 179,7425E.

Podemos verificar se não misturei meus sinais de mais e menos digitando as coordenadas derivadas do ponto subsolar na calculadora solar (Lat 00:00:00, Lon -179: 44: 33), mantendo o deslocamento UTC em zero e a data e a hora do seu horário de interesse, 21 de março 00:08:30. Isso resulta com um azimute de zero e uma altitude de 89,98 graus, confirmando que temos o sol cruzando o meridiano a alguns centésimos de grau diretamente acima. Ufa. Funciona, mas é um pouco chato. Talvez alguém possa oferecer uma calculadora que faça mais por você.

E um post de acompanhamento dele datado de cerca de uma hora e meia depois.

Algumas notas para o acima, FWIW:

A diferença entre o tempo dinâmico e UTC este ano é de 65 segundos, portanto, trabalhando a partir do tempo dinâmico do solstício, obtemos o tempo UTC (para o segundo mais próximo) como 00:07:25 UTC, que se encaixa com o GORT mais próximo valor minuto, acima.

A razão pela qual GORT e eu chegamos a uma longitude subsolar diferente para o mesmo horário (00:07:00 UTC) é por causa dos incômodos -7,42 minutos na equação do tempo: embora essa hora seja depois da meia-noite em Greenwich, o sol real ainda faltam 42 segundos para cruzar a linha da meia-noite. Isso muda o ponto subsolar calculado do hemisfério oriental para o ocidental. 7,42 minutos é equivalente a 1,855 graus, que é exatamente a diferença entre minha longitude calculada de 179: 53: 42W e G O R T's de 178: 15: 00E.

Minha pergunta é, portanto, baseada nesta pesquisa e na minha experiência anterior com a navegação celestial. Eu imagino que seja tão vital quanto Equação do tempo pode ser o problema, seria incorporado no (s) cálculo (ões) de pyephem, uma vez que um dia médio é inserido na API de pyephem. Não vendo nenhum lugar nessas postagens de solução de snippet onde EoT deve ser especificado na API pyephem, suponho que seria implementado de forma interna e transparente? Não estou confortável com essa suposição, então postei esta pergunta. O esclarecimento beneficiaria a confiança dos usuários, especialmente novatos como eu.

Atualização 20/12/2019:

Suspeito que a resposta seja sim, pyephem é responsável pela EoT, mas não o chama assim? A forma como o ephem, libastro, leva em consideração algum outro efeito ou relacionamento provavelmente responde às minhas perguntas. Estou revisando:

Precisando lê-lo bem devagarinho, enquanto desenhava algumas fotos, e esperando por um livro de astronomia para poder atualizar muito extraviado educação sobre este assunto. Estou pensando que talvez o termo Equação do tempo só tem significado em um contexto estreito de reconciliar o dia solar com uma métrica de dia médio, como experimentado na terra, enquanto pyephem resolve em um contexto mais amplo e usa uma terminologia mais amplamente aplicável, da qual preciso ser reeducado, o que inclui efeitos resultantes como o Equação do tempo? Ou estou apenas exibindo minha ignorância? Até que eu possa escrever minha própria resposta com mais competência, contribua com comentários úteis ou respostas que possam orientar meu estudo.


Caminho do sol no céu

O sol não nasce exatamente no leste e se põe exatamente no oeste em todos os dias do ano. O ponto onde o sol nasce e se põe no horizonte muda dependendo do dia do ano, ou seja, onde a terra está em sua órbita ao redor do sol (ou, de forma equivalente, onde o sol está em sua eclíptica).

Fig. 12 e # 8211 Caminhos do sol em diferentes dias do ano

Existem dois movimentos do sol do ponto de vista do observador na Terra.
1) O movimento do sol ao longo da eclíptica (atravessando a eclíptica em um ano) devido ao revolução da terra ao redor do sol. (indicado em vermelho)
2) O aparente movimento de nascente e poente do sol no céu (atravessando o céu em um dia) devido ao rotação da terra em seu eixo. (indicado em amarelo e laranja)

Para uma pessoa no hemisfério norte,
Solstício de verão (21 de junho) & # 8211 No solstício de verão, o sol atinge sua declinação mais ao norte de +23,5 °.
O dia mais longo do ano é indicado pela maior seção da linha amarela restante acima do horizonte

Equinócio de outono (21 de março) & # 8211 No equinócio de outono, o sol tem uma declinação de 0 °, uma vez que a eclíptica cruza o equador celestial.
O dia e a noite sendo iguais são indicados por seções iguais da linha laranja que permanecem acima e abaixo do horizonte.

Solstício de inverno (21 de dezembro) & # 8211 No solstício de inverno, o sol atinge sua declinação mais ao sul de -23,5 °. O dia mais curto do ano é indicado pela seção menor da linha amarela que permanece acima do horizonte.

Spring Equinox (22 de setembro) & # 8211 Durante o equinócio da primavera, o sol tem uma declinação de 0 °, uma vez que a eclíptica cruza o equador celestial.
O dia e a noite sendo iguais são indicados por seções iguais da linha laranja que permanecem acima e abaixo do horizonte.


A base astronômica da cronometragem

O objetivo desta página é fornecer informações básicas sobre as diferentes maneiras pelas quais o tempo foi determinado desde a fundação do Observatório & rsquos em 1675. Ela cobre os princípios astronômicos básicos, juntamente com algumas das muitas definições de tempo que os cientistas usam. Também se refere aos instrumentos específicos que foram utilizados no Observatório Real, juntamente com alguns dos princípios de seu funcionamento.

Além do relógio de sol, os métodos para determinar a hora local a partir de observações do sol ou das estrelas são conhecidos desde os tempos antigos. Cronometristas são instrumentos que medem a passagem do tempo. They need to be adjusted so that they go at the correct rate and reset periodically to show the correct time. Until the introduction of the pendulum clock in the latter half of the seventeenth century, timekeepers were unable to keep time to better than about 15 minutes a day. By contrast, the first pendulum clocks were able to keep time to about 10 seconds a day. By the mid twentieth century, this had been improved by a factor of 10,000, with the best clocks being able to keep time to around a few seconds a year. Today&rsquos atomic clocks are capable of keeping time to better than one second in 1,400,000 years.

At Greenwich, time determinations were made from observations of the Sun until Edmond Halley obtained the Observatory&rsquos first transit telescope in 1721. After that date, all time determinations were made from observations of the stars.

Timekeeper Earth

When the Royal Observatory was founded at Greenwich in 1675, it was generally believed that the Earth was spinning at a steady rate (or in technical speak, isochronous). Our day is based on the length of time it takes for the Earth to spin around once on its axis. Historically this was measured either by reference to the position of the Sun, or by reference to the positions of the stars. Each day is divided in 24 hours, each hour into 60 minutes and each minute into 60 seconds.

The Observatory was established with the specific and practical purpose of &lsquorectifying the Tables of the Motions of the Heavens, and the places of the fixed Stars, so as to find out the so much desired Longitude of Places for perfecting the art of Navigation&rsquo. Since it was proposed to measure longitude differences by measuring time differences, it was important to establish at the outset if the Earth was indeed isochronous. To this end, Flamsteed set up the so-called Sirius Telescope in the Great Room (Octagon Room) of Flamsteed House. His observations confirmed not only the isochronal nature of the Earth, but also enabled him to determine how the length of the solar day varied with the seasons (more about this in the next section).

The development of new types of clock in the mid twentieth century led to the discovery of small variations in the rate at which the Earth is turning. The subsequent development of atomic clocks which were more accurate still, led to a fundamental change in the way that the second is defined. More about this later.

Different sorts of time

One of the oldest ways of finding the time is with a sundial. The further west you are, the later the Sun rises and the later it sets. When a sundial in Greenwich is showing 9.00 a.m., one to its west in Cardiff will show 8.47 a.m. The time indicated by a sundial is called the &lsquolocal apparent time&rsquo.

The local meridian is an imaginary line connecting the north and south poles which passes though the observer&rsquos position. The time when the Sun transits (crosses over) the local meridian is called the &lsquolocal noon&rsquo.

The interval between successive transits of the Sun is about four minutes longer than the interval between similar transits of other stars. This is because at the same time that the Earth is spinning on its axis, it is also orbiting the Sun, progressing about 1° around its orbit with each complete turn. Between one transit of the Sun and the next, the Earth therefore has to turn through an angle of about 361° rather than the 360° required for the other stars &ndash thereby accounting for the extra 4 minutes. Time measured by the stars is called sidereal time. Time measured by the Sun is called solar time.

In practice, the length of each day measured from one local noon to the next varies in a periodic manner throughout the year. The longest is about 51 seconds longer than the shortest. The difference arises partly as a result of the Earth&rsquos orbit being elliptical rather than circular and partly as a result of it being tilted on its axis. Each day measured by a clock has the same length and is equal to the average or mean length of a solar day. This is where the word &lsquomean&rsquo in &lsquomean time&rsquo comes from. When solar days are shorter than average, a clock will seem to loose time compared to a sundial. When they are longer, it will appear to gain.

Greenwich Mean Time (GMT) is the local Mean Time at Greenwich. Today it is reckoned from one midnight to the next, but until 1925 was also reckoned for astronomical purposes from one midday to the next (the astronomical day), giving an ambiguity to its meaning. Greenwich Mean Time is 13 minutes ahead of Cardiff Mean Time (the local mean time in Cardiff) and 10 minutes ahead of Bristol Mean Time. Until the coming of the railways, clocks in most towns and cities were set to show local mean time. In order to make their timetables less confusing, railway companies began introducing a single standard time across their networks. In mainland Britain, it was Greenwich Mean Time that was normally adopted. By 1855, 98% of the public clocks in Great Britain were set to show Greenwich Mean Time. Greenwich Mean Time became the legal Time of Great Britain in 1880. Nowadays, everybody within a country or time zone sets their clocks and watches to the same time for civil purposes.

Like solar days, sidereal days also very slighly in length from one day to the next. The variation in the length of the sidereal day was too small to be sensibly measured until the introduction of the Shortt free-pendulum Clocks in the 1920s which set a new standard in precison timekeeping. As a result, Astronomers began to refer to a new unit of time &ndash the mean sidereal day.

Determining time from the Sun by the Double Altitude Method (used at Greenwich from 1675&ndash1721)

The Octagon Room at the Royal Observatory in the 1670s. The Tompion clocks can be seen in the centre. The quadrant on the left is shown looking northwards. It could be wheeled from window to window and was probably the one used by Flamsteed for his equal altitude measurements. Engraving by Francis Place after Robert Thacker c.1676, republished in The Old Royal Observatory (HMSO, 1960)

Determining time from the stars with a transit instrument (used at the Observatory from 1721&ndash1955)

The Troughton 10-foot Transit Instrument. Drawn by J Farey and engraved by T Bradley. Plate 16 (adapted detail) from Pearson's An introduction to practical astronomy (London, 1829). Image courtesy of Robert B. Ariail Collection of Historical Astronomy, Irvin Department of Rare Books and Special Collections, University of South Carolina Libraries

The relative right ascensions of the 67 stars used as clock stars at Greenwich in 1851

During the Second World War, the Greenwich Time Service operated mainly from Abinger in Surrey. To allow for the fact that Abinger is to the west of Greenwich, all time determinations made there were adjusted to allow for its difference in longitude. Similar adjustments were made following the Observatory&rsquos move to Herstmonceux.

The list below details the various transit instruments used for time determination at the Observatory together with their date of use and the site on which they were operated:

    (Greenwich, 1721&ndash1750)
    (Greenwich, 1750&ndash1816)
    (Greenwich, 1816&ndash1850)
    (Greenwich, 1850&ndash1927)
    (1927&ndash1957)
    (Abinger, 1940s & 50s)
Aligning a transit instrument to the meridian

The Greenwich instruments like those in other observatories around the world, were aligned to the meridian by making observations of the circumpolar stars &ndash stars that never rise nor set.

These stars are always present in the sky and transit the meridian twice rather than once each day. When the telescope is correctly aligned, the measured interval between successive transits of any particular circumpolar star is constant.

If a good catalogue was to hand, the right ascensions of a high and a low star could be used instead. Once a transit telescope had been adjusted to the meridian, it was possible to create a mark on the horizon for use as a quick alignment check.

The standard way of checking the collimation (alignment of the optics) of a transit telescope prior to the introduction of collimators in the 19th century was to adjust the telescope to a distant point or mark on the horizon and then reverse it in its mountings. Other things being equal, if the optics were correctly aligned, the mark would still be seen in the centre of the field of view. Reversing the telescope was a time consuming and a potentially hazardous operation. Once a transit telescope had been initially collimated provided correctly placed meridian marks were available to both the north and the south, there was no further need to reverse the telescope unless, when aligned to one mark, it was out of alignment with the other. By then reversing the telescope, it was possible to determine if the problem was one of collimation or a shifting of one or other of the marks. A further way of checking the collimation independently of any mark (and one occasionally used by Maskelyne) was to reverse the telescope during the passage of Polaris.

There were a variety of factors relating to the setting up, use and maintenance of the marks at Greenwich which the Astronomers Royal had to consider and contend with. These included:

  • Local topography &ndash which affected the choice of locations, particularly to the south
  • Availability of suitable sites
  • Stability &ndash including subsidence or marks becoming loose
  • Accessibility &ndash especially if the mark was on the chimney or wall of a private building or some distance from Greenwich
  • Visibility &ndash which could be seriously impaired by moored boats on the Thames, trees and atmospheric pollution, to say nothing of the mists that rolled in over the Greenwich marshes
  • Errors emanating from the design or manufacture of the telescopes, or the observing procedures adopted.
Errors associated with Transit Instruments

The following discussion of the instrumental errors associated with Transit Instruments is taken from a lecture titled The Determination of Precise Time, which was given by the Astronomer Royal, Harold Spencer Jones in 1949:

&lsquoThe pivots rest in fixed bearings, adjusted so that the common axis of the pivots is as nearly as possible horizontal and pointing in an east-west direction. If the axis of the pivots were exactly horizontal and in the east-west direction and if the optical and mechanical axes of the telescope coincided, the axis of the telescope would be in the meridian plane, whatever direction the telescope was pointing to. This ideal condition is never achieved and there are always small errors of level, of azimuth, and of collimation. These adjustments are liable to continual change there are slow seasonal changes, associated with changes of temperature and possibly also with subsurface moisture there are also more rapid changes, which are correlated with changes of circumambient temperature and with the direction of the wind. To control these changes frequent observations of level, of azimuth, and of collimation are essential, which take up a disproportionate amount of the observing time. The error of collimation can, however, be eliminated if the telescope is reversed in its bearings in the middle of each transit, half the transit being observed before reversal and the other half after reversal. It is not possible to reverse large transit instruments sufficiently quickly and it has accordingly become customary to use small transit instruments, which can be rapidly reversed, for the determination of time as it is the brighter stars which are observed, a large aperture is not needed.

There are other factors which have also to be taken into consideration. The pivots will never be absolutely cylindrical their figures have to be determined with great accuracy and appropriate corrections made to the observations. Flexure of the axis can cause troublesome systematic errors. If the horizontal axis is not equally stiff in all directions, its flexure will vary according to the direction in which the telescope is pointed. If the two halves are not equally stiff, the telescope will be twisted from the meridian by a variable amount. Personal equations between different observers are somewhat troublesome, though they do not exceed a few hundredths of a second when the so-called impersonal micrometer is used. Before its introduction, the method of observing was for the observer to press a hand-tapper at the instant the star crossed each of a number of vertical spider wires in the focal plane of the telescope by so doing, he closed an electric circuit which sent a current to a recording chronograph, which recorded not only the signals from the telescope but also time signals, every second or alternate seconds, from the clock. The instants of the star crossing the wires could then be read off at leisure after the observations had been completed. With this method of observing, the times determined by different observers could differ by as much as half a second. The reason is easy to see one observer might wait until he saw the star actually bisected by the wire before he pressed the tapper, with the result that, because of the time required for the message to travel from his brain to his eye and to be converted into muscular action, his signal would inevitably be late another observer would, as it were, shoot the flying bird, gauging the rate of motion of the star so that his tap is made as nearly as possible at the instant at which the star is actually bisected. The personal equations can be determined by what are called personal equation machines the transit of an artificial star is observed, the times at which the star is at certain positions during the transit being compared with the observed times. Although an observer will unconsciously form a fixed habit in observing so that his personal equation remains substantially constant, small variations, depending upon the physical condition of the observer, do occur.

The method of observing now almost universally employed is to have a single movable wire in the micrometer eyepiece instead of a number of fixed wires. The wire can be traveled along by the observer, who adjusts its speed so as to keep the star continually bisected by the wire. As the wire moves along, contacts are automatically made in certain positions, sending signals which are recorded on the chronograph. In order to relieve the observer of some of the strain of maintaining a uniform motion of the wire, it is now common to drive the wire mechanically at the speed appropriate to the motion of the star, using an electric motor with some form of continuously variable gearing. With this method of observing, the personal equations of different observers are very small, usually not more than two or three hundredths of a second it is for this reason that this form of micrometer is called the &ldquoimpersonal&rdquo micrometer. Small though these residual personal equations are, they remain remarkably constant and can be determined by personal equation machines. They seem to arise from two causes: there is &ldquobisection error,&rdquo an observer systematically bisecting an image to the right or to the left of its center this error changes sign at the zenith with instruments in which the observer changes the direction in which he faces, according to whether he is observing a north or a south star there is also &ldquofollowing error,&rdquo an observer systematically setting the wire in front of or behind the center of a moving image. This error does not change sign at the zenith.

If the pivots are not exactly cylindrical, the telescope will be twisted out of the meridian by an amount varying with its position. The figures of the pivots must therefore be determined with great accuracy and appropriate corrections applied to the observed times of transit. The figures of the pivots must be determined at intervals, as they may change slowly in the course of use through wear. Other variable errors can be introduced through slight mechanical imperfections in the telescope if there is the slightest play in the eyepiece micrometer or in the objective, errors will be introduced which will vary with the position of the telescope.

When all the possible sources of error which can affect observations with a transit instrument are borne in mind, it is rather surprising that the observations are as accurate as they are. The probable error of a single time determination is usually about two-hundredths of a second.&rsquo

Determining time with a photographic zenith tube (used at Herstmonceux from 1955&ndash1984)

The Photographic Zenith Tube. From an RGO photo published in 1958. Image courtesy of Phillip Gething

Determining time with a Danjon Prismatic Astrolabe (used at Herstmonceux in 1962&ndash3)

The Danjon Prismatic Astrolabe is a highly specialist instrument developed in the 1950s by the French astronomer André-Louis Danjon as a replacement for the transit instrument which was considered to have reached its technological design limit. Danjon Astrolabe OPL. No. 9 was brought into service at the Royal Greenwich Observatory, Herstmonceux in July 1959, primarily to extend the study of its effectiveness in determining catalogue corrections which had been carried out elsewhere. It could however also be used for time determinations and between July 1962 and 1963, was used to provided data for the Greenwich Time and Latitude Service while the Photographic Zenith Tube was out of service for investigation and overhaul.

The International Meridian Conference of 1884 and the creation of Universal Time (UT)

Although latitude has always been measured from the Equator, there is no equivalent point from which to measure longitude. Over the years, it has been measured from many different places, including national observatories, the island of Hierro in the Canaries and St Paul&rsquos Cathedral in London &ndash each country having chosen for itself where to measure from.

The introduction of the Nautical Almanac in 1767 had required sailors to make use of astronomical time, where the day was reckoned from noon, beginning twelve hours after the start of the civil day. Until then, sailors had used the civil day along with the nautical day. The nautical day also began at noon, but started twelve hours earlier than the civil day. The potential for confusion because of the similarity between astronomical and nautical days was much reduced when on 11 October 1805 the British Admiralty issued an order to end the use of the nautical day. A similar change was made in America in 1848.

The start of the nineteenth saw calls for unification and the adoption of a single common meridian. But the problem was not one of geographical location alone it was also linked to the measurement of time. To rationalise one, would require the rationalisation of the other. After much preparation of the ground, an International Meridian conference took place in October 1884 in Washington DC. Attended by 41 delegates from 25 nations, if passed a total of seven resolutions:

    That it is the opinion of this Congress that it is desirable to adopt a single prime meridian for all nations, in place of the multiplicity of initial meridians which now exist.

The resolutions from the conference were only proposals &ndash it was up to the respective governments to show political will and implement them . and progress was slow . very slow. Resolution six was particularly problematic &ndash not because of the nautical day (which had been dealt with before and was easy to change), but because of the implications of changing the astronomical day. Changing it would take a great deal of coordination if confusion and misunderstandings were to be avoided as Samuel Franklin the man in charge of the Naval Observatory in the United States was soon to discover. The order he issued on 4 December 1884 for the changes to be introduced from 1 January had to be rapidly rescinded, following his failure to properly anticipate the practical implications of so sudden a change. William Christie his opposite number at Greenwich was rather more circumspect. He made only a symbolic gesture, which included altering the Observatory&rsquos public clock with its 24-hour dial. From 1 January 1885, instead of showing astronomical time as it had in the past, it was set to show civil time &ndash a change that involved moving the hour hand half way around the dial.

The end of the astronomical day was effectively sealed in 1918, when the Council of the Royal Astronomical Society reported in favour of change, recommending that Universal Time should be introduced into the Nautical Almanac with effect from 1 January 1925.

What the International Meridian Conference did not do was recommend a global system of time zones. Our system of time zones emerged largely by default as one by one different countries chose to adopt a standard time based not on their capital city or national observatory, but one that was generally a whole number of hours ahead or behind Universal Time.

Click here to read more about the build up to the International Meridian Confence and how its resolutions were enacted.

Redefining the second in the 1950s and 60s

Although long term and irregular variations in the speed of the Earth had been suspected from the eighteenth century onwards, it was not until the advent of better time keepers in the form of the Shortt free-pendulum clock together with the subsequent analysis of the observed motions of the Sun, Moon and planets which was published by Spencer Jones in 1939, that the necessity for a new astronomical timescale independent of the rotation of the Earth became evident.

Discussions about its introduction began in the late 1940s, with a new definition being adopted by the General Assembly of the International Astronomical Union (IAU) in Rome in 1952. Instead of being defined as 1/86,400 of a mean solar day as it had been the case in the past, the second was now defined as a fraction of a year. But because years, like days, also vary in length, the specific year of 1900 was chosen. Various names for the new timescale were considered including &lsquoNewtonian time&rsquo and &lsquouniform time&rsquo time but in the end, the name which ended up being adopted was &lsquoephemeris time&rsquo.

Following further discussion, it was deemed desirable to tweak the new definition of the second, and change the type of year referred to from the sidereal year (which is measured by reference to the stars) to the tropical year (which is measured with reference to the seasons and is around 6 minutes shorter). The change from sidereal year to tropical year was adopted by the IAU in 1955. In science speak the second was now defined as 1/31,556,925.975 of the tropical year for 1900.0. In 1956, this value was adjusted to 1/31,556,925.9747 of the tropical year for 1900 January 0 at12 hours ephemeris time. This definition was enshrined in the new system of International System of Units (SI) that formally came into being in 1960. As such, it became the definition used by everyone rather than just astronomers.

Although the new definition had the great advantage that the length of the second was no longer prone to vary slightly form one day to the next, it had the great disadvantage that it was rooted in the past and as a result was a very difficult standard with which to make comparisons.

Meanwhile, back at the National Physical Laboratory in Teddington in London, Louis Essen had developed a new type of clock that worked using microwave radiation and the properties of the caesium 133 atom. Referred to as atomic clock, it set a new standard in timekeeping proving more stable than the quartz clocks which had been developed in the 1930s and 40s. More importantly, it proved to be a more stable timekeeper than the Earth. Atomic time also had an important practical advantage over ephemeris time, in that it was easily obtainable for comparative purposes. As a result a new definition for the second was drawn up whose value was equal to the observationally determined value of the ephemeris second. The new definition was formally adopted as part of the SI system at the Thirteenth General Conference on Weights and Measures in October 1967. Since that date, the second has been defined as &lsquothe duration of 9,192,631,770 periods of the radiation corresponding to the transition between the two hyperfine levels of the ground state of the atom of caesium133&rsquo. Although the atomic timescale is now the norm, ephemeris time is still of importance to astronomers.

Our slowing Earth and the introduction of Coordinated Universal Time (UTC)

With the Earth gradually slowing, but the new atomic timescale not slowing with it, the position of the Sun in the sky was set to get more and more out of step with the time it represented. The idea of 12 noon gradually shifting into the morning and then into the night was not something that most people wanted to contemplate &ndash even if it was going to take tens of thousands of years to become significant.

The problem was solved in 1972, with the introduction of an adjusted atomic time scale, Coordinated Universal Time (UTC). The rotation of the Earth is monitored by various organisations around the world, the data having been coordinated since 1987 by the the International Earth Rotation Service (IERS) in Paris and then the International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS) after it was renamed in 2005. Every now and again, (historically at the end of either June or December with an announcement being made by the IERS roughly six months earlier), an extra second known as a leap second, is introduced to keep UTC within 0.9 seconds of GMT. Although UTC has no legal status in the UK, it is this rather than Greenwich Mean Time which is used in practice.

In recent years, there has been a push by some scientists to have UTC abolished as it is said to create difficulties, especially in computing. Click here to read more.

Satellite Laser Ranging

A Lageos satellite. Image courtesy of NASA

The satellites which are tracked, orbit the Earth at heights between 400 and 20,000 km. They fall into four main groups: geodetic, gravitational, altimetry and navigation. The Lageos satellites are an example of a geodetic satellite &ndash the name being an abridgement of Laser Geodynamic. They look like giant golf balls. They are made of aluminium-covered brass and are fitted with numerous retro-reflectors. They have a diameter of 60 cm, a mass of 411 Kg and are in highly stable and predictable orbits at an altitude of 5,900 Km.

The Royal Observatory first became involved with Satellite Laser Ranging in the early 1970s. A facility for Herstmonceux was approved by the Science Research Council&rsquos Astronomy, Space and Radio (ASR) Board in July 1978, with funding being approved by the Science Reserch Council (SRC) on 27 November 1979 and subsequently by the Department of Education and Science (to whom the SRC were answerable). By September 1980, the general design had been completed and most of the equipment ordered. The planning and preparatory work was carried out in collaboration with the University of Hull, which was responsible for the design assembly and testing of the laser, detection and timing subsystems

The facility was located in the by then redundant Solar Building. A 50-cm Cassegrain receiving telescope was installed on 3 July 1981 and the laser in April 1982. The first return signals were detected at the end of March 1983, with the system becoming fully operational by October the same year. A contribution towards the running costs was made by the Department of Trade and Industry (DTI), the Ministry of Defence (MoD) and Natural Environment Research Council (NERC).

A military radar on loan from RSRE Malvern was mounted on the roof of the control room to detect any aircraft that might fly into the laser beam, necessitating a temporary shutdown of the laser in order to prevent anyone looking into the beam and being blinded. An additional visual watch was kept for low flying aircraft and gliders.

The Satellite Laser Ranger facility at Herstmonceux in the 1980s. The dome on the left contains the radar equipment and that on the right the receiving telescope. Mounted on the left side of the receiving telescope is a smaller telescope through which the laser beam is emitted. Photo courtesy of Patrick Moore

The Ordnance Survey placed a trigonometric pillar (solar) near the building and linked it trigonometrically to the pillar (Herstmonceux) near the Isaac Newton Telescope dome so that the UK network could be linked accurately to the international network.

When the Observatory vacated the site at Herstmonceux in 1990, this one facility was retained, a small hut being built alongside to provide office accommodation to replace that lost in the West Block, which was sold with the Castle. When the RGO was shut down completely in 1998, the facility was taken over by NERC (Natural Environment Research Council). In April 2013, it became part of Earth Hazards and Observatories research theme under the management of the British Geological Survey (BGS). Its purpose remains much the same as before, the data it gathers being used together with that from other institutions to inform the decisions made by IERS on the introduction of the next leap second. Click here to read about the current facility and find out about the satellites being tracked today.

Further reading

Lectures and articles by the Astronomer Royal. Harold Spencer Jones

The Earth As A Clock, being the Halley Lecture delivered on 5th June 1939. Published by Oxford University Press, 1939

The Determination of Precise Time. Sixteenth Arthur lecture, given under the auspices of the Smithsonian Institution April 14, 1949

Royal Greenwich Observatory. August 15, 1949, Proc. R. Soc. Lond. UMA 198:141-169. Click here to download from the British Geological Survey website (pdf file)

Modern Methods of Timekeeping. Record of a discussion held at the Royal Astronomical Society on 21 March 1947. Amongst those taking part were the Astronomer Royal and Louis Essen. The Observatory, Vol. 67, p. 132-136 (1947)

Lectures given by Donald Sadler, Superintendent of HM Nautical Almanac.

Astronomical Measure of Time, being the Presidential Address of the Royal Astronomical Society given at the anniversary meeting on 9 February 1968. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, Vol. 9, p.281

Account in the Explanatory Supplement to the Astronomical Ephemeris and the American Ephemeris and Nautical Almanac, (HMSO London, 1961)

This volume, which was reprinted with amendments in 1972, 1974, and 1977, has a chapter on Systems of Time Measurement. Click here for a history of the volume and its later editions.

Except where indicated, all text and images are the copyright of Graham Dolan


The Sun Physical Data

The following shows the known values of the most important physical parameters of The Sun. Source: JPL Small-Body Database

Physical Parameter Value Relative to Earth
Diameter 1391684 km 109.2202
Mass 1989000 x 10 24 kg 333,043.6574
Density 1.41 gr/cm 3 0.2557
Velocidade de escape 618.02 km/s 55.2297
Sideral Rotation 587.2800 hours 24.5370
Absolute Magnitude -26.8


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