Sono felice di vivere in modo esemplare e semplice:
Come il sole - come un pendolo - come un calendario
M. Cvetaeva
Lezione 6/6
Argomento Fondamenti di misurazione del tempo.
Obbiettivo Considera il sistema di conteggio del tempo e la sua relazione con la longitudine geografica. Dare un'idea della cronologia e del calendario, determinando le coordinate geografiche (longitudine) dell'area in base alle osservazioni astrometriche.
Compiti
:
1. educativo: astrometria pratica su: 1) metodi astronomici, strumenti e unità di misura, conteggio e rilevamento del tempo, calendari e cronologia; 2) determinare le coordinate geografiche (longitudine) dell'area in base ai dati delle osservazioni astrometriche. Servizi del Sole e ora esatta. Applicazione dell'astronomia alla cartografia. A proposito di fenomeni cosmici: la rivoluzione della Terra attorno al Sole, la rivoluzione della Luna attorno alla Terra e la rotazione della Terra attorno al suo asse e le loro conseguenze - fenomeni celesti: alba, tramonto, movimento visibile giornaliero e annuale e culmine del luminari (Sole, Luna e stelle), cambio di fasi della Luna.
2. nutrire: la formazione di una visione scientifica del mondo e dell'educazione atea nel corso della conoscenza della storia della conoscenza umana, delle principali tipologie di calendari e sistemi cronologici; sfatare le superstizioni legate ai concetti di "anno bisestile" e alla traduzione delle date dei calendari giuliano e gregoriano; formazione del politecnico e del lavoro nella presentazione di materiale su strumenti per la misurazione e la memorizzazione del tempo (ore), calendari e sistemi cronologici, e sui metodi pratici per l'applicazione delle conoscenze astrometriche.
3. Educativo: la formazione delle competenze: risolvere i problemi per il calcolo dell'ora e delle date della cronologia e il trasferimento del tempo da un sistema di archiviazione e conto all'altro; svolgere esercizi sull'applicazione delle formule di base dell'astrometria pratica; utilizzare una mappa mobile del cielo stellato, libri di riferimento e il calendario astronomico per determinare la posizione e le condizioni di visibilità dei corpi celesti e del flusso fenomeni celesti; determinare le coordinate geografiche (longitudine) dell'area in base alle osservazioni astronomiche.
Sapere:
1° livello (standard)- sistemi di conteggio del tempo e unità di misura; il concetto di mezzogiorno, mezzanotte, giorno, il rapporto del tempo con la longitudine geografica; meridiano zero e tempo universale; orario di zona, locale, estivo e invernale; metodi di traduzione; la nostra resa dei conti, l'origine del nostro calendario.
2° livello- sistemi di conteggio del tempo e unità di misura; concetto di mezzogiorno, mezzanotte, giorno; collegamento del tempo con la longitudine geografica; meridiano zero e tempo universale; orario di zona, locale, estivo e invernale; metodi di traduzione; appuntamento del servizio orario esatto; il concetto di cronologia ed esempi; il concetto di calendario e le principali tipologie di calendari: lunare, lunisolare, solare (giuliano e gregoriano) e le basi della cronologia; il problema della creazione di un calendario permanente. Concetti base di astrometria pratica: i principi di determinazione del tempo e delle coordinate geografiche dell'area secondo osservazioni astronomiche. Cause dei fenomeni celesti quotidianamente osservati generati dalla rivoluzione della Luna attorno alla Terra (cambio di fasi della Luna, movimento apparente della Luna nella sfera celeste).
Essere in grado di:
1° livello (standard)- Trova l'ora del mondo, media, zona, locale, estate, inverno;
2° livello- Trova l'ora del mondo, media, zona, locale, estate, inverno; convertire le date dal vecchio al nuovo stile e viceversa. Risolvi i problemi per determinare le coordinate geografiche del luogo e del tempo di osservazione.
Attrezzatura: poster "Calendario", PKZN, pendolo e meridiana, metronomo, cronometro, orologio al quarzo Globo terrestre, tabelle: alcune applicazioni pratiche dell'astronomia. CD- "Red Shift 5.1" (Time-show, Storie sull'Universo = Tempo e stagioni). Modello della sfera celeste; mappa murale del cielo stellato, mappa dei fusi orari. Mappe e foto superficie terrestre. Tavola "La Terra nello spazio". Frammenti di pellicole"Movimento visibile dei corpi celesti"; "Sviluppo di idee sull'Universo"; "Come l'astronomia ha confutato le idee religiose sull'universo"
Comunicazione interdisciplinare: Coordinate geografiche, conteggio del tempo e metodi di orientamento, proiezione cartografica (geografia, classi 6-8)
Durante le lezioni
1. Ripetizione di quanto appreso(10 minuti).
ma) 3 persone su carte individuali.
1.
1. A quale altezza a Novosibirsk (φ= 55º) il Sole culmina il 21 settembre? [per la seconda settimana di ottobre, secondo il PKZN δ=-7º, quindi h=90 o -φ+δ=90 o -55º-7º=28º]
2. Dove diavolo non sono visibili le stelle dell'emisfero australe? [al Polo Nord]
3. Come navigare il terreno al sole? [Marzo, settembre - alba a est, tramonto a ovest, mezzogiorno a sud]
2.
1. altezza di mezzogiorno Il sole è 30º e la sua declinazione è 19º. Determinare la latitudine geografica del sito di osservazione.
2. Come sono i percorsi giornalieri delle stelle rispetto all'equatore celeste? [parallelo]
3. Come navigare nel terreno usando la stella polare? [direzione nord]
3.
1. Qual è la declinazione di una stella se culmina a Mosca (φ= 56 º
) ad un'altezza di 69º?
2. Come è l'asse del mondo rispetto all'asse terrestre, rispetto al piano dell'orizzonte? [parallelo, all'angolo della latitudine geografica del sito di osservazione]
3. Come determinare la latitudine geografica dell'area dalle osservazioni astronomiche? [misurare l'altezza angolare della stella polare]
B) 3 persone al consiglio.
1. Ricavare la formula per l'altezza del luminare.
2. Percorsi quotidiani dei luminari (stelle) a diverse latitudini.
3. Dimostrare che l'altezza del polo mondiale è uguale alla latitudine geografica.
in) Il resto da soli
.
1. Qual è l'altezza massima raggiunta da Vega (δ=38 o 47") nella Culla (φ=54 o 04")? [altezza massima al culmine superiore, h=90 o -φ+δ=90 o -54 o 04 "+38 o 47"=74 o 43"]
2. Selezionare qualsiasi stella luminosa in base al PCZN e annotarne le coordinate.
3. In quale costellazione si trova oggi il Sole e quali sono le sue coordinate? [per la seconda settimana di ottobre secondo il PCDP in cons. Vergine, δ=-7º, α=13 h 06 m]
d) in "Spostamento rosso 5.1"
Trova il sole:
Quali informazioni si possono ottenere sul Sole?
- quali sono le sue coordinate oggi e in quale costellazione si trova?
Come cambia la declinazione? [diminuisce]
- quale delle stelle con il proprio nome è la più vicina in distanza angolare al Sole e quali sono le sue coordinate?
- dimostrare che la Terra si sta attualmente muovendo in orbita avvicinandosi al Sole (dalla tabella della visibilità - il diametro angolare del Sole è in crescita)
2.
nuovo materiale
(20 minuti)
Bisogna pagare attenzione degli studenti:
1. La lunghezza del giorno e dell'anno dipende dal sistema di riferimento in cui viene considerato il moto della Terra (se è associato a stelle fisse, al Sole, ecc.). La scelta del sistema di riferimento si riflette nel nome dell'unità di tempo.
2. La durata delle unità di conteggio del tempo è correlata alle condizioni di visibilità (culminazioni) dei corpi celesti.
3. L'introduzione dello standard del tempo atomico nella scienza è stata dovuta alla non uniformità della rotazione terrestre, che è stata scoperta con una precisione crescente dell'orologio.
4. L'introduzione dell'ora solare è dovuta alla necessità di coordinare le attività economiche nel territorio delimitato dai confini dei fusi orari.
Sistemi di conteggio del tempo. Relazione con la longitudine geografica.
Migliaia di anni fa, le persone hanno notato che molte cose in natura si ripetono: il Sole sorge a est e tramonta a ovest, l'estate segue l'inverno e viceversa. Fu allora che sorsero le prime unità di tempo - giorno mese Anno
. Utilizzando i più semplici strumenti astronomici, si è scoperto che ci sono circa 360 giorni in un anno e in circa 30 giorni la sagoma della luna attraversa un ciclo da una luna piena all'altra. Pertanto, i saggi caldei adottarono come base il sistema numerico sessagesimale: il giorno era diviso in 12 notti e 12 giorni ore
, il cerchio è di 360 gradi. Ogni ora e ogni grado è stato diviso per 60 minuti
e ogni minuto - entro 60 secondi
.
Tuttavia, successive misurazioni più accurate hanno irrimediabilmente rovinato questa perfezione. Si è scoperto che la Terra compie una rivoluzione completa attorno al Sole in 365 giorni 5 ore 48 minuti e 46 secondi. La luna, invece, impiega dai 29,25 ai 29,85 giorni per aggirare la Terra.
Fenomeni periodici accompagnati dalla rotazione giornaliera della sfera celeste e dall'apparente movimento annuale del Sole lungo l'eclittica
sono alla base di vari sistemi di conteggio del tempo. Volta- la principale grandezza fisica che caratterizza il successivo mutamento dei fenomeni e degli stati della materia, la durata della loro esistenza.
Corto- giorno, ora, minuto, secondo
Lungo- anno, trimestre, mese, settimana.
1.
"stellare"il tempo associato al movimento delle stelle sulla sfera celeste. Misurato dall'angolo orario del punto dell'equinozio di primavera: S \u003d t ^; t \u003d S - a
2.
"solare"tempo associato: con il movimento apparente del centro del disco solare lungo l'eclittica (vero tempo solare) o il movimento del "Sole medio" - un punto immaginario che si muove uniformemente lungo l'equatore celeste nello stesso intervallo di tempo del vero Sole (tempo solare medio).
Con l'introduzione nel 1967 dello standard del tempo atomico e del sistema SI internazionale, il secondo atomico viene utilizzato in fisica.
Secondo- quantità fisica numericamente uguale a 9192631770 periodi di irraggiamento corrispondenti alla transizione tra livelli iperfini dello stato fondamentale dell'atomo di cesio-133.
Tutti i "tempi" di cui sopra sono coerenti tra loro da calcoli speciali. IN Vita di ogni giorno viene utilizzata l'ora solare media
. L'unità di base del tempo solare siderale, vero e medio è il giorno. Otteniamo siderale, solare medio e altri secondi dividendo il giorno corrispondente per 86400 (24 h, 60 m, 60 s). Il giorno è diventato la prima unità di misura del tempo oltre 50.000 anni fa. Giorno- il periodo di tempo durante il quale la Terra compie una rotazione completa attorno al proprio asse rispetto a qualsiasi punto di riferimento.
giornata siderale- il periodo di rotazione della Terra attorno al suo asse rispetto alle stelle fisse, è definito come l'intervallo di tempo tra due successivi climax superiori dell'equinozio di primavera.
vero giorno solare- il periodo di rotazione della Terra attorno al proprio asse rispetto al centro del disco solare, definito come l'intervallo di tempo tra due successive culminazioni omonime del centro del disco solare.
A causa del fatto che l'eclittica è inclinata rispetto all'equatore celeste con un angolo di 23 circa 26 "e la Terra ruota attorno al Sole in un'orbita ellittica (leggermente allungata), la velocità del movimento apparente del Sole nel celeste sfera e, quindi, la durata di un vero giorno solare cambierà costantemente durante tutto l'anno: il più veloce vicino agli equinozi (marzo, settembre), il più lento vicino ai solstizi (giugno, gennaio) Per semplificare i calcoli del tempo in astronomia, il viene introdotto il concetto di giorno solare medio: il periodo di rotazione della Terra attorno al suo asse rispetto al "Sole medio".
Giorno solare medio sono definiti come l'intervallo di tempo tra due culmine successivi omonimi del "sole medio". Sono 3 m 55.009 s più brevi di un giorno siderale.
24 h 00 m 00 s di tempo siderale sono pari a 23 h 56 m 4,09 s di tempo solare medio. Per la certezza dei calcoli teorici, è accettato effemeridi (tabella) secondo uguale al secondo solare medio del 0 gennaio 1900 alle ore 12 uguale all'ora corrente, non correlato alla rotazione della Terra.
Circa 35.000 anni fa, le persone notarono un cambiamento periodico nell'aspetto della luna: un cambiamento fasi lunari.Fase F corpo celeste (Luna, pianeti, ecc.) è determinato dal rapporto tra la larghezza maggiore della parte illuminata del disco D al suo diametro D: F=d/D. Linea terminatore separa le parti scure e chiare del disco del luminare. La luna si muove attorno alla terra nella stessa direzione in cui la terra ruota attorno al proprio asse: da ovest a est. L'esibizione di questo movimento è il movimento apparente della Luna sullo sfondo delle stelle verso la rotazione del cielo. Ogni giorno, la Luna si sposta a est di 13,5° rispetto alle stelle e compie un giro completo in 27,3 giorni. Così fu stabilita la seconda misura del tempo dopo il giorno - mese.
Mese lunare siderale (stella).- il periodo di tempo durante il quale la luna compie un giro completo intorno alla terra rispetto alle stelle fisse. Equivale a 27 g 07 h 43 m 11,47 s .
Mese lunare sinodico (calendario).- l'intervallo di tempo tra due fasi successive dello stesso nome (di solito noviluni) della luna. Equivale a 29 g 12 h 44 m 2,78 s . .jpg)
La totalità dei fenomeni del movimento visibile della Luna sullo sfondo delle stelle e il cambiamento delle fasi lunari consente di navigare la Luna a terra (Fig.). La luna appare come una stretta mezzaluna a ovest e scompare nei raggi dell'alba mattutina con la stessa stretta mezzaluna a est. Attacca mentalmente una linea retta a sinistra della falce di luna. Possiamo leggere nel cielo o la lettera "P" - "crescente", le "corna" del mese sono girate a sinistra - il mese è visibile a ovest; o la lettera "C" - "invecchiare", le "corna" del mese sono girate a destra - il mese è visibile ad est. Con la luna piena, la luna è visibile a sud a mezzanotte.
Come risultato delle osservazioni del cambiamento nella posizione del Sole sopra l'orizzonte per molti mesi, è sorta una terza misura del tempo: anno.
Anno- il periodo di tempo durante il quale la Terra compie un giro completo attorno al Sole rispetto a qualsiasi punto di riferimento (punto).
anno siderale- periodo siderale (stellare) della rivoluzione terrestre attorno al Sole, pari a 365.256320 ... giorni solari medi.
anno anomalo- l'intervallo di tempo tra due passaggi successivi del Sole medio attraverso il punto della sua orbita (solitamente il perielio) è pari a 365,259641 ... giorni solari medi.
anno tropicale- l'intervallo di tempo tra due passaggi successivi del Sole medio attraverso l'equinozio di primavera, pari a 365,2422... giorni solari medi o 365 d 05 h 48 m 46,1 s.
Tempo universale definito come tempo solare medio locale al meridiano zero (Greenwich) ( Quella, UT- Tempo universale). Poiché nella vita di tutti i giorni non è possibile utilizzare l'ora locale (poiché è una a Kolybelka e un'altra a Novosibirsk (diversa λ
)), motivo per cui è stato approvato dalla Conferenza su suggerimento di un ingegnere ferroviario canadese Sanford Fleming(8 febbraio 1879
parlando al Canadian Institute di Toronto) tempo standard, dividendo il globo in 24 fusi orari (360:24 = 15 o, 7,5 o dal meridiano centrale). Il fuso orario zero si trova simmetricamente rispetto al meridiano zero (Greenwich). Le cinture sono numerate da 0 a 23 da ovest a est. I confini reali delle cinture sono allineati con i confini amministrativi di distretti, regioni o stati. I meridiani centrali dei fusi orari distano esattamente 15 o (1 ora), quindi quando ci si sposta da un fuso orario all'altro, l'ora cambia di un numero intero di ore e il numero di minuti e secondi non cambia. Nuovo giorno di calendario (e Nuovo anno) iniziare a linee di data(linea di demarcazione), passando principalmente lungo il meridiano di 180° di longitudine est vicino al confine nord-orientale Federazione Russa. A ovest della linea della data, il giorno del mese è sempre uno in più rispetto a quello ad est. Quando si attraversa questa linea da ovest a est, il numero del calendario diminuisce di uno e quando si attraversa la linea da est a ovest, il numero del calendario aumenta di uno, il che elimina l'errore nel contare il tempo quando si viaggia per il mondo e si spostano le persone dal Dall'est all'emisfero occidentale della Terra.
Pertanto, l'International Meridian Conference (1884, Washington, USA) in connessione con lo sviluppo del telegrafo e trasporto ferroviario viene inserito:
- l'inizio della giornata da mezzanotte, e non da mezzogiorno, come era.
- il meridiano iniziale (zero) di Greenwich (Osservatorio di Greenwich vicino a Londra, fondato da J. Flamsteed nel 1675, attraverso l'asse del telescopio dell'osservatorio).
- sistema di conteggio tempo standard
L'ora solare è determinata dalla formula: T n = T 0 + n
, dove T 0
- tempo universale; n- numero di fuso orario.
Ora legale- ora solare, modificata in numero intero di ore con decreto governativo. Per la Russia, è uguale alla cintura, più 1 ora.
Ora di Mosca- ora legale del secondo fuso orario (più 1 ora): Tm \u003d T 0 + 3
(ore).
Estate- ora solare standard, che viene modificata di un'ora aggiuntiva più 1 ora per decreto governativo per il periodo dell'ora legale al fine di risparmiare risorse energetiche. Seguendo l'esempio dell'Inghilterra, che ha introdotto per la prima volta l'ora legale nel 1908, ora 120 paesi del mondo, inclusa la Federazione Russa, passano ogni anno all'ora legale.
Fusi orari del mondo e della Russia
Successivamente, gli studenti dovrebbero essere brevemente introdotti ai metodi astronomici per determinare le coordinate geografiche (longitudine) dell'area. A causa della rotazione terrestre, la differenza tra mezzogiorno e l'ora del culmine ( climax. Cos'è questo fenomeno?) di stelle con coordinate equatoriali note in 2 punti è uguale alla differenza nelle longitudini geografiche dei punti, che consente di determinare la longitudine di un dato punto dalle osservazioni astronomiche del Sole e di altri luminari e , al contrario, l'ora locale in qualsiasi punto con una longitudine nota.
Ad esempio: uno di voi è a Novosibirsk, il secondo a Omsk (Mosca). Chi di voi osserverà prima il culmine superiore del centro del Sole? E perché? (nota, significa che il tuo orologio è sull'ora di Novosibirsk). Produzione- a seconda della posizione sulla Terra (meridiano - longitudine geografica), il climax di qualsiasi luminare viene osservato in tempi diversi, ovvero il tempo è correlato alla longitudine geografica
o T=UT+λ, e sarà la differenza di tempo per due punti situati su meridiani diversi T 1 -T 2 \u003d λ 1 - λ 2.Longitudine geografica (λ
) dell'area è misurata ad est del meridiano "zero" (Greenwich) ed è numericamente uguale all'intervallo di tempo tra le culminazioni dello stesso nome dello stesso luminare sul meridiano di Greenwich ( UT) e nel punto di osservazione ( T). Espresso in gradi o ore, minuti e secondi. Determinare
longitudine geografica dell'area, è necessario determinare il momento di climax di qualsiasi luminare (solitamente il Sole) con coordinate equatoriali note. Traducendo con l'ausilio di apposite tabelle o calcolatrice il tempo delle osservazioni dalla media solare alla stellare e conoscendo dal libro di consultazione l'ora del culmine di questo luminare sul meridiano di Greenwich, possiamo facilmente determinare la longitudine dell'area . L'unica difficoltà nei calcoli è l'esatta conversione delle unità di tempo da un sistema all'altro. Il momento del culmine non può essere "custodito": basta determinare l'altezza (distanza zenitale) del luminare in un qualsiasi punto preciso nel tempo, ma poi i calcoli saranno piuttosto complicati.
Gli orologi sono usati per misurare il tempo. Dal più semplice, usato nell'antichità, è gnomone
- un palo verticale al centro di una piattaforma orizzontale con divisioni, poi sabbia, acqua (clepsydra) e fuoco, fino a meccanica, elettronica e atomica. Uno standard temporale atomico (ottico) ancora più accurato è stato creato in URSS nel 1978. Si verifica un errore di 1 secondo ogni 10.000.000 di anni!
Sistema di cronometraggio nel nostro paese
1) Dal 1 luglio 1919 viene introdotto tempo standard(Decreto del Consiglio dei Commissari del Popolo della RSFSR dell'8 febbraio 1919)
2) Nel 1930 viene istituito Mosca (maternità)
l'ora del 2° fuso orario in cui si trova Mosca, spostandosi di un'ora avanti rispetto all'ora solare (+3 sull'Universale o +2 sull'Europa centrale) in modo da offrire una parte più luminosa della giornata durante il giorno ( decreto del Consiglio dei commissari del popolo dell'URSS del 16/06/1930). La distribuzione del fuso orario dei bordi e delle regioni cambia in modo significativo. Annullata nel febbraio 1991 e restaurata nuovamente dal gennaio 1992.
3) Lo stesso decreto del 1930 abolisce il passaggio all'ora legale, in vigore dal 1917 (20 aprile e ritorno il 20 settembre).
4) Nel 1981 riprende nel Paese il passaggio all'ora legale. Decreto del Consiglio dei ministri dell'URSS del 24 ottobre 1980 "Sulla procedura per il calcolo del tempo sul territorio dell'URSS" viene introdotta l'ora legale
trasferendo le lancette dell'orologio a 0 ore il 1 aprile un'ora avanti e il 1 ottobre un'ora fa dal 1981. (Nel 1981, l'ora legale è stata introdotta nella stragrande maggioranza dei paesi sviluppati - 70, ad eccezione del Giappone). In futuro, in URSS, la traduzione iniziò la domenica più vicina a queste date. La delibera ha apportato alcune modifiche significative e approvato un nuovo elenco di territori amministrativi assegnati ai corrispondenti fusi orari.
5) Nel 1992, con Decreti del Presidente, annullati nel febbraio 1991, è stata ripristinata l'ora di maternità (Mosca) dal 19 gennaio 1992, mantenendo il trasferimento all'ora legale dell'ultima domenica di marzo alle ore 2 del mattino un'ora prima, e all'ora invernale l'ultima domenica di settembre alle 3 un'ora della notte un'ora fa.
6) Nel 1996, con decreto del governo della Federazione Russa n. 511 del 23 aprile 1996, l'ora legale è prorogata di un mese e termina l'ultima domenica di ottobre. Nella Siberia occidentale, le regioni che in precedenza erano nella zona MSK + 4 sono passate all'ora MSK + 3, unendosi all'ora di Omsk: regione di Novosibirsk il 23 maggio 1993 alle 00:00, territorio di Altai e Repubblica di Altai il 28 maggio 1995 alle 4:00, regione di Tomsk, 1 maggio 2002 alle 03:00, regione di Kemerovo, 28 marzo 2010 alle 02:00. ( differenza con tempo universale GMT rimane 6 ore).
7) Dal 28 marzo 2010, durante il passaggio all'ora legale, il territorio della Russia ha iniziato a trovarsi in 9 fusi orari (dal 2 all'11 compreso, ad eccezione del 4° - regione di Samara e Udmurtia il 28 marzo , 2010 alle 2 del mattino sono passati all'ora di Mosca) con la stessa ora all'interno di ogni fuso orario. I confini dei fusi orari passano lungo i confini dei sudditi della Federazione Russa, ogni soggetto è incluso in una zona, ad eccezione della Yakutia, che è inclusa in 3 zone (MSK + 6, MSK + 7, MSK + 8) , e la regione di Sakhalin, che è inclusa in 2 zone ( MSK+7 a Sakhalin e MSK+8 alle Isole Curili).
Quindi per il nostro Paese nel periodo invernale T= UT+n+1 h , ma nel periodo estivo T= UT+n+2 h
Puoi offrirti di svolgere un lavoro di laboratorio (pratico) a casa: Lavoro di laboratorio"Determinazione delle coordinate del terreno dalle osservazioni del Sole"
Attrezzatura: gnomone; gesso (pioli); "Calendario astronomico", quaderno, matita.
Ordine di lavoro:
1. Determinazione della linea di mezzogiorno (direzione del meridiano).
Con il movimento quotidiano del Sole attraverso il cielo, l'ombra dello gnomone cambia gradualmente direzione e lunghezza. A mezzogiorno vero, ha la lunghezza più piccola e mostra la direzione della linea di mezzogiorno, la proiezione del meridiano celeste sul piano dell'orizzonte matematico. Per determinare la linea di mezzogiorno, è necessario nelle ore mattutine segnare il punto in cui cade l'ombra dello gnomone e tracciare un cerchio attraverso di essa, prendendo lo gnomone come centro. Quindi dovresti aspettare che l'ombra dello gnomone tocchi la linea del cerchio per la seconda volta. L'arco risultante è diviso in due parti. La linea che passa per lo gnomone e il centro dell'arco di mezzogiorno sarà la linea di mezzogiorno.
2. Determinare la latitudine e la longitudine dell'area dalle osservazioni del Sole.
Le osservazioni iniziano poco prima del momento del mezzogiorno vero, il cui inizio è fissato nel momento dell'esatta coincidenza dell'ombra dello gnomone e della linea del mezzogiorno secondo orologi ben calibrati che corrono secondo l'ora solare. Allo stesso tempo, viene misurata la lunghezza dell'ombra dello gnomone. Per la lunghezza dell'ombra l a mezzogiorno vero al momento del suo verificarsi T d in base all'ora solare, mediante semplici calcoli, determinare le coordinate dell'area. In precedenza dalla relazione tg h ¤ \u003d N / l, dove h- altezza dello gnomone, trova l'altezza dello gnomone a mezzogiorno vero h ¤ .
La latitudine dell'area è calcolata dalla formula φ=90-h ¤ +d ¤, dove d ¤ è la declinazione solare. Per determinare la longitudine dell'area, utilizzare la formula λ=12h+n+Δ-D, dove n- numero del fuso orario, h - equazione del tempo per un dato giorno (determinato secondo i dati del "Calendario astronomico"). Per l'orario invernale D = n+1; per l'ora legale D = n + 2.
| "Planetario" 410.05 mb | La risorsa consente di installarla sul computer di un insegnante o di uno studente versione completa complesso didattico e metodico innovativo "Planetarium". "Planetarium" - una selezione di articoli tematici - sono destinati all'uso da parte di insegnanti e studenti nelle lezioni di fisica, astronomia o scienze naturali nelle classi 10-11. Quando si installa il complesso, si consiglia di utilizzare solo Lettere inglesi nei nomi delle cartelle. | ||
| Materiali dimostrativi 13,08 mb | La risorsa è un materiale dimostrativo dell'innovativo complesso didattico e metodologico "Planetarium". | ||
| Planetario 2,67 mb Orologio 154,3 kb Ora solare 374,3 kb Mappa dell'ora mondiale 175,3 kb |
Tempo esatto
Per misurare brevi periodi di tempo in astronomia, l'unità di base è la durata media di un giorno solare, ad es. l'intervallo di tempo medio tra due culminazioni superiori (o inferiori) del centro del Sole. Il valore medio deve essere utilizzato perché la durata del giorno solare varia leggermente durante l'anno. Ciò è dovuto al fatto che la Terra ruota attorno al Sole non in un cerchio, ma in un'ellisse e la velocità del suo movimento cambia leggermente. Ciò provoca piccole irregolarità nel movimento apparente del Sole lungo l'eclittica durante l'anno.
Il momento del culmine superiore del centro del Sole, come abbiamo già detto, è chiamato vero mezzogiorno. Ma per controllare l'orologio, per determinare l'ora esatta, non è necessario segnare su di essi il momento esatto del culmine del Sole. È più conveniente e preciso segnare i momenti del climax delle stelle, poiché la differenza tra i momenti del climax di qualsiasi stella e il Sole è nota con precisione per qualsiasi momento. Pertanto, per determinare l'ora esatta con l'aiuto di speciali strumenti ottici, vengono annotati i momenti dei momenti culminanti delle stelle e da loro viene controllata la correttezza dell'orologio che "memorizza" l'ora. Il tempo così determinato sarebbe assolutamente preciso se la rotazione osservata del firmamento avvenisse con una costante costante velocità angolare. Tuttavia, si è scoperto che la velocità di rotazione della Terra attorno al suo asse, e quindi l'apparente rotazione della sfera celeste, subisce piccolissime variazioni nel tempo. Pertanto, per "memorizzare" l'ora esatta, vengono ora utilizzati speciali orologi atomici, il cui corso è controllato da processi oscillatori negli atomi che si verificano a frequenza costante. Gli orologi dei singoli osservatori vengono confrontati con i segnali temporali atomici. Il confronto del tempo determinato dagli orologi atomici e dal moto apparente delle stelle permette di studiare le irregolarità nella rotazione della Terra.
La determinazione dell'ora esatta, la sua memorizzazione e trasmissione via radio all'intera popolazione è compito del servizio dell'ora esatta, che esiste in molti paesi.
I segnali dell'ora radio vengono ricevuti dai navigatori della flotta marittima e aerea, molte organizzazioni scientifiche e industriali che hanno bisogno di conoscere l'ora esatta. Conoscere l'ora esatta è necessaria, in particolare, per determinare le longitudini geografiche di diversi punti della superficie terrestre.
Conto del tempo. Definizione di longitudine geografica. Calendario
Dal corso della geografia fisica dell'URSS, conosci i concetti di tempo locale, zonale e di maternità, e anche che la differenza nelle longitudini geografiche di due punti è determinata dalla differenza nell'ora locale di questi punti. Questo problema viene risolto con metodi astronomici utilizzando l'osservazione delle stelle. Sulla base della determinazione delle coordinate esatte dei singoli punti, viene mappata la superficie terrestre.
Sin dai tempi antichi, le persone hanno utilizzato la durata del mese lunare o dell'anno solare per calcolare lunghi periodi di tempo, ad es. la durata della rivoluzione del sole lungo l'eclittica. L'anno determina la frequenza dei cambi stagionali. Un anno solare dura 365 giorni solari 5 ore 48 minuti 46 secondi. È praticamente incommensurabile con i giorni e con la lunghezza del mese lunare, il periodo del cambio delle fasi lunari (circa 29,5 giorni). Ciò rende difficile creare un calendario semplice e conveniente. Nel corso dei secoli della storia umana, sono stati creati e utilizzati molti diversi sistemi di calendario. Ma tutti possono essere suddivisi in tre tipi: solare, lunare e lunisolare. I popoli pastorali meridionali di solito usavano i mesi lunari. Un anno composto da 12 mesi lunari conteneva 355 giorni solari. Per coordinare il calcolo del tempo secondo la Luna e secondo il Sole, era necessario stabilire 12 o 13 mesi in un anno e inserire giorni aggiuntivi nell'anno. Il calendario solare, usato nell'antico Egitto, era più semplice e conveniente. Attualmente, nella maggior parte dei paesi del mondo, viene adottato anche un calendario solare, ma un dispositivo più avanzato, chiamato gregoriano, di cui parleremo di seguito.
Quando si compila il calendario, si deve tenere conto del fatto che la durata dell'anno solare dovrebbe essere il più vicino possibile alla durata della rivoluzione del Sole lungo l'eclittica e che l'anno solare dovrebbe contenere un numero intero di giorni solari, poiché è scomodo iniziare l'anno in momenti diversi della giornata.
Queste condizioni furono soddisfatte dal calendario elaborato dall'astronomo alessandrino Sosigene e introdotto nel 46 a.C. a Roma da Giulio Cesare. Successivamente, come sapete, dal corso di geografia fisica, fu chiamato giuliano o vecchio stile. In questo calendario, gli anni vengono contati tre volte di seguito per 365 giorni e sono chiamati semplici, l'anno successivo è di 366 giorni. Si chiama anno bisestile. Gli anni bisestili nel calendario giuliano sono quegli anni i cui numeri sono equamente divisibili per 4.
La durata media dell'anno secondo questo calendario è di 365 giorni 6 ore, cioè è circa 11 minuti più lungo di quello vero. Per questo motivo, il vecchio stile è rimasto indietro flusso reale tempo di circa 3 giorni ogni 400 anni.
Nel calendario gregoriano (nuovo stile), introdotto in URSS nel 1918 e ancor prima adottato nella maggior parte dei paesi, gli anni terminano con due zeri, ad eccezione del 1600, 2000, 2400, ecc. (cioè quelli il cui numero di centinaia è divisibile per 4 senza resto) non sono considerati anni bisestili. Questo corregge l'errore di 3 giorni, accumulando oltre 400 anni. Pertanto, la durata media dell'anno nel nuovo stile è molto vicina al periodo di rivoluzione della Terra attorno al Sole.
Entro il 20° secolo la differenza tra il nuovo stile e il vecchio (Julian) ha raggiunto i 13 giorni. Poiché il nuovo stile è stato introdotto nel nostro paese solo nel 1918, la Rivoluzione d'Ottobre, avvenuta nel 1917 il 25 ottobre (secondo il vecchio stile), si celebra il 7 novembre (secondo il nuovo stile).
La differenza tra il vecchio e il nuovo stile dei 13 giorni continuerà nel 21° secolo e nel 22° secolo. aumenterà a 14 giorni.
Il nuovo stile, ovviamente, non è completamente accurato, ma solo dopo 3300 anni si accumulerà un errore di 1 giorno.
1.2. Misurare il tempo in astronomia
1.2.1. Disposizioni generali
Uno dei compiti dell'astronomia geodetica, dell'astrometria e della geodesia spaziale è determinare le coordinate dei corpi celesti in un dato momento. La costruzione di scale temporali astronomiche è effettuata dai servizi orari nazionali e dall'International Time Bureau.
Si basano su tutti i metodi noti per la costruzione di scale temporali continue processi batch, Per esempio:
- rotazione della Terra attorno al proprio asse;
- l'orbita terrestre attorno al Sole;
- la rivoluzione della Luna attorno alla Terra in orbita;
- oscillazione del pendolo sotto l'azione della gravità;
- vibrazioni elastiche di un cristallo di quarzo sotto l'azione della corrente alternata;
- vibrazioni elettromagnetiche di molecole e atomi;
- decadimento radioattivo dei nuclei atomici e altri processi.
Il sistema orario può essere impostato con i seguenti parametri:
1) meccanismo: un fenomeno che prevede un processo che si ripete periodicamente (ad esempio la rotazione giornaliera della Terra);
2) scala: un periodo di tempo durante il quale il processo viene ripetuto;
3) punto di partenza, punto zero - il momento di inizio della ripetizione del processo;
4) un modo per contare il tempo.
Nell'astronomia geodetica vengono utilizzati l'astrometria, la meccanica celeste, i sistemi del tempo siderale e solare, basati sulla rotazione della Terra attorno al proprio asse. Questo movimento periodico è altamente uniforme, non limitato nel tempo e continuo per tutta l'esistenza dell'umanità.
Inoltre, in astrometria e meccanica celeste,
Effemeridi e sistemi temporali dinamici , come l'ideale
la struttura di una scala temporale uniforme;
Sistema tempo atomico– attuazione pratica di una scala temporale idealmente uniforme.
1.2.2. tempo siderale
Il tempo siderale è indicato con s. I parametri del sistema del tempo siderale sono:
1) meccanismo: la rotazione della Terra attorno al suo asse;
2) scala - giorno siderale, uguale all'intervallo di tempo tra due successivi climax superiori del punto dell'equinozio di primavera
in punto di osservazione;
3) il punto di partenza sulla sfera celeste è il punto dell'equinozio di primavera, il punto nullo (l'inizio del giorno siderale) è il momento del climax superiore del punto;
4) metodo di conteggio. La misura del tempo siderale è l'angolo orario di un punto
equinozio di primavera, t. È impossibile misurarlo, ma l'espressione è vera per qualsiasi stella
quindi, conoscendo l'ascensione retta della stella e calcolando il suo angolo orario t, si può determinare il tempo siderale s.
Distinguere vero, medio e quasi vero punti gamma (la separazione è dovuta al fattore astronomico nutation, vedi paragrafo 1.3.9), rispetto ai quali si misura tempo siderale vero, medio e quasi vero.
Il sistema del tempo siderale viene utilizzato per determinare le coordinate geografiche dei punti sulla superficie terrestre e gli azimut della direzione verso oggetti terrestri, nello studio delle irregolarità rotazione giornaliera Terra, quando si stabiliscono i punti zero delle scale di altri sistemi di misurazione del tempo. Questo sistema, sebbene ampiamente utilizzato in astronomia, è scomodo nella vita di tutti i giorni. Il cambiamento del giorno e della notte, dovuto al visibile movimento quotidiano del Sole, crea un ciclo ben definito nell'attività umana sulla Terra. Pertanto, il calcolo del tempo è stato a lungo basato sul movimento quotidiano del Sole.
1.2.3. Ora solare vera e media. Equazione del tempo
Vero sistema dell'ora solare (o vero tempo solare- m ) viene utilizzato per osservazioni astronomiche o geodetiche del Sole. Parametri di sistema:
1) meccanismo: la rotazione della Terra attorno al suo asse;
2) scala - vero giorno solare- l'intervallo di tempo tra due culminazioni inferiori consecutive del centro del Sole vero;
3) punto di partenza - il centro del disco del vero Sole - , punto zero - mezzanotte vera, ovvero il momento del culmine inferiore del centro del disco del vero Sole;
4) metodo di conteggio. La misura del tempo solare vero è l'angolo orario geocentrico del Sole vero t più 12 ore:
m = t + 12h .
L'unità di tempo solare vero - un secondo, pari a 1/86400 di un giorno solare vero, non soddisfa il requisito di base per un'unità di tempo - non è costante.
Le ragioni dell'incostanza della vera scala temporale solare sono
1) moto irregolare del Sole lungo l'eclittica a causa dell'ellitticità dell'orbita terrestre;
2) un aumento irregolare dell'ascensione diretta del Sole durante l'anno, poiché il Sole è sull'eclittica, inclinato rispetto all'equatore celeste con un angolo di circa 23,50.
Per questi motivi, l'uso del sistema dell'ora solare reale in pratica è scomodo. Il passaggio a una scala temporale solare uniforme avviene in due fasi.
Passaggio 1 al manichino il sole medio dell'eclittica. Su dan-
In questa fase, il movimento irregolare del Sole lungo l'eclittica è escluso. Movimento irregolare in un'orbita ellittica è sostituito da movimento uniforme in un'orbita circolare. Il Sole vero e l'eclittica media del Sole coincidono quando la Terra passa attraverso il perielio e l'afelio della sua orbita.
Fase 2 passaggio a il sole medio equatoriale, muovendosi uguale a
numerati lungo l'equatore celeste. Qui è escluso l'aumento irregolare dell'ascensione retta del Sole, dovuto all'inclinazione dell'eclittica. Il Sole vero e il Sole equatoriale medio superano simultaneamente i punti degli equinozi di primavera e d'autunno.
Come risultato di queste azioni, viene introdotto un nuovo sistema di misurazione del tempo - ora solare media.
Il tempo solare medio è indicato da m. I parametri del sistema di tempo solare medio sono:
1) meccanismo: la rotazione della Terra attorno al suo asse;
2) scala - giorno medio - l'intervallo di tempo tra due successivi climax inferiori del Sole medio equatoriale eq ;
3) punto di partenza - sole equatoriale medio equiv , punto nullo - mezzanotte media, ovvero il momento del climax inferiore del Sole equatoriale medio;
4) metodo di conteggio. La misura del tempo medio è l'angolo orario geocentrico del Sole equatoriale medio t equiv più 12 ore.
m = t equivalente + 12h.
È impossibile determinare il tempo solare medio direttamente dalle osservazioni, poiché il Sole equatoriale medio è un punto fittizio sulla sfera celeste. Il tempo solare medio è calcolato dal tempo solare vero, determinato dalle osservazioni del sole vero. Viene chiamata la differenza tra il tempo solare vero m e il tempo solare medio m equazione del tempo ed è indicato:
M - m = t - t sr.eq. .
L'equazione del tempo è espressa da due sinusoidi con annuale e semestrale
nuovi periodi:
1 + 2 -7,7 m sin (l + 790 )+ 9,5 m sin 2l,
dove l è la longitudine dell'eclittica dell'eclittica media del Sole.
Il grafico è una curva con due massimi e due minimi, che nel sistema di coordinate rettangolari cartesiane ha la forma mostrata in Fig. 1.18.
Fig.1.18. Grafico dell'equazione del tempo
I valori dell'equazione del tempo vanno da +14m a –16m.
Nell'Annuario Astronomico, per ogni data, viene dato il valore di E, pari a
E \u003d + 12 ore.
DA dato valore, la relazione tra l'ora solare media e l'angolo orario del Sole vero è determinata dall'espressione
m = t -E.
1.2.4. giorni giuliani
In definizione esatta il valore numerico dell'intervallo di tempo tra due date lontane, conviene utilizzare il conteggio continuo del giorno, che in astronomia si chiama giorni giuliani.
L'inizio del calcolo dei giorni giuliani è il mezzogiorno di Greenwich del 1 gennaio 4713 a.C., dall'inizio di questo periodo, il giorno solare medio viene contato e numerato in modo che ogni data del calendario corrisponda a uno specifico giorno giuliano, abbreviato in JD. Quindi, l'epoca 1900, gennaio 0.12 UT corrisponde alla data giuliana JD 2415020.0 e l'epoca 2000, 1 gennaio, 12 ore UT - JD2451545.0.
Finora abbiamo parlato in dettaglio della distribuzione e dell'uso del tempo, l'argomento principale della nostra narrazione, ma ora andiamo direttamente all'orologio astronomico. Fino a tempi molto recenti, la stessa Terra rotante era la principale custode del tempo e il tempo era determinato dalle osservazioni astronomiche; gli orologi venivano usati solo per "mantenere" il tempo in intervalli relativamente brevi tra le osservazioni. Il focus di questo capitolo è sui miglioramenti dell'orologio stesso e sulle conseguenze di questi miglioramenti, poiché è negli ultimi quarant'anni che gli orologi costruiti dall'uomo hanno superato nella loro precisione il cronometrista terrestre.
Durante i primi due secoli di esistenza dell'Osservatorio Reale - grazie all'invenzione di Graham e di altri maestri all'inizio del XVIII secolo. un nuovo regolatore di scappamento e un pendolo con compensazione della temperatura: la precisione degli orologi a pendolo è leggermente aumentata, ma queste invenzioni non possono essere definite fondamentali. Nel 1676, l'orologio a carica annuale di Flamsteed funzionava entro 7 secondi al giorno; nel 1870, un orologio Erie con un regolatore barometricamente compensato (Dent No. 1906) aveva una precisione di circa 0,1 s al giorno (abbastanza alta per quel tempo). Questi e altri miglioramenti nei dispositivi di memorizzazione del tempo sono discussi più dettagliatamente nell'allegato III.
Nell'ultimo decennio del XIX sec. alcuni dei principali osservatori astronomici del mondo (l'Osservatorio di Greenwich non era uno di questi) iniziarono a utilizzare orologi realizzati dal designer Sigmund Riefler (1847-1912) di Monaco, che superavano in precisione tutti gli orologi precedenti. Ma la vera svolta arrivò negli anni '20 con l'introduzione dell'orologio a pendolo libero di Short, uno dei più importanti progressi nel cronometraggio dall'invenzione degli orologi a pendolo due secoli fa. L'idea di un pendolo libero fu proposta da Rudd già nel 1899, ma fu messa in pratica nel 1921-1924. William Hamilton Short, un ingegnere ferroviario che lavora con F. Hope-Jones e la Synchronom Company. Nei normali orologi a pendolo, è necessario mantenere l'uniformità delle oscillazioni di un pendolo oscillante, da cui dipende l'accuratezza del cronometraggio, e contemporaneamente contare queste oscillazioni. In un orologio con pendolo libero, questi due compiti vengono risolti con l'aiuto di un pendolo secondario, che consente al pendolo principale di oscillare completamente liberamente per tutto il tempo, ad eccezione di quelle frazioni di secondo quando riceve un impulso dall'orologio secondario ogni mezzo minuto. L'orologio di Short ha mostrato una precisione di 10 s all'anno, mentre i migliori esempi dei loro predecessori avevano una precisione di circa 1 s in 10 giorni. L'Osservatorio di Greenwich acquistò i primi orologi corti nel 1924 e utilizzò l'orologio corto n. 3 come standard del tempo siderale. Poi sono stati acquistati altri orologi di Short. Nel giro di pochi anni, gli orologi a pendolo libero soppiantarono tutti gli altri orologi più antichi dell'osservatorio, alcuni dei quali, come l'orologio di Graham, erano stati utilizzati dagli astronomi per quasi due secoli, e tutti gli esempi utilizzati (tranne l'orologio di recente acquisizione copia dell'orologio Rifleur) era in servizio da almeno 55 anni. .
Una delle conseguenze dell'aumento della precisione dei cronometristi primari è stata quella di cambiare lo scopo stesso del servizio dell'ora di Greenwich. Dalla fondazione del servizio di cronometraggio da parte di Erie (nel 1852), il suo lavoro si è basato su due orologi standard: lo standard stella-sud e lo standard solare medio. La trasmissione di segnali orari esatti via radio ha permesso di confrontare più volte al giorno gli orologi di vari osservatori in tutto il mondo con una precisione molto elevata. Inoltre, lo stesso Osservatorio di Greenwich disponeva di un gran numero di orologi ad alta precisione. Pertanto, nel 1938, lo standard adottato da Erie fu cancellato: un orologio e divenne possibile utilizzare il valore medio del tempo calcolato dalle letture di più orologi, con uno di questi orologi a tenere l'ora siderale, altri - solare. All'inizio c'erano sei di questi custodi in Inghilterra: cinque a Greenwich e uno al National Physical Laboratory di Teddington; aggiunto un anno dopo uno in più Edimburgo; erano tutti orologi di Short a pendolo libero.
Orologio al quarzo
Soffermiamoci ora sul moderno concetto di tempo, in particolare consideriamo la differenza tra i concetti: un momento ("data" o "epoca") e un intervallo di tempo. Qualsiasi persona che si precipiti su un treno o un aereo è principalmente interessata al momento e, diciamo, all'arbitro di un incontro di boxe, nell'intervallo di tempo. C'è anche un terzo concetto: la frequenza di un fenomeno che si ripete periodicamente, ovvero il numero di cicli di questo fenomeno per unità di tempo; il nome moderno dell'unità di frequenza, hertz (Hz), è identico al nome della vecchia unità, ciclo al secondo.
La creazione degli orologi al quarzo - che ha permesso di migliorare ulteriormente la qualità del cronometraggio rispetto agli orologi a pendolo libero apparsi diversi decenni prima di quelli al quarzo - è stata facilitata dall'interesse degli ingegneri televisivi nello sviluppo di uno standard affidabile per la frequenza di onde elettromagnetiche. Il cristallo di quarzo è entrato in uso per la prima volta con l'avvento delle trasmissioni radiofoniche nei primi anni '20. ed è servito come fonte di oscillazioni a radiofrequenza di elevata stabilità. La possibilità di utilizzare il quarzo negli orologi è stata segnalata per la prima volta nel 1928 da Horton e Marrison (USA). Nel 1939 fu installato a Greenwich il primo orologio al quarzo; la precisione di questi orologi, sviluppati da Day ed Essen, era di circa 2 ms (1 millisecondo = 10 "3 s) al giorno. La guerra ha impedito l'attuazione del piano: installare qualche altro orologio al quarzo nell'osservatorio; l'ora il servizio fu spostato in un luogo più sicuro - all'Osservatorio gravimetrico Una stazione di servizio dell'ora di riserva iniziò ad operare presso il Royal Observatory di Edimburgo nel 1941. All'inizio, Abinger non aveva un orologio al quarzo funzionante e quindi riceveva segnali orari giornalieri dal National Physical Il laboratorio, che disponeva di un paio di tali orologi, gli orologi con pendoli liberi formavano l'"orologio di mezzo".
Le esigenze del tempo di guerra, principalmente lo sviluppo della tecnologia radar e di precisi sistemi di navigazione aerea, richiedevano al servizio orario britannico un aumento di dieci volte della precisione dei segnali orari radiofonici. Pertanto, nel 1942, fu raggiunto un accordo con il dipartimento radiofonico dell'amministrazione postale sulla trasmissione quotidiana dei segnali orari ad Abinger, rilevati dagli orologi al quarzo di proprietà dell'amministrazione. Questa innovazione ebbe un tale successo che nel 1943 fu possibile rimuovere gli orologi Short dal gruppo che formava gli "orologi medi". Gli orologi al quarzo, i cui errori sono stati determinati dalle osservazioni astronomiche effettuate ad Abinger ed Edimburgo, sono diventati lo standard principale su cui si basava il servizio dell'ora, mentre l'orologio dell'osservatorio è stato utilizzato come standard secondario per il controllo dei segnali temporali. Nel 1944 il controllo dei segnali orari internazionali trasmessi dal Rugby, così come successivamente, nel 1949, i segnali a sei punti della BBC, fu effettuato utilizzando un nuovo orologio al quarzo ad Abinger. Il servizio dell'ora di Edimburgo cessò di esistere nel gennaio 1946 e presto sei dei suoi orologi al quarzo furono trasferiti all'Osservatorio di Greenwich; tuttavia, la sede del servizio del tempo rimaneva ancora ad Abinger, che aveva dodici orologi al quarzo. A questo punto, la precisione di tali orologi era aumentata a 0,1 ms al giorno. Nel frattempo, gli astronomi si sono precipitati lontano dallo smog e dai lampioni di Greenwich, che interferivano con le osservazioni, nell'aria trasparente di Hurstmonceau, situata nel Sussex, dove nel 1957 si trasferì anche il servizio dell'ora da Abinger.
Rotazione irregolare della terra
L'aumento della precisione del cronometraggio ha portato l'attenzione su un altro problema, che il decimo Astronomo Reale, Harold Spencer Jones, ha riassunto nel 1950 come segue:
“La Terra rotante ci fornisce l'unità fondamentale del tempo, il giorno. Il primo requisito di ogni unità fondamentale è la sua costanza e riproducibilità; l'unità deve significare la stessa cosa per tutte le persone e in ogni momento. Prendendo il giorno, o più precisamente il giorno solare medio, come unità fondamentale da cui derivano ora, minuto e secondo come derivati, si deve implicitamente assumere che la sua lunghezza sia invariata, in altre parole che la Terra è un perfetto custode del tempo.
Il fatto che la Terra non sia un perfetto cronometrista era già stato notato da Immanuel Kant nel 1754, ma per presentare una storia completa di questo problema, dobbiamo tornare indietro di altri sessant'anni. Nel 1695 Edmund Halley, analizzando le eclissi avvenute in tempi antichi, giunse alla conclusione che il movimento della Luna attorno alla Terra sta accelerando; ciò è stato successivamente confermato da misurazioni dirette. Nel 1787 Laplace dimostrò che questo fenomeno poteva essere spiegato da lenti cambiamenti nella forma dell'orbita terrestre, ma nel 1853 Adams notò che i cambiamenti nell'orbita potevano spiegare solo per metà la magnitudine apparente dell'accelerazione lunare. Dopo un lungo dibattito scientifico, è stato finalmente dimostrato che l'accelerazione del moto della Luna non può essere completamente spiegata sulla base della teoria della gravità di Laplace - questo può essere fatto solo supponendo che la Terra nella sua rotazione stia gradualmente rallentando nella sua rotazione in gran parte per attrito dovuto agli effetti delle maree.
Oggi sappiamo che ci sono tre tipi di variazioni nella velocità di rotazione terrestre, le prime due delle quali sono note dallo studio dei moti della Luna e dei pianeti, e l'ultima è stata qualitativamente rilevata con orologi a pendolo libero e quantificata con l'avvento degli orologi al quarzo:
1) cambiamenti secolari: un graduale rallentamento dovuto all'azione delle maree lunari e solari, a seguito del quale la durata del giorno terrestre aumenta di 1,5 ms per secolo;
2) cambiamenti irregolari (o imprevedibili), apparentemente causati dalla differenza nei tassi di rotazione del nucleo liquido e del mantello solido della Terra, che possono portare ad un aumento o diminuzione della lunghezza della giornata di 4 ms per decade;
3) variazioni stagionali, che riflettono i cambiamenti stagionali negli oceani e nelle masse d'aria della Terra. Un esempio di questo è lo scioglimento e il congelamento delle calotte polari e il movimento di masse d'aria da vaste aree di altura pressione atmosferica esistente in inverno in Siberia, in zone ad alta pressione in estate. La terra ruota più lentamente in primavera e all'inizio dell'estate e più velocemente in autunno. Di conseguenza, le fluttuazioni della lunghezza del giorno possono raggiungere 1,2 ms.
C'è un altro fenomeno che, sebbene non influisca sulla velocità di rotazione della Terra, deve essere preso in considerazione quando si tiene il tempo con precisione. Queste sono le oscillazioni del polo, o il movimento del corpo della Terra rispetto all'asse di rotazione (come un cuscinetto che oscilla in un meccanismo), che fa vagare i poli della Terra con un periodo di circa 14 mesi entro un cerchio con un raggio di circa 8 m L'effetto delle oscillazioni del polo cambia la latitudine e la longitudine geografica di qualsiasi luogo sulla Terra (che è stato verificato da osservazioni astronomiche), e questo, a causa del cambiamento di longitudine, porta a corrispondere cambiamenti nella scala temporale in ogni punto della superficie terrestre.
Come ha sottolineato Spencer Jones, il primo requisito per un'unità fondamentale è la sua permanenza e riproducibilità. Pertanto, negli anni '50. il secondo, basato sulla rotazione della Terra, cambiando, anche se leggermente, la sua durata, cessò di soddisfare i requisiti per essa. Sorse la domanda: cosa fare dopo?
tempo delle effemeridi
Inizialmente si decise di abbandonare il giorno solare come unità fondamentale del tempo e di utilizzare invece l'anno, la cui durata, sebbene non costante, può essere calcolata in anticipo, tenendo conto del suo decremento di circa mezzo secondo per secolo. Ciò portò all'introduzione nella pratica internazionale nel 1952 per alcuni scopi di una nuova scala temporale - il tempo delle effemeridi (ET), che iniziò ad essere utilizzato - come suggerisce il nome stesso - per la compilazione di varie effemeridi e annuari nazionali. Come abbiamo discusso nel capitolo precedente, a seguito della decisione della Conferenza di Washington del 1884 e delle raccomandazioni speciali dell'Unione Astronomica Internazionale, adottate nel 1928, il tempo di Greenwich divenne noto come Tempo Universale (UT). Pertanto, più avanti in questo capitolo, quando parleremo dell'ora solare media del meridiano di Greenwich, preferiremo il nome UT al GMT. Ora UT, in base alla rotazione della Terra attorno al suo asse, imposta la scala temporale necessaria per la navigazione celeste. Ma, come abbiamo già notato, la velocità di rotazione della Terra sta cambiando, per cui nel 1956, per le particolari esigenze dei servizi temporali, sorse la necessità di una definizione più accurata di UT:
UT0 è tra i suoi primi meridiani solari ottenuti direttamente da osservazioni astronomiche;
UT1 è UT0 corretto per il movimento polare (non più di 0,035 s). La scala UT1 viene utilizzata per la navigazione celeste;
UT2 è UT0 corretto per il moto del polo e per le variazioni estrapolate della velocità di rotazione terrestre (anche di non più di 0,035 s). UT2 è una scala temporale "smussata" che imposta il tempo il più uniformemente possibile. Fino al 1972, questa scala era la base dei segnali temporali.
La questione della scala ET e della sua relazione con UT è troppo complessa per essere considerata qui. Basti pensare che ET corrisponde abbastanza da vicino a UT, poiché la durata del giorno delle effemeridi è data dalla lunghezza del giorno solare medio nel XIX secolo. Nel 1956, gli esperti abbandonarono l'uso del giorno solare medio come unità di tempo fondamentale internazionale a favore dell'effemeridi seconda, definita come "1/31556925.9747 dell'anno tropicale 0 gennaio 1900 alle ore 12, ora delle effemeridi".
Tuttavia, il passaggio al nuovo sistema non ha risolto tutti i problemi. Grazie alla sua immutabilità, l'effemeridi seconda è molto comoda per i calcoli teorici e viene utilizzata in varie effemeridi. Ma il secondo effemeridi non è adatto all'uso quotidiano per due motivi. In primo luogo, non è sempre disponibile, poiché può essere determinato con la precisione richiesta solo dopo un lungo ritardo dopo l'elaborazione di numerosi risultati osservazionali. In secondo luogo, per coloro che sono interessati all'esatto momento del tempo, e non all'intervallo di tempo - compreso il grande pubblico - è necessario che i segnali temporali corrispondano il più possibile alla rotazione della Terra, al cambiamento del giorno e della notte . Inoltre, sebbene la differenza tra ET e UT durante l'anno fosse molto piccola, nel corso degli anni si accumula a causa del rallentamento sistematico della rotazione terrestre e può raggiungere un valore molto significativo. Nel 1952, quando ET fu utilizzato per la prima volta, la differenza cumulativa tra questa scala, basata sulla velocità di rotazione terrestre del 19° secolo, e UT, basata sui dati del 1952, era di circa 30 s.
L'uso di ET nei segnali temporali era, in una certa misura, una soluzione di compromesso, poiché i fisici e gli ingegneri televisivi avevano bisogno che la durata di un secondo di un segnale temporale fosse costante, ad es. "significherebbe la stessa cosa per tutti i popoli e in ogni momento", mentre per gli utenti ordinari del tempo, così come i navigatori e i geometri, era necessario che il segnale orario, diciamo, che segnava mezzogiorno, coincidesse con la posizione di mezzogiorno dei corpi celesti. Fino al 1944, i segnali orari di Greenwich erano impostati il più lontano possibile dalla rotazione della Terra, in modo che il secondo (derivato dai segnali temporali) potesse cambiare di giorno in giorno, anche se leggermente, la sua lunghezza. Nel 1944, in Gran Bretagna, si tentò di trasmettere secondi segnali, possibilmente a intervalli di tempo uguali, la cui durata era determinata dal valore medio del secondo intervallo impostato dal più preciso orologio al quarzo, e, se necessario (il mercoledì), per apportare correzioni di "salto" per armonizzarsi con la scala del tempo mondiale (astronomico). Allo stesso tempo, negli Stati Uniti, una tale soluzione di compromesso tra trasmissione di frequenza e tempo non è stata accettata; i segnali orari trasmessi dalla stazione radio di Annapolis e controllati dall'Osservatorio Navale degli Stati Uniti sono stati mantenuti esattamente in accordo con la rotazione della Terra e la frequenza di riferimento controllata dall'Ufficio nazionale degli standard degli Stati Uniti e trasmessa dalla sua stazione radio è stata mantenuta invariata il più possibile.
orologio atomico
Per porre fine a una delle carenze del tempo delle effemeridi - la sua inaccessibilità - gli orologi atomici hanno aiutato. Il primo set operativo di un sistema di orologio atomico fu sviluppato presso il National Bureau of Standards (Washington) degli Stati Uniti da Harold Lyons e dai suoi colleghi nel 1948-1949. utilizzando la linea di assorbimento spettrale dell'ammoniaca per stabilizzare l'oscillatore al quarzo. Il 12 agosto 1948, l'orologio atomico iniziò a fungere da standard di frequenza. Poco dopo, l'attenzione è stata attirata su un altro elemento chimico- cesio. Il primissimo progetto di uno stendardo al cesio, associato ai nomi di Sherwood, Zacharias e soprattutto Ramsey, fu proposto negli Stati Uniti. Ma l'uso regolare dello standard del raggio di cesio progettato da Essen e Parry iniziò presso il National Physical Laboratory in Inghilterra. Nel giugno del 1955, quando si decise di utilizzare il secondo effemeridi come unità fondamentale del tempo, lo standard al cesio fu utilizzato per calibrare gli orologi al quarzo e come standard di frequenza. Poi, negli anni successivi, gli standard di cesio di laboratorio sono apparsi a Boulder (Colorado), Ottawa e Neuchatel.
Anche i primissimi orologi atomici avevano una stabilità a lungo termine centinaia di volte maggiore rispetto agli standard al quarzo. Inoltre, non erano soggetti al graduale cambio di rotta che si verifica negli oscillatori al quarzo a causa dell'"invecchiamento" del cristallo di quarzo. Per questi motivi, gli orologi atomici fornivano una scala temporale altamente stabile di altissima precisione (almeno decine di volte meglio di altri cronometristi), disponibile quasi istantaneamente. Ma passarono molti anni prima che questi vantaggi si realizzassero. Solo gli ultimi esempi di standard a fascio di cesio hanno la stessa stabilità a breve termine degli orologi al quarzo.
Tutti gli orologi devono essere regolati in modo che abbiano la stessa frequenza, ad es. "tenevano il tempo" allo stesso modo e mostravano anche lo stesso tempo. I nuovi orologi atomici non facevano eccezione e il primo compito era calibrarli rispetto a standard di lavoro, in altre parole, la scala temporale atomica doveva essere portata in qualche corrispondenza con la scala temporale astronomica. Per il periodo 1955-1958. gli orologi atomici dell'Inghilterra e degli Stati Uniti sono stati calibrati secondo le scale temporali astronomiche di Hurstmonceau e Washington. La prima scala temporale atomica, nota come GA (Greenwich atomic - Greenwich atomic), si basava inizialmente sullo standard di cesio del National Physical Laboratory, coerente con il tempo delle effemeridi.
Dal 1959, la scala temporale AJ dell'Osservatorio della Marina degli Stati Uniti ha ricevuto una distribuzione mondiale. La sua epoca di inizio (data) è stata impostata in modo che l'ora atomica e UT2 fossero gli stessi alla mezzanotte del 1 gennaio 1958. Il secondo atomico è stato determinato dalla risonanza nell'atomo di cesio. Nel 1964, il secondo atomico è stato riconosciuto a livello internazionale come mezzo per realizzare il secondo effemeridi. Nel 1967, alla 13a Conferenza Mondiale dei Pesi e delle Misure a Parigi, la definizione astronomica di secondo fu abbandonata e il secondo atomico fu adottato come unità fondamentale di tempo nel Sistema Internazionale di Unità SI:
L'unità di tempo nel Sistema Internazionale di Unità deve essere un secondo, così definito: un secondo è la durata di 9192631770 periodi di irraggiamento corrispondenti alla transizione tra due sottolivelli iperfini dello stato fondamentale dell'atomo di cesio - 133 .
A causa del fatto che gli orologi atomici iniziarono ad essere utilizzati in molti paesi del mondo e le loro scale temporali che utilizzavano segnali radio e altri metodi potevano essere confrontate con una precisione di 1 μs (microsecondo = 10-6 s) e superiore, divenne possibile creare "orologi medi" internazionali di alta precisione basati su in gran numero letture indipendenti di tutti gli orologi atomici che funzionano con eccezionale uniformità. La discrepanza nel corso di questi orologi all'anno non superava alcuni microsecondi, mentre le scale temporali da loro impostate si discostavano dalla scala basata sulla rotazione della Terra di oltre un secondo all'anno.
L'International Time Bureau, che coordina il cronometraggio su scala internazionale dal 1919, ha formato, seguendo gli Stati Uniti, la propria scala temporale atomica A3 basata su tre standard indipendenti di Inghilterra, Svizzera e Stati Uniti con un'epoca iniziale di gennaio 1, 1958. La scala A3 è stata ufficialmente adottata nel 1971 ed è stata chiamata scala internazionale del tempo atomico TAI. Ma anche 21 anni dopo, entro il 1 gennaio 1979, esistevano ugualmente due scale: TAI (basata sulla velocità di rotazione terrestre nel 19° secolo) e UTI (basata sulla rotazione terrestre per il periodo 1958-1979), davanti a TAI di circa 17 secondi.
Coordinamento del segnale orario
E ora torniamo ai segnali del tempo. Nel 1958, l'English Time Service ha introdotto una nuova scala, in seguito chiamata scala Coordinated Universal Time (UTC), i cui segnali temporali non dovevano differire di oltre 0,1 s da UT2. Ciò è stato ottenuto da un piccolo salto ("spostamento") nella frequenza degli orologi atomici che generavano segnali temporali, che ha portato l'ora atomica ad avvicinarsi a UT2 (doveva essere ridotta negli anni '60). La quantità di spostamento è stata ipotizzata per l'intero anno solare, ma a causa della capacità di prevedere i cambiamenti nella velocità di rotazione terrestre, è stata apportata una correzione del salto ogni mese per mantenere l'UTC entro 0,1 s da UT2. La piena corrispondenza tra i servizi orari dell'Inghilterra e degli Stati Uniti è stata raggiunta nel 1961: i segnali orari sono stati sincronizzati e sono stati eseguiti i turni annuali e le correzioni mensili dei salti. Nel 1963, questo sistema di Inghilterra e USA si diffuse in tutto il mondo e fu preso sotto il controllo del BIE di Parigi; fu allora che ricevette il nome UTC.
Tuttavia, l'espansione e la sofisticazione del satellite e di altri tipi di sistemi di comunicazione elettronica, nonché dei sistemi di navigazione, ha creato nuove grandi difficoltà pratiche. Il funzionamento di questi sistemi dipende dal grado di sincronizzazione sia dei segnali radio stessi che delle frequenze. La correzione del salto e la sintonizzazione della frequenza hanno portato a molti inconvenienti. In questo contesto, il fatto che il secondo dei segnali orari radio non corrispondesse al secondo legale veniva percepito più come un dettaglio antiestetico che come un vero e proprio ostacolo.
secondo salto
Dopo un'ampia discussione a tutti i livelli, nazionale e internazionale, sono state apportate significative modifiche al sistema di riferimento dei segnali temporali. Dal 1 gennaio 1972 i segnali temporali iniziarono a corrispondere esattamente ai secondi atomici, la lettura del tempo sulla nuova scala UTC fu impostata con uno spostamento di 10 minuti rispetto alla scala TAI. Questo esatto sistema di trasmissione dell'ora è ancora in uso oggi.
È stato convenuto che la deviazione del nuovo sistema non dovrebbe superare 0,7 s (in seguito questa tolleranza è stata aumentata a 0,9 s) dalla scala temporale UT1 utilizzata in navigazione e astronomia. Ciò si ottiene regolando l'orologio dell'ultimo giorno del mese di calendario, preferibilmente il 31 dicembre o il 30 giugno, spostando l'orologio avanti o indietro esattamente di 1 secondo, chiamato "secondo intercalare". Questo è analogo alla procedura quadriennale in cui un giorno in più viene aggiunto a febbraio di un anno bisestile, poiché l'anno non contiene un numero intero di giorni; un secondo viene aggiunto o sottratto allo stesso modo, poiché il giorno solare non contiene un numero intero di secondi atomici.
Pertanto, i segnali di tempo e frequenza internazionali trasmessi, ad esempio, da alcune stazioni in Inghilterra e negli Stati Uniti, corrispondono esattamente alla scala temporale atomica senza interruzioni e senza modifiche durante l'anno. Nello stesso momento in cui viene aggiunto un secondo intercalare (può essere sia positivo che negativo), si verifica solo un cambiamento nella numerazione dei secondi. Pertanto, per apportare, ad esempio, una correzione al 31 dicembre aggiungendo un secondo "positivo", necessario per il fatto che UTC si discostava troppo da UT1, l'ultimo "minuto" dell'anno viene portato a 61 s. Per eseguire la correzione di un secondo "negativo", l'ultimo "minuto" viene ridotto a 59 s. Per chi necessita di una conoscenza più accurata di UT1 (ad esempio navigatori e astronomi), ai principali segnali di tempo e frequenza viene sovrapposto un certo codice, che indica il numero di decimi di secondo di cui UTC si discosta da UT1 in un determinato giorno .
I segnali temporali di riferimento coordinati dal BIE di Parigi si basano sul "mean clock" mondiale, i cui valori calcolati sono ottenuti mediando le informazioni di quasi ottanta orologi atomici appartenenti a ventiquattro paesi del mondo. Finora solo i paesi che rientrano nell'ambito del sistema di radionavigazione Loran-S possono partecipare a questa operazione, ma in futuro i sistemi di navigazione satellitare consentiranno di confrontare le letture di un numero maggiore di ore. Il momento in cui deve essere effettuata la correzione UTC, ad es. per inserire un secondo intercalare, imposta il BIE. Nel 1972, UTC deviava da TAI esattamente di 10 secondi. Entro il 1 gennaio 1979 erano stati aggiunti 8 secondi intercalari e quindi la deviazione di UTC da TAI era aumentata a 18 secondi.
Con l'inizio delle trasmissioni temporali nel 1972 nella nuova scala UTC, legata alla scala temporale atomica TAI, al posto della vecchia UTC, basata sulla scala temporale solare media UT2 (che molti non specialisti continuano a chiamare GMT), nuove polemiche è nata per quanto riguarda la terminologia delle scale temporali. Naturalmente, la nuova scala temporale era ancora basata sul meridiano di Greenwich, ma non poteva più essere chiamata la scala del tempo solare medio basata sul meridiano di Greenwich (cioè GMT), sebbene non si discostasse mai più di 0,9 s da quest'ultimo. . Infatti, allo stato attuale, anche il meridiano di Greenwich non coincide più esattamente con quello che passava per il "centro dello strumento di passaggio dell'Osservatorio di Greenwich". E sebbene questo strumento esista ancora, non si fanno osservazioni su di esso; Oggi, il meridiano iniziale della longitudine e del tempo non è fissato esattamente in alcun modo reale e la sua posizione è determinata statisticamente sulla base dei risultati delle osservazioni di tutte le stazioni che determinano il tempo prese in considerazione dal BIE nel coordinamento dei segnali temporali di riferimento. Ma ancora, il vecchio meridiano, rappresentato da una striscia di ottone nel cortile del vecchio osservatorio, si trova a non più di pochi metri dalla linea immaginaria che definisce il meridiano zero del globo.
78. Standard di frequenza del fascio di cesio a Hurstmonso, 1974. Prodotto da Hewlett-Packard, tipo 5060 A. (Osservatorio di Greenwich.)
Sebbene il termine GMT non sia più utilizzato in astronomia, continua ad essere utilizzato nella navigazione, per molti scopi civili e come nome per l'ora solare in molti paesi del mondo. Ma anche questi paesi, e in particolare la Francia, si sono recentemente opposti all'uso del GMT. Nel 1975, la 15a Conferenza mondiale dei pesi e delle misure raccomandò di utilizzare i segnali orari della nuova scala UTC e in futuro di accettare questa scala come base dell'ora standard, sostituendo con essa GMT, poiché le modifiche UTC apportate nel 1972 la scala GMT indefinita. Francia e Spagna hanno già adottato misure legislative pertinenti; al momento della stesura di questo libro, i Paesi Bassi, la Svizzera e la Repubblica federale di Germania si stavano preparando a questo. Il 9 agosto 1978 in Francia è stata abrogata la legge del 1911 (che stabiliva che il tempo di maternità in Francia era il tempo medio parigino ritardato di 9 minuti e 21 secondi) e l'ora è stata approvata in tutto il paese, che sarà determinata in futuro aggiungendo o sottraendo dall'UTC un certo numero di ore e che può essere aumentato o diminuito in alcune parti dell'anno introducendo l'ora legale; È stato proposto di non utilizzare GMT in futuro.
Poiché al 1978 è stato aggiunto un secondo intercalare, si potrebbe pensare che il 1978 sia stato più lungo dell'anno precedente. Questo, naturalmente, non è vero. È noto che la durata dell'anno diminuisce solo di mezzo secondo al secolo. In effetti, la giornata è diventata più lunga: la giornata mondiale (ora, minuti e secondi). Pertanto, il giorno dell'anno di 365 giorni 1978 è diventato un secondo più lungo del giorno dell'anno di 365 giorni del 19° secolo, che è stato preso come base per i segnali temporali. Un secondo intercalare è stato aggiunto al 1978 per garantire che, almeno nella prima metà del 1979, il segnale dell'ora di mezzogiorno non differisse di oltre 0,9 s dal mezzogiorno vero, come determinato dall'allineamento delle stelle.
79. Schema del tubo a raggi al cesio "Chronorama" (Eboche, Svizzera)
È impossibile prevedere in anticipo come cambierà la velocità di rotazione della Terra nei prossimi decenni. La Terra sta ora rallentando la sua rotazione molto più velocemente rispetto agli ultimi tre secoli. Ma è del tutto possibile che questa tendenza cambi, diciamo, negli anni '90. dovrai annullare l'introduzione di un secondo intercalare (positivo) o addirittura inserire un secondo intercalare negativo. Tuttavia, in futuro - forse nelle prossime decine, centinaia o migliaia di anni - due o anche tre volte l'anno, sarà necessario introdurre un secondo intercalare positivo se continuiamo a basare la nostra scala temporale sulla lunghezza media di un giorno nel 19° secolo. Per quanto riguarda il futuro più lontano, l'effetto del rallentamento della rotazione terrestre - tra qualche milione di anni ci saranno solo 365 giorni in un anno, e non 365 1/4, come è ora - porterà all'eliminazione di giorni bisestili extra (ma non secondi extra).
Negli osservatori ci sono strumenti con l'aiuto dei quali determinano l'ora nel modo più accurato: controllano l'orologio. Il tempo è impostato in base alla posizione occupata dai luminari sopra l'orizzonte. Affinché l'orologio dell'osservatorio funzioni nel modo più preciso e uniforme possibile nell'intervallo tra le sere, quando sono controllati dalla posizione delle stelle, l'orologio è collocato in profonde cantine. In tali cantine viene mantenuta una temperatura costante durante tutto l'anno. Questo è molto importante poiché i cambiamenti di temperatura influenzano il funzionamento dell'orologio.
Per trasmettere segnali orari precisi via radio, l'Osservatorio dispone di speciali sofisticate apparecchiature di orologio, apparecchiature elettriche e radio. I segnali orari esatti trasmessi da Mosca sono tra i più accurati al mondo. Determinare l'ora esatta dalle stelle, tenere l'ora con orologi precisi e trasmetterla via radio - tutto questo costituisce il Servizio Orario.
DOVE LAVORANO GLI ASTRONOMI
Gli astronomi conducono lavori scientifici presso osservatori e istituti astronomici.
Questi ultimi sono principalmente impegnati nella ricerca teorica.
Dopo la Grande Rivoluzione Socialista d'Ottobre nel nostro paese, l'Istituto di Astronomia Teorica fu fondato a Leningrado, l'Istituto Astronomico. P.K. Sternberg a Mosca, osservatori astrofisici in Armenia, Georgia e numerose altre istituzioni astronomiche.
La formazione e la formazione degli astronomi si svolge presso le università delle facoltà di Meccanica e Matematica o Fisica e Matematica.
L'osservatorio principale nel nostro paese è Pulkovo. Fu costruito nel 1839 vicino a San Pietroburgo sotto la guida di un importante scienziato russo. In molti paesi è giustamente chiamata la capitale astronomica del mondo.
L'Osservatorio Simeiz in Crimea è stato completamente restaurato dopo la Grande Guerra Patriottica e non lontano da esso è stato costruito un nuovo osservatorio nel villaggio di Partizanskoye vicino a Bakhchisarai, dove il più grande telescopio riflettente dell'URSS con uno specchio con un diametro di 1 ¼ m è ora installato e presto verrà installato un riflettore con uno specchio con un diametro di 1 ¼ m a 2,6 m - il terzo più grande al mondo. Entrambi gli osservatori ora formano un'unica istituzione: l'Osservatorio astrofisico di Crimea dell'Accademia delle scienze dell'URSS. Ci sono osservatori astronomici a Kazan, Tashkent, Kiev, Kharkov e in altri luoghi.
In tutti gli osservatori abbiamo lavoro scientifico secondo un piano concordato. I risultati delle scienze astronomiche nel nostro paese stanno aiutando ampi settori dei lavoratori a sviluppare un'idea corretta e scientifica del mondo che ci circonda.
Esistono molti osservatori astronomici anche in altri paesi. Di questi, i più antichi tra quelli esistenti sono i più famosi - Parigi e Greenwich, dal meridiano di cui si contano le longitudini geografiche del globo (recentemente, questo osservatorio è stato spostato in una nuova posizione, più lontano da Londra, dove ci sono molti interferenze per le osservazioni del cielo notturno). I più grandi telescopi del mondo sono installati in California presso gli osservatori di Mount Palomar, Mount Wilson e Lick. L'ultimo fu costruito alla fine del XIX secolo e i primi due già nel XX secolo.
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