الفلك

قياس زاوية المنظر ، نفس التوقيت المحلي أو نفس الوقت

قياس زاوية المنظر ، نفس التوقيت المحلي أو نفس الوقت



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

كنت أفكر في قياس المسافة إلى القمر باستخدام زاوية المنظر. لكن لدي ارتباك. لقد قرأت مقالتين عن ذلك ، لكن هناك شيئًا واحدًا غير واضح. هل يجب أن نلتقط صورًا للقمر في نفس اللحظة (نفس الشيء حرفيًا ، على سبيل المثال ، التقاط كلتا الصورتين في التوقيت العالمي المنسق 16) أم يجب أن نلتقط الصور في نفس التوقيت المحلي (على سبيل المثال ، إذا كان فرق المنطقة الزمنية ساعتين ، فإن فرق التوقيت بين ساعتين يجب أن تكون الصور الملتقطة ساعتين).

إذن ما هي الطريقة الصحيحة لذلك؟ أعتقد أنه الأول ، لكن لا يمكنني معرفة سبب عدم كونه الثاني.


أبسط طريقة: التقط الصور بنفس الطريقة (أي 16UTC). سيكون موقع القمر في السماء مختلفًا جدًا بالنسبة للمراقبين المختلفين ، نظرًا لطبيعة الأرض. لكن هذا ليس ما تقيسه. تحتاج إلى رؤية الاختلاف في الموضع بالنسبة إلى النجوم.

لمزيد من الدقة ، بدلاً من قياس الاختلاف هو الموضع مباشرةً ، يمكنك تحديد الوقت عندما يحجب القمر نجمًا. سيختلف الوقت المطلق الذي سيغطي فيه القمر نجمًا باختلاف المراقبين ، ويمكن تحويل ذلك إلى اختلاف في موضع القمر ، ويمكن حساب المنظر من ذلك. من الأسهل أن تكون دقيقًا في التوقيت بدلاً من قياس الموضع مباشرةً. باستخدام بعض الرياضيات الذكية ، يمكنك فقط قياس طول الإطباق بدلاً من الوقت المطلق ، وهذا يعني أنك لا تحتاج حتى إلى ساعة دقيقة ، فأنت تحتاج فقط إلى ساعة توقيت دقيقة (ليست مشكلة كبيرة الآن ، ولكنها مهمة عندما تم إجراء هذه القياسات أولاً)


إذا كنت مهتمًا فقط بالمسافة إلى القمر ، فيمكنك العثور عليها بشكل غير مباشر في التقويم البحري. لكل ساعة في السنة ، يوفر التقويم الملاحي عدد HP ، من أجل المنظر الأفقي. هذا هو الاختلاف في الموقع الظاهر للقمر بالنسبة للمراقب الذي يراه مباشرة في الأعلى والمراقب يراه في الأفق. باستخدام المثلثات المستوية (ألست سعيدًا لأنها ليست كروية) ، يمكنك تحديد المسافة: إنها تساوي نصف قطر الأرض مقسومًا على جيب HP. ستكون الإجابة بوحدات نصف قطر الأرض. HP تُعطى بالدقائق القوسية بدقة عُشر الدقيقة. ستكون جميع قيم HP قريبة من 1 درجة و 60 دقيقة.

لن يكون لديك أي طريقة لقياس اختلاف المنظر إلا إذا كنت تعرف مكانك ومكان القمر. تتطلب معرفة مكان القمر بيانات التقويم والوقت المحدد.

لم يكن واضحًا بالنسبة لي سبب اعتقادك أنك بحاجة إلى مرتين بدلاً من مرة.


إذا حدثت الملاحظات في نفس التوقيت المحلي في مناطق زمنية مختلفة (أوقات مختلفة بالتوقيت العالمي المنسق) ، فإن الاختلاف في مواضع القمر المرصودة له مكونان: المنظر والحركة المدارية للقمر. قد يتضمن الفصل بينهما افتراضًا مسبقًا حول المسافة التي تحاول قياسها. إجراء الملاحظات في نفس التوقيت العالمي المنسق (UTC) يلغي مكون الحركة المدارية ، تاركًا فقط اختلاف المنظر.


لماذا لسنا جميعًا في نفس المنطقة الزمنية؟

إذا كنت تسافر ، فأنت تعلم مقدار الإزعاج الذي يجب أن تتذكره لضبط ساعتك والساعة على جهاز الكمبيوتر المحمول الخاص بك لتعكس التوقيت المحلي في وجهتك ، ثم تذكر أن تعيدها مرة أخرى عند العودة. أو ربما فاتك موعد لعقد مؤتمر عبر الهاتف مع شخص ما في مدينة بعيدة ، لأنك نسيت أن الساعة 9:00 صباحًا في شيكاغو هي 7:00 صباحًا في لوس أنجلوس ، و 10:00 صباحًا في مدينة نيويورك. في كلتا الحالتين ، يمكن أن تكون المناطق الزمنية ، التي من المفترض أن تحافظ على ساعاتنا متسقة مع التوقيت الشمسي أينما كنا على الكوكب ، حقًا مؤلمة عندما تسافر عبر مناطق زمنية متعددة أو تتواصل مع شخص موجود في مكان بعيد.

من الغريب الاعتقاد أن المناطق الزمنية قد تم اختراعها كوسيلة لتقليل الارتباك بدلاً من التسبب فيه. نظرًا لأن التوقيت الشمسي يختلف وأنت تتحرك حتى مسافة قصيرة من مكان إلى آخر عبر الكوكب ، بالنسبة لمعظم تاريخ البشرية ، فإن الوقت من اليوم يختلف في كل مكان.

& quotTime كان يقاس فقط من خلال وضع الشمس ، لذلك كانت الساعة الشمسية تملي الوقت ، & quot يشرح ستيف هانكي ، أستاذ الاقتصاد التطبيقي في جامعة جونز هوبكنز في بالتيمور. على سبيل المثال ، جاء ظهر في لندن قبل 10 دقائق من الظهر في بريستول ، 120 ميلاً (193 كيلومترًا) إلى الغرب. حتى بعد أن بدأ الناس في استخدام الساعات الميكانيكية في أوروبا في القرن الثالث عشر الميلادي ، استمرت التناقضات.

كيف قامت السكك الحديدية بتوحيد المناطق الزمنية

لكن الارتباك حول الوقت المحدد لم يكن مشكلة كبيرة حتى القرن التاسع عشر ، عندما بدأت قطارات السكك الحديدية في إتاحة السفر بسرعة من مكان إلى آخر. وفجأة ، فقد & quot الناس القطارات ، وبدأت تقترب من وقوع حوادث اصطدام قطارات ، & quot ؛ يقول هانكي. لم تكن أوروبا وحدها التي ابتليت بمجموعة من المناطق الزمنية. ويضيف هانكي: & quot في الولايات المتحدة ، كان لكل مدينة معيار زمني مختلف. & quot كان لديك 300 منطقة زمنية محلية في الولايات المتحدة ، على الرغم من أن خطوط السكك الحديدية تكثفتها في النهاية إلى 100 منطقة. & quot

أخيرًا ، فقد المهندس الأسكتلندي المولد ، السير ساندفورد فليمنج ، قطارًا في أيرلندا في عام 1876 بسبب خطأ في جدول زمني مطبوع وقرر إصلاح الأشياء. ابتكر فليمنغ نظامًا يقسم فيه العالم إلى 24 منطقة زمنية ، متباعدة بفواصل زمنية مقدارها 15 درجة تقريبًا عبر الكوكب. في النهاية ، تبنى العالم نظام Fleming ، حيث لم يكن الوقت يعتمد على اليوم الشمسي المحلي ، ولكن على عدد المناطق الزمنية التي تفصل موقعًا عن مرصد Royal Greenwich في المملكة المتحدة ، حيث تم تحديد توقيت غرينتش حسب متوسط ​​الوقت من اليوم عندما مرت الشمس فوق خط الطول الرئيسي في غرينتش. استخدم معظم الأشخاص بالفعل المخططات البحرية التي حددت غرينتش على أنها خط الزوال الرئيسي ، أو خط الطول 0 درجة. هذا هو الخط الذي يفصل بين نصفي الكرة الأرضية الشرقي والغربي.

في 18 تشرين الثاني (نوفمبر) 1883 - والتي ، كما تفاصيل هذه القصة الإذاعية الوطنية العامة الأخيرة ، أصبحت معروفة باسم & quothe day of two الظهر & quot - تحولت خطوط السكك الحديدية في أمريكا الشمالية إلى نظام من أربع مناطق زمنية فقط - التوقيت الشرقي والتوقيت المركزي والتوقيت الجبلي و بتوقيت المحيط الهادئ. أصدرت العديد من المدن المراسيم التي تتبنى النظام أيضًا ، وفي النهاية ، أصبح المعيار في جميع أنحاء الولايات المتحدة باستخدام GMT كنقطة انطلاق تمنع أي منافسة بين مدن الولايات المتحدة المختلفة لشرف كونها خط الزوال الرئيسي.

هل يجب أن نكون جميعًا في منطقة زمنية واحدة؟

ولكن حتى مع تغيرات زمنية أقل ، ظهر الارتباك الزمني مرة أخرى كمشكلة في القرن العشرين. لقد أدى ظهور السفر الجوي إلى مسافات مضغوطة بشكل أكبر ، وظهور الإنترنت والأجهزة المحمولة ، مما أتاح التواصل الفوري بين الناس في جميع أنحاء الكوكب ومنحنا ثقافة تتراوح بين 24 و 7 أيام نرتبط فيها ارتباطًا وثيقًا بالأحداث في الأماكن البعيدة.

لهذا السبب قبل بضع سنوات ، اقترح هانكي وزميله ، أستاذ الفيزياء وعلم الفلك في جامعة جونز هوبكنز ، ريتشارد كون هنري ، حلاً أبسط. إنهم يريدون التخلص من المناطق الزمنية تمامًا ، ووضع العالم بأسره على التوقيت العالمي (UTC). في ظل نظامهم ، عندما تكون الساعة 9:00 في مكان ما ، تكون الساعة 9:00 في كل مكان على هذا الكوكب ، حتى لو كان الصباح في مكان والمساء في مكان آخر.

بالإضافة إلى تسهيل التكيف مع السفر ، فإن قضاء وقت واحد عبر الكوكب سيجعل الأمر أسهل للأشخاص الذين يحتاجون ، على سبيل المثال ، إلى إجراء مكالمات جماعية مع مجموعات من الأفراد المنتشرين من مونتانا إلى ألمانيا ، مثل هانكي ، وهو المجلس الإشرافي رئيس مجلس إدارة شركة هولندية ، يجب أن يفعله أحيانًا

& quot؛ الارتباك الذي لا نهاية له سيختفي إلى الأبد & quot ؛ & quotLife ستكون أبسط! & quot

قد يؤدي إلغاء المناطق الزمنية أيضًا إلى القضاء على الآثار الصحية السلبية للحرمان من النوم التي تؤثر على الأشخاص الذين يعيشون على الحافة الغربية للمناطق الزمنية ، كما هو موضح في مقالة مايو 2019 في مجلة اقتصاديات الصحة.

منذ أن اقترح هانكي وهنري إلغاء المناطق الزمنية في عام 2012 ، أيد آخرون ، مثل المؤلف الأكثر مبيعًا وكاتب المقالات في نيويورك تايمز جيمس جليك ، الفكرة أيضًا. وإلى حد ما ، تم بالفعل التحول إلى التوقيت العالمي. يعتمد الطيارون ومراقبو الحركة الجوية في الولايات المتحدة ، على سبيل المثال ، على التوقيت العالمي (أو & quotzulu time ، & quot كما يسمونه). يقوم المتداولون الماليون ، الذين تتجاوز تعاملاتهم أحيانًا الحدود وكذلك المناطق الزمنية ، بختم المعاملات في التوقيت العالمي أيضًا ، للتأكد من صحة التسعير. ويعمل الإنترنت أساسًا وفق التوقيت العالمي.

قد يتساءل البعض عما إذا كان التحول إلى التوقيت العالمي سيغير إيقاع جداول الناس اليومية ، لكن هانكي لا يعتقد ذلك.

& quot؛ يقول الناس ، "أوه ، إذا ذهبنا إلى التوقيت العالمي ، فهذا يعني أننا سنفتح أعمالنا عندما يحل الظلام بالخارج." لا ، عملك سوف يسير كما هو الآن مع الشمس. في نيويورك أو بالتيمور ، إذا فتحت بشكل طبيعي في الساعة 9 صباحًا ، فسيكون ذلك 14:00 [2 مساءً] على ساعتك ، ومثلًا (على افتراض أن توقيت غرينتش 9 صباحًا) قد يستغرق الأمر بعض الوقت لتعتاد على ذلك ، لكن هانكي يعتقد ذلك خلال جيل واحد ، لم يعد الأطفال الذين نشأوا مع شركة UTC مرتبطين ، لنفترض السابعة صباحًا بوقت الإفطار أو التاسعة صباحًا ببدء العمل. والتبديل لم يسمع به من قبل.

& quot؛ تعاني الصين حاليًا من هذه "المشكلة" من حيث أن لديها منطقة زمنية واحدة لجزء كبير من العقارات بين الشرق والغرب ، ويضيف هنري. & quot ولكن يتم علاجه تمامًا من خلال اتخاذ قرارات محلية بشأن أوقات الفتح / الإغلاق للشركات وما إلى ذلك. من الواضح أن هذا سيكون ضروريًا لنظام عالمي. & quot

كان اقتراح هانكي وهنري للتبديل إلى التوقيت العالمي ثمرةً لمشروع آخر من مشاريعهما ، وهو تقويم هانكي-هنري الدائم ، والذي من شأنه أن يخلق سنة من 364 يومًا يكون فيها أول شهرين من كل ربع 30 يومًا ، والثالث له 31 يومًا. كل ربع سنة له نفس عدد الأيام بالضبط ، 91 ، والذي يهدف إلى تبسيط الحسابات المالية.


التوقيت الفلكي

فلكي (من اليونانية سيدوس المعنى & # x201Cstar & # x201D) الوقت ، مثل معظم قياسات الوقت العادية ، يعتمد على الحركة الدورانية والمدارية للأرض. ومع ذلك ، على عكس الطرق الأخرى لقياس مرور الوقت ، يستخدم الوقت الفلكي نقطة ثابتة في الفضاء (عادةً ما تكون واحدة من النجوم الثابتة ومن هنا جاءت تسميتها فلكي) كنقطة مرجعية لبداية ونهاية يوم أو شهر أو سنة . على النقيض من ذلك ، تستخدم الأيام والسنوات العادية ، وكذلك الأشهر القمرية (من قمر جديد إلى آخر) ، المواضع النسبية المتغيرة باستمرار للشمس والقمر والأرض. نتيجة لذلك ، توجد اختلافات طفيفة في الطول بين الأيام الفلكية والشهور والسنوات والأيام العادية والشهور والسنوات. يُستخدم الزمن الفلكي ، الذي يستخدمه علماء الفلك أيضًا ، في جداول مواضع الكواكب (ephemerides) وكذلك في جداول المنازل. الخطوة الأولى في رسم مخطط الولادة هي تحويل وقت الولادة إلى وقت فلكي.


2 إجابات 2

لقد درست مؤخرًا درسًا مدته ساعة واحدة حول هذا ولم يكن طويلًا بما يكفي ، لكنني سأحاول تلخيصه لتوجيهك في الاتجاه الصحيح. استعد لقليل من الجبر.

دعونا يساوي الوقت وفقا للخادم. دع c يساوي الوقت وفقًا للعميل. دع د = s - c. d هو ما يضاف إلى وقت العميل لتصحيحه لوقت الخادم ، وهو ما نحتاج إلى حله.

أولاً نرسل حزمة من الخادم إلى العميل مع طابع زمني. عندما يتم استلام هذه الحزمة من العميل ، فإنه يخزن الفرق بين الطابع الزمني المحدد والساعة الخاصة به على أنه t1.

ثم يرسل العميل حزمة إلى الخادم بطابع زمني خاص به. يرسل الخادم الفرق بين الطابع الزمني والساعة الخاصة به إلى العميل كـ t2.

لاحظ أن كلا من t1 و t2 يشتمل على t "وقت السفر" للحزمة بالإضافة إلى فرق الوقت بين الساعتين د. بافتراض أن وقت السفر هو نفسه في كلا الاتجاهين ، لدينا الآن معادلتان في مجهولين ، يمكن حلهما:

تأتي الحيلة لأن وقت السفر ليس دائمًا ثابتًا ، كما يتضح من أصواتك بين 50 و 200 مللي ثانية. اتضح أن استخدام الطوابع الزمنية مع أقل وقت ping هو الأكثر دقة. ذلك لأن وقت اختبار الاتصال هو مجموع التأخير "المعدني" بالإضافة إلى أي تأخير في الانتظار في قوائم انتظار جهاز التوجيه. بين الحين والآخر ، تمر حزمة محظوظة دون أي تأخير في قائمة الانتظار ، لذلك تستخدم هذا الحد الأدنى من الوقت باعتباره أكثر الأوقات تكرارًا.

ضع في اعتبارك أيضًا أن الساعات تعمل بمعدلات مختلفة. على سبيل المثال ، يمكنني إعادة ضبط جهاز الكمبيوتر الخاص بي في المنزل إلى مللي ثانية وبعد يوم واحد سيكون بطيئًا بمقدار 8 ثوانٍ. هذا يعني أنه يجب عليك إعادة ضبط د. يمكنك استخدام منحدر القيم المختلفة لـ d المحسوبة بمرور الوقت لحساب الانجراف والتعويض عنه بين القياسات ، لكن هذا خارج نطاق الإجابة هنا.


محتويات

يمكن تفسير الانحراف على أنه الفرق في زاوية شعاع الضوء في الإطارات المرجعية بالقصور الذاتي المختلفة. التشبيه الشائع هو النظر في الاتجاه الظاهر للمطر المتساقط. إذا كان المطر يتساقط عموديًا في الإطار المرجعي لشخص يقف ساكنًا ، فعندئذٍ بالنسبة لشخص يتحرك للأمام ، سيبدو المطر وكأنه يصل إلى زاوية ، مما يتطلب من المراقب المتحرك إمالة المظلة إلى الأمام. كلما تحرك المراقب بشكل أسرع ، زادت الحاجة إلى إمالة.

التأثير النهائي هو أن أشعة الضوء التي تصطدم بالمراقب المتحرك من الجانبين في إطار ثابت ستأتي بزاوية من الأمام في إطار المراقب المتحرك. يسمى هذا التأثير أحيانًا تأثير "الكشاف" أو "المصباح الأمامي".

في حالة الانحراف السنوي لضوء النجوم ، فإن اتجاه ضوء النجم الوارد كما يظهر في الإطار المتحرك للأرض يميل بالنسبة للزاوية التي لوحظت في إطار الشمس. نظرًا لأن اتجاه حركة الأرض يتغير أثناء مدارها ، فإن اتجاه هذا الميل يتغير على مدار العام ، ويؤدي إلى اختلاف الموضع الظاهري للنجم عن موضعه الحقيقي كما تم قياسه في إطار القصور الذاتي للشمس.

بينما يعطي التفكير الكلاسيكي حدسًا للانحراف ، فإنه يؤدي إلى عدد من المفارقات الجسدية التي يمكن ملاحظتها حتى على المستوى الكلاسيكي (انظر التاريخ). نظرية النسبية الخاصة مطلوبة لتفسير الانحراف بشكل صحيح. التفسير النسبي مشابه جدًا للتفسير الكلاسيكي ، ومع ذلك ، يمكن فهم الانحراف في كلا النظريتين على أنه حالة إضافة سرعات.

تحرير الشرح الكلاسيكي

التفسير النسبي تحرير

المنطق في الحالة النسبية هو نفسه باستثناء أنه يجب استخدام صيغ إضافة السرعة النسبية ، والتي يمكن اشتقاقها من تحولات لورينتز بين الأطر المرجعية المختلفة. هذه الصيغ

العلاقة مع تصحيح الوقت الخفيف والإشعاع النسبي تحرير

يرتبط الانحراف بظاهرتين أخريين ، تصحيح وقت الضوء ، والذي يرجع إلى حركة جسم مرصود خلال الوقت الذي يستغرقه ضوءه للوصول إلى مراقب ، والإشعاع النسبي ، وهو زاوية الضوء المنبعث من حركة متحركة. مصدر ضوء. يمكن اعتبارها معادلة لها ولكن في إطار مرجعي بالقصور الذاتي مختلف. في الانحراف ، يُعتبر المراقب متحركًا بالنسبة إلى مصدر ضوء ثابت (من أجل البساطة [7]) ، بينما في تصحيح وقت الضوء والإشعاع النسبي ، يُعتبر مصدر الضوء متحركًا بالنسبة إلى مراقب ثابت.

ضع في اعتبارك حالة مراقب ومصدر ضوء يتحركان بالنسبة لبعضهما البعض بسرعة ثابتة ، مع انتقال شعاع ضوئي من المصدر إلى الراصد. في لحظة البث ، يتم إمالة الحزمة في إطار راحة المراقب مقارنةً بالشعاع الموجود في إطار بقية المصدر ، كما يُفهم من خلال الإرسال النسبي. خلال الوقت الذي يستغرقه شعاع الضوء للوصول إلى المراقب ، يتحرك مصدر الضوء في إطار المراقب ، ويتم إزاحة "الموضع الحقيقي" لمصدر الضوء بالنسبة إلى الموضع الظاهر الذي يراه المراقب ، كما هو موضح بواسطة تصحيح وقت الضوء. أخيرًا ، يتم إمالة الحزمة في إطار المراقب في لحظة المراقبة مقارنة بالحزمة في إطار المصدر ، والتي يمكن فهمها على أنها تأثير انحراف. وهكذا ، فإن أي شخص في إطار مصدر الضوء سيصف الميل الظاهر للشعاع من حيث الانحراف ، بينما يصفه الشخص في إطار المراقب بأنه تأثير زمن الضوء.

تكون العلاقة بين هذه الظواهر صحيحة فقط إذا كانت إطارات المراقب والمصدر إطارات بالقصور الذاتي. من الناحية العملية ، نظرًا لأن الأرض ليست إطارًا للراحة بالقصور الذاتي ولكنها تعاني من تسارع الجاذبية نحو الشمس ، فإن العديد من التأثيرات الانحرافية مثل الانحراف السنوي على الأرض لا يمكن اعتبارها تصحيحًا لوقت الضوء. ومع ذلك ، إذا كان الوقت الفاصل بين انبعاث الضوء واكتشافه قصيرًا مقارنة بالفترة المدارية للأرض ، فيمكن تقريب الأرض كإطار بالقصور الذاتي وتكون التأثيرات الشاذة مكافئة لتصحيحات وقت الضوء.

هناك عدد من أنواع الانحرافات الناتجة عن اختلاف مكونات حركة الأرض والجسم المرصود:

  • انحراف سنوي يرجع ذلك إلى الثورة المدارية للأرض حول الشمس.
  • انحراف كوكبي هو مزيج من تصحيح الزيغ والضوء.
  • انحراف نهاري يرجع ذلك إلى دوران الأرض حول محورها.
  • ضلال علماني بسبب حركة الشمس والنظام الشمسي بالنسبة للنجوم الأخرى في مجرتنا.

تعديل الانحراف السنوي

يحدث الانحراف السنوي بسبب حركة مراقب على الأرض حيث يدور الكوكب حول الشمس. بسبب الانحراف المداري ، فإن السرعة المدارية v < displaystyle v> للأرض (في إطار بقية الشمس) تختلف بشكل دوري خلال العام حيث يمر الكوكب في مداره الإهليلجي وبالتالي يختلف الانحراف أيضًا بشكل دوري ، مما يؤدي عادةً إلى ظهور النجوم وكأنها تتحرك في شكل بيضاوي صغير.

بافتراض وجود مدار دائري ، يتسبب الانحراف السنوي في ظهور النجوم الموجودة على مسير الشمس بالضبط (مستوى مدار الأرض) وكأنها تتحرك ذهابًا وإيابًا على طول خط مستقيم ، متغيرة حسب κ < displaystyle kappa> على جانبي موقعها في الشمس الإطار. النجم الذي يقع بالضبط في أحد أقطاب مسير الشمس (عند 90 درجة من مستوى مسير الشمس) سيظهر وكأنه يتحرك في دائرة نصف قطرها κ حول موقعه الحقيقي ، وستظهر النجوم عند خطوط العرض الكسوف المتوسطة التحرك على طول القطع الناقص الصغير.

للتوضيح ، ضع في اعتبارك نجمًا في القطب الشمالي للمسير الشمسي ينظر إليه مراقب في نقطة على الدائرة القطبية الشمالية. مثل هذا المراقب سيرى النجم وهو يمر في أوج ذروة حركته ، مرة كل يوم (بالمعنى الدقيق للكلمة ، يوم فلكي). في وقت الاعتدال مارس ، يحمل مدار الأرض الراصد في اتجاه الجنوب ، وبالتالي ينزاح الانحراف الظاهري للنجم إلى الجنوب بزاوية κ < displaystyle kappa>. في الاعتدال الربيعي لشهر سبتمبر ، يتم إزاحة موقع النجم إلى الشمال بمقدار مساوٍ ومعاكس.في أي من الانقلابين الشمسي ، يكون الإزاحة في الانحراف صفرًا. وعلى العكس من ذلك ، فإن مقدار الإزاحة في الصعود الأيمن هو صفر في أي من الانقلابين الشمسيين وأقصى حد في أي انقلاب شمسي.

في الواقع ، يكون مدار الأرض بيضاويًا قليلاً وليس دائريًا ، وتختلف سرعته إلى حد ما على مدار مداره ، مما يعني أن الوصف أعلاه تقريبي فقط. يتم حساب الانحراف بشكل أكثر دقة باستخدام السرعة اللحظية للأرض بالنسبة إلى مركز ثقل النظام الشمسي. [8]

لاحظ أن الإزاحة الناتجة عن الانحراف متعامدة مع أي إزاحة بسبب اختلاف المنظر. إذا كان المنظر قابلاً للاكتشاف ، فسيحدث الحد الأقصى من النزوح إلى الجنوب في ديسمبر ، والحد الأقصى للنزوح إلى الشمال في يونيو. يبدو أن هذه الحركة الشاذة هي التي حيرت علماء الفلك الأوائل.

تحرير الانحراف السنوي الشمسي

يمكن وصف هذا الانحراف على أنه تأثير زمن الضوء بسبب حركة الأرض خلال 8.3 دقيقة التي يستغرقها الضوء للانتقال من الشمس إلى الأرض. العلاقة مع κ هو: [0.000099365 rad / 2 π rad] x [365.25 d x 24 h / d x 60 min / h] = 8.3 min = 8 min 19 s. هذا ممكن لأن وقت عبور ضوء الشمس قصير بالنسبة إلى الفترة المدارية للأرض ، لذلك يمكن تقريب إطار الأرض على أنه قصور ذاتي. في إطار الأرض ، تتحرك الشمس بمسافة Δ x = vt < displaystyle Delta x = vt> في الوقت الذي يستغرقه الضوء للوصول إلى الأرض ، t = R / c < displaystyle t = R / c> مدار نصف القطر R . هذا يعطي تصحيحًا للزاوية tan ⁡ (θ) ≈ θ = Δ x / R والتي يمكن حلها لإعطاء θ = v / c = κ ، نفس التصحيح الشاذ (هنا κ بالراديان وليس بالثانية القوسية).

تحرير انحراف الكواكب

الانحراف الكوكبي هو مزيج من انحراف الضوء (بسبب سرعة الأرض) وتصحيح وقت الضوء (بسبب حركة الجسم والمسافة) ، كما هو محسوب في بقية إطار النظام الشمسي. يتم تحديد كلاهما في اللحظة التي يصل فيها ضوء الجسم المتحرك إلى المراقب المتحرك على الأرض. يطلق عليه هذا الاسم لأنه يتم تطبيقه عادةً على الكواكب والأجسام الأخرى في النظام الشمسي التي تُعرف حركتها ومسافتها بدقة.

تحرير الزيغ النهاري

يحدث الانحراف النهاري بسبب سرعة المراقب على سطح دوران الأرض. لذلك فهي لا تعتمد فقط على وقت المراقبة ، ولكن أيضًا على خط العرض وخط الطول للمراقب. تأثيره أصغر بكثير من تأثير الانحراف السنوي ، وهو 0.32 ثانية قوسية فقط في حالة المراقب عند خط الاستواء ، حيث تكون سرعة الدوران أكبر. [9]

تحرير الزيغ العلماني

تدور الشمس والنظام الشمسي حول مركز المجرة. يُعرف الانحراف الناتج عن هذه الحركة باسم الانحراف العلماني ويؤثر على المواضع الظاهرة للنجوم البعيدة والأجسام خارج المجرة. ومع ذلك ، نظرًا لأن السنة المجرية تبلغ حوالي 230 مليون سنة ، فإن الانحراف يختلف ببطء شديد ويصعب للغاية ملاحظة هذا التغيير. لذلك ، عادة ما يتم تجاهل الانحراف العلماني عند النظر في مواقع النجوم. بعبارة أخرى ، تُظهر الخرائط النجمية المواضع الظاهرة المرصودة للنجوم ، وليس مواقعها الحقيقية المحسوبة بعد حساب الانحراف العلماني.

بالنسبة للنجوم التي تبعد أقل بكثير من 230 مليون سنة ضوئية ، يمكن تقريب النظام الشمسي كإطار بالقصور الذاتي وبالتالي فإن تأثير الانحراف العلماني يعادل تصحيح وقت الضوء. وهذا يشمل النجوم في درب التبانة ، حيث يبلغ قطر مجرة ​​درب التبانة حوالي 100000 سنة ضوئية. بالنسبة لهذه النجوم ، يتم حساب الموقع الحقيقي للنجم بسهولة من حركته الصحيحة وبعده.

عادة ما يكون الانحراف العلماني عبارة عن عدد صغير من الدقائق القوسية ، على سبيل المثال ، تم إزاحة النجم الثابت Groombridge 1830 بمقدار 3 دقائق قوسية تقريبًا ، [9] بسبب الانحراف العلماني. هذا هو ما يقرب من 8 أضعاف تأثير الانحراف السنوي ، كما يتوقع المرء لأن سرعة النظام الشمسي بالنسبة إلى مركز المجرة تبلغ حوالي 8 أضعاف سرعة الأرض بالنسبة للشمس.

كان اكتشاف انحراف الضوء غير متوقع على الإطلاق ، ولم يتمكن برادلي من تفسيره في عام 1727 إلا من خلال المثابرة الكبيرة والثقة. وقد نشأ من محاولات اكتشاف ما إذا كانت النجوم تمتلك اختلافات ملحوظة في المنظر.

ابحث عن تحرير المنظر النجمي

تلقت نظرية مركزية الشمس الكوبرنيكية للنظام الشمسي تأكيدًا من خلال ملاحظات جاليليو وتيكو براهي والتحقيقات الرياضية لكبلر ونيوتن. [10] في وقت مبكر من عام 1573 ، اقترح توماس ديجز أن التحول المنقطع للنجوم يجب أن يحدث وفقًا لنموذج مركزية الشمس ، وبالتالي إذا أمكن ملاحظة اختلاف المنظر النجمي ، فسيساعد ذلك في تأكيد هذه النظرية. ادعى العديد من المراقبين أنهم حددوا مثل هذه الاختلافات ، لكن Tycho Brahe و Giovanni Battista Riccioli خلصوا إلى أنهم موجودون فقط في أذهان المراقبين ، وكانوا بسبب أخطاء شخصية وشخصية. ومع ذلك ، في عام 1680 ، كتب جان بيكار في كتابه رحلة أورانيبورغ ، ذكر ، نتيجة لعشر سنوات من الملاحظات ، أن Polaris ، النجم القطبي ، أظهر اختلافات في موقعه تصل إلى 40 سنويًا. سعى بعض علماء الفلك إلى تفسير ذلك من خلال اختلاف المنظر ، لكن هذه المحاولات فشلت لأن الحركة تختلف عن تلك التي ينتجها اختلاف المنظر. استنتج جون فلامستيد ، من القياسات التي أجريت في عام 1689 والسنوات التالية مع الربع الجداري الخاص به ، أن انحراف بولاريس كان أقل بمقدار 40 في يوليو مما كان عليه في سبتمبر. نشر روبرت هوك ، في عام 1674 ، ملاحظاته حول γ Draconis ، وهو نجم بحجم 2 متر يمر عمليا فوق خط عرض لندن (ومن ثم فإن ملاحظاته خالية إلى حد كبير من التصحيحات المعقدة بسبب الانكسار الجوي) ، وخلص إلى أن هذا النجم كان 23 ″ في الشمال أكثر من أكتوبر. [10]

تحرير ملاحظات جيمس برادلي

ونتيجة لذلك ، عندما دخل برادلي وصمويل مولينو هذا المجال من البحث في عام 1725 ، كان لا يزال هناك قدر كبير من عدم اليقين بشأن ما إذا كان قد لوحظ وجود اختلاف في المنظر النجمي أم لا ، وبهدف الإجابة بالتأكيد على هذا السؤال ، قاموا بإنشاء تلسكوب كبير في مولينو منزل في Kew. [4] قرروا إعادة التحقيق في حركة γ Draconis باستخدام تلسكوب صنعه جورج جراهام (1675-1751) ، صانع الآلات الشهير. تم تثبيت هذا على كومة مدخنة رأسية بطريقة تسمح بتذبذب صغير للعدسة ، تم تنظيم مقدارها (أي الانحراف عن العمودي) وقياسه عن طريق إدخال المسمار وخط راسيا. [10]

تم إنشاء الأداة في نوفمبر 1725 ، وتم إجراء الملاحظات على Draconis بدءًا من ديسمبر. لوحظ أن النجم يتحرك 40 درجة جنوبًا بين سبتمبر ومارس ، ثم عكس مساره من مارس إلى سبتمبر. [10] في نفس الوقت ، 35 Camelopardalis ، نجم ذو صعود أيمن تقريبًا عكس ذلك تمامًا لـ γ Draconis ، كان 19 بوصة في بداية شهر مارس أكثر منه في سبتمبر. [11] كانت هذه النتائج غير متوقعة تمامًا ولا يمكن تفسيرها. من خلال النظريات الموجودة.

تحرير الفرضيات المبكرة

ناقش برادلي ومولينو عدة فرضيات على أمل إيجاد الحل. نظرًا لأنه من الواضح أن الحركة الظاهرة لم تكن ناتجة عن اختلاف اختلاف المنظر أو أخطاء الرصد ، افترض برادلي أولاً أنه يمكن أن يكون بسبب التذبذبات في اتجاه محور الأرض بالنسبة للكرة السماوية - وهي ظاهرة تُعرف باسم الانعطاف. 35 كان يُنظر إلى Camelopardalis على أنه يمتلك حركة واضحة يمكن أن تكون متسقة مع الالتفاف ، ولكن نظرًا لأن انحرافها يختلف بمقدار نصف فقط عن انحراف γ Draconis ، فقد كان من الواضح أن التعويذة لم توفر الإجابة [12] (ومع ذلك ، برادلي لاحقًا ذهب ليكتشف أن الأرض بالفعل جوزة الطيب). [13] كما حقق أيضًا في احتمال أن تكون الحركة ناتجة عن التوزيع غير المنتظم للغلاف الجوي للأرض ، مما ينطوي على اختلافات غير طبيعية في معامل الانكسار ، ولكنه حصل مرة أخرى على نتائج سلبية. [12]

في 19 أغسطس 1727 ، شرع برادلي في سلسلة أخرى من الملاحظات باستخدام تلسكوب خاص به أقيم في Rectory ، Wanstead. تمتاز هذه الأداة بمجال رؤية أكبر وكان قادرًا على الحصول على مواقع دقيقة لعدد كبير من النجوم على مدار حوالي عشرين عامًا. خلال العامين الأولين من عمله في وانستيد ، أثبت وجود ظاهرة الانحراف بما لا يدع مجالاً للشك ، وقد مكنه ذلك أيضًا من صياغة مجموعة من القواعد التي من شأنها أن تسمح بحساب التأثير على أي نجم في تاريخ محدد.

تطوير نظرية الانحراف تحرير

طور برادلي في النهاية تفسيره للانحراف في حوالي سبتمبر 1728 وتم تقديم هذه النظرية إلى الجمعية الملكية في منتصف يناير من العام التالي. كانت إحدى القصص المعروفة أنه رأى تغير اتجاه ريشة الرياح على متن قارب على نهر التايمز ، ليس بسبب تغير الرياح نفسها ، ولكن بسبب تغيير مسار القارب بالنسبة لاتجاه الرياح. [13] ومع ذلك ، لا يوجد سجل لهذه الحادثة في رواية برادلي الخاصة للاكتشاف ، وبالتالي قد تكون ملفقة.

يوضح الجدول التالي مقدار الانحراف عن الانحراف الحقيقي لـ γ Draconis والاتجاه ، على مستويات اللون الانقلابي وخط الطول الرئيسي لمسير الشمس ، لمماس سرعة الأرض في مدارها لكل شهر من الأشهر الأربعة حيث تم العثور على المتطرفين ، وكذلك الانحراف المتوقع عن خط طول مسير الشمس الحقيقي إذا قام برادلي بقياس انحرافه عن الصعود الأيمن:

شهر اتجاه السرعة العرضية للأرض على مستوى اللون الانقلابيّ الانحراف عن الانحراف الحقيقي لـ γ دراكونيس اتجاه السرعة العرضية للأرض على مستوى خط الزوال الرئيسي المسير الانحراف المتوقع عن خط طول مسير الشمس الحقيقي لـ γ Draconis
ديسمبر صفر لا أحد ← (التحرك نحو الحضيض بسرعة عالية) انخفاض بأكثر من 20.2 بوصة
مارس ← (التحرك نحو الأوج) 19.5 "جنوباً صفر لا أحد
يونيو صفر لا أحد → (التحرك نحو الأوج بسرعة بطيئة) زيادة أقل من 20.2 بوصة
شهر سبتمبر → (التحرك نحو الحضيض الشمسي) 19.5 بوصة باتجاه الشمال صفر لا أحد

اقترح برادلي أن انحراف الضوء لا يؤثر فقط على الانحراف ، بل يؤثر أيضًا على الصعود الأيمن أيضًا ، بحيث يصف النجم في قطب مسير الشمس شكلًا بيضاويًا صغيرًا يبلغ قطره حوالي 40 بوصة ، ولكن من أجل التبسيط ، افترض أنه كذلك دائرة. نظرًا لأنه لاحظ فقط الانحراف في الانحراف ، وليس في الصعود الأيمن ، فإن حساباته لأقصى انحراف لنجم في قطب مسير الشمس هي لانحرافه فقط ، والذي سيتزامن مع قطر الدائرة الصغيرة الموصوفة بواسطة هذا النجم. بالنسبة لثمانية نجوم مختلفة ، كانت حساباته على النحو التالي:

نجمة التغيير السنوي (") أقصى انحراف في ميل نجم في قطب مسير الشمس (")
γ دراكونيس 39 40.4
β دراكونيس 39 40.2
η Ursa Maj. 36 40.4
α كاس. 34 40.8
τ بيرسي 25 41.0
α بيرسي 23 40.2
35 جمل. 19 40.2
كابيلا 16 40.0
يعني 40.4

بناءً على هذه الحسابات ، كان برادلي قادرًا على تقدير ثابت الانحراف عند 20.2 بوصة ، أي ما يعادل 0.00009793 راديان ، وبهذا كان قادرًا على تقدير سرعة الضوء عند 183300 ميل (295000 كم) في الثانية. بإسقاط الدائرة الصغيرة لنجم في قطب مسير الشمس ، يمكنه تبسيط حساب العلاقة بين سرعة الضوء وسرعة الحركة السنوية للأرض في مدارها على النحو التالي:

وبالتالي ، فإن سرعة الضوء إلى سرعة الحركة السنوية للأرض في مدارها هي 10210 إلى واحد ، ومن أين سيتبع ذلك ، يتحرك الضوء ، أو ينتشر بعيدًا عن الشمس إلى الأرض في 8 دقائق و 12 ثانية. [15]

يعتبر اكتشاف الانحراف وتوضيحه الآن حالة كلاسيكية لتطبيق المنهج العلمي ، حيث يتم إجراء الملاحظات لاختبار النظرية ، ولكن يتم الحصول على نتائج غير متوقعة في بعض الأحيان تؤدي بدورها إلى اكتشافات جديدة. ومن الجدير بالذكر أيضًا أن جزءًا من الدافع الأصلي للبحث عن المنظر النجمي كان اختبار النظرية الكوبرنيكية القائلة بأن الأرض تدور حول الشمس ، ولكن بالطبع وجود الانحراف يثبت أيضًا حقيقة تلك النظرية.

أصبحت ظاهرة الانحراف قوة دافعة للعديد من النظريات الفيزيائية خلال 200 عام بين ملاحظتها والتفسير القاطع لألبرت أينشتاين.

تم تقديم التفسير الكلاسيكي الأول في عام 1729 ، بواسطة جيمس برادلي كما هو موصوف أعلاه ، والذي نسبه إلى السرعة المحدودة للضوء وحركة الأرض في مدارها حول الشمس. [3] [4] ومع ذلك ، فقد ثبت أن هذا التفسير غير دقيق بمجرد فهم طبيعة موجة الضوء بشكل أفضل ، وأصبح تصحيحها هدفًا رئيسيًا لنظريات القرن التاسع عشر حول الأثير المضيء. اقترح Augustin-Jean Fresnel تصحيحًا بسبب حركة وسيط (الأثير) ينتشر من خلاله الضوء ، والمعروف باسم "سحب الأثير الجزئي". اقترح أن تقوم الكائنات بسحب الأثير جزئيًا معها أثناء تحركها ، وأصبح هذا هو التفسير المقبول للانحراف لبعض الوقت. اقترح جورج ستوكس نظرية مماثلة ، موضحًا أن الانحراف يحدث بسبب تدفق الأثير الناجم عن حركة الأرض. أدت الأدلة المتراكمة ضد هذه التفسيرات ، جنبًا إلى جنب مع الفهم الجديد للطبيعة الكهرومغناطيسية للضوء ، إلى قيام هندريك لورنتز بتطوير نظرية الإلكترون التي تميز الأثير غير المتحرك ، وأوضح أن الأجسام تتقلص في الطول أثناء تحركها عبر الأثير. بدافع من هذه النظريات السابقة ، طور ألبرت أينشتاين نظرية النسبية الخاصة في عام 1905 ، والتي تقدم التفسير الحديث للانحراف.

تحرير تفسير برادلي الكلاسيكي

تصور برادلي تفسيرًا من منظور نظرية الجسيمات للضوء التي يتكون فيها الضوء من جسيمات. [1] يناشد تفسيره الكلاسيكي حركة الأرض بالنسبة لشعاع من جسيمات الضوء تتحرك بسرعة محدودة ، وقد تم تطويره في الإطار المرجعي للشمس ، على عكس الاشتقاق الكلاسيكي المذكور أعلاه.

تحرير الأثير المضيء

في أوائل القرن التاسع عشر ، أعيد اكتشاف نظرية الموجة للضوء ، وفي عام 1804 قام توماس يونغ بتكييف تفسير برادلي للضوء الجسيمي إلى ضوء شبيه بالموجة ينتقل عبر وسط يُعرف باسم الأثير المضيء. كان منطقه هو نفسه منطق برادلي ، لكنه تطلب أن تكون هذه الوسيلة ثابتة في الإطار المرجعي للشمس ويجب أن تمر عبر الأرض غير متأثرة ، وإلا فإن الوسط (وبالتالي الضوء) سيتحرك مع الأرض ولن يلاحظ أي انحراف . [17] كتب:

عند النظر في ظاهرة انحراف النجوم ، فإنني على استعداد للاعتقاد بأن الأثير المضيء يسود مادة جميع الأجسام المادية مع القليل من المقاومة أو بدون مقاومة ، ربما بحرية كما تمر الرياح عبر بستان من الأشجار.

ومع ذلك ، سرعان ما أصبح واضحًا أن نظرية يونج لا يمكن أن تفسر الانحراف عند وجود مواد ذات معامل انكسار غير فراغ. مثال مهم هو تلسكوب مملوء بالماء. ستكون سرعة الضوء في مثل هذا التلسكوب أبطأ مما هي عليه في الفراغ ، وتُعطى بواسطة c / n < displaystyle c / n> بدلاً من c < displaystyle c> حيث n < displaystyle n> هو مؤشر الانكسار من الماء. وهكذا ، من خلال منطق برادلي ويونغ ، يتم إعطاء زاوية الانحراف بواسطة

الذي يتنبأ بزاوية انحراف تعتمد على متوسط. عندما يؤخذ الانكسار في هدف التلسكوب في الاعتبار ، فإن هذه النتيجة تنحرف أكثر عن نتيجة الفراغ. في عام 1810 أجرى فرانسوا أراغو تجربة مماثلة ووجد أن الانحراف لم يتأثر بالوسط الموجود في التلسكوب ، مما قدم دليلًا قويًا ضد نظرية يونج. تم التحقق من هذه التجربة لاحقًا من قبل العديد من الآخرين في العقود التالية ، وبشكل أكثر دقة بواسطة Airy في عام 1871 ، مع نفس النتيجة. [17]

نماذج السحب الأثير تحرير

سحب الأثير لفرينل تحرير

في عام 1818 ، طور أوغستين فرينل تفسيرًا مُعدلًا لتفسير تلسكوب الماء وظواهر الانحراف الأخرى. وأوضح أن الأثير يكون بشكل عام في حالة سكون في الإطار المرجعي للشمس ، لكن الأشياء تسحب الأثير جزئيًا معها أثناء تحركها. أي أن الأثير الموجود في كائن مؤشر الانكسار n < displaystyle n> يتحرك بسرعة v < displaystyle v> يُسحب جزئيًا بسرعة (1 - 1 / n 2) v ) v> جلب الضوء معه. يُعرف هذا العامل باسم "معامل سحب فرينل". تأثير السحب هذا ، إلى جانب الانكسار عند هدف التلسكوب ، يعوض عن سرعة الضوء الأبطأ في تلسكوب الماء في تفسير برادلي. [أ] مع هذا التعديل ، حصل فرينل على نتيجة فراغ برادلي حتى بالنسبة للتلسكوبات غير الفراغية ، كما تمكن أيضًا من التنبؤ بالعديد من الظواهر الأخرى المتعلقة بانتشار الضوء في الأجسام المتحركة. أصبح معامل جر فرينل هو التفسير السائد للانحراف في العقود التالية.

سحب الأثير ستوكس تحرير

ومع ذلك ، فإن حقيقة أن الضوء مستقطب (اكتشفه فرينل نفسه) قادت علماء مثل كوشي وغرين إلى الاعتقاد بأن الأثير كان مادة صلبة مرنة غير متحركة تمامًا على عكس الأثير السائل لفرينل. وهكذا كانت هناك حاجة متجددة لتفسير الانحراف بما يتفق مع تنبؤات فرينل (وملاحظات أراغو) وكذلك الاستقطاب.

في عام 1845 ، اقترح ستوكس الأثير `` الشبيه بالمعجون '' والذي يعمل كسائل على المقاييس الكبيرة ولكنه صلب على المقاييس الصغيرة ، وبالتالي يدعم الاهتزازات العرضية المطلوبة للضوء المستقطب وتدفق الأثير المطلوب لتفسير الانحراف. وضع افتراضات فقط أن السائل غير منطقي وأن الظروف الحدودية للتدفق تجعل الأثير له سرعة صفرية بعيدًا عن الأرض ، ولكنه يتحرك بسرعة الأرض على سطحه وداخله ، كان قادرًا على حساب ذلك تمامًا انحراف. [ب] ستنخفض سرعة الأثير خارج الأرض كدالة على المسافة من الأرض ، لذا فإن أشعة الضوء القادمة من النجوم ستسحب تدريجياً عند اقترابها من سطح الأرض. لن تتأثر حركة الأرض بالأثير بسبب مفارقة دالمبرت.

كانت نظريات فرينل وستوكس شائعة. ومع ذلك ، فقد تم وضع مسألة الانحراف جانبًا خلال معظم النصف الثاني من القرن التاسع عشر حيث تحول تركيز البحث إلى الخصائص الكهرومغناطيسية للأثير.

تحرير طول تقلص لورنتز

في ثمانينيات القرن التاسع عشر بمجرد فهم الكهرومغناطيسية بشكل أفضل ، تحول الاهتمام مرة أخرى إلى مشكلة الانحراف. بحلول هذا الوقت كانت العيوب معروفة لكل من نظريات فرينل وستوكس.تتطلب نظرية فرينل أن تكون السرعة النسبية للأثير والمادة مختلفة بالنسبة للضوء ذي الألوان المختلفة ، وقد تبين أن الظروف الحدودية التي افترضها ستوكس في نظريته كانت غير متسقة مع افتراضه بشأن التدفق اللاعقلاني. [1] [17] [18] في الوقت نفسه ، لم تستطع النظريات الحديثة للأثير الكهرومغناطيسي تفسير الانحراف على الإطلاق. حاول العديد من العلماء مثل ماكسويل وهيفيسايد وهيرتز دون جدوى حل هذه المشكلات من خلال دمج نظريات فرينل أو ستوكس في قوانين ماكسويل الكهرومغناطيسية الجديدة.

أمضى هندريك لورنتز جهدًا كبيرًا على هذا المنوال. بعد العمل على هذه المشكلة لمدة عقد من الزمان ، تسببت المشكلات المتعلقة بنظرية ستوكس في تخليه عنها واتباع اقتراح فرينل الخاص بالأثير الثابت (في الغالب) (1892 ، 1895). ومع ذلك ، في نموذج لورنتز كان الأثير تماما غير متحرك ، مثل الأثير الكهرومغناطيسي لـ Cauchy و Green و Maxwell وعلى عكس أثير Fresnel. حصل على معامل جر فرينل من تعديلات نظرية ماكسويل الكهرومغناطيسية ، بما في ذلك تعديل إحداثيات الوقت في الإطارات المتحركة ("التوقيت المحلي"). من أجل شرح تجربة ميكلسون-مورلي (1887) ، التي تناقضت على ما يبدو نظريات الأثير غير المتحركة لفرينل ولورنتز ، وأكدت على ما يبدو سحب الأثير الكامل لستوكس ، وضع لورينتز نظرية (1892) أن الأشياء تخضع لـ "تقلص الطول" بمعامل 1 - v 2 / c 2 < displaystyle < sqrt <1-v ^ <2> / c ^ <2> >>> في اتجاه حركتهم عبر الأثير. بهذه الطريقة ، يمكن حساب الانحراف (وجميع الظواهر البصرية ذات الصلة) في سياق الأثير غير المتحرك. أصبحت نظرية لورنتز أساسًا لكثير من الأبحاث في العقد التالي وما بعده. تتطابق تنبؤاتها الخاصة بالانحراف مع تلك الخاصة بالنظرية النسبية. [17] [19]

تحرير النسبية الخاصة

تطابق نظرية لورنتز التجربة بشكل جيد ، لكنها كانت معقدة وقدمت العديد من الافتراضات الفيزيائية التي لا أساس لها حول الطبيعة المجهرية للوسائط الكهرومغناطيسية. في نظريته النسبية الخاصة عام 1905 ، أعاد ألبرت أينشتاين تفسير نتائج نظرية لورنتز في إطار مفاهيمي أكثر بساطة وطبيعية والذي تخلص من فكرة الأثير. تم ذكر اشتقاقه أعلاه ، وهو الآن التفسير المقبول. تحدث روبرت إس شانكلاند عن بعض المحادثات مع أينشتاين ، والتي أكد فيها أينشتاين على أهمية الانحراف: [20]

واستمر في القول إن النتائج التجريبية التي أثرت عليه أكثر من غيرها كانت ملاحظات الانحراف النجمي وقياسات فيزو على سرعة الضوء في الماء المتحرك. قال: "لقد كانوا كافيين".

كانت الدوافع المهمة الأخرى لتطور النسبية لأينشتاين هي مشكلة المغناطيس المتحرك والموصل و (بشكل غير مباشر) تجارب انحراف الأثير السلبية ، التي ذكرها بالفعل في مقدمة ورقته النسبية الأولى. كتب أينشتاين في ملاحظة عام 1952: [5]

تأثر تفكيري بشكل غير مباشر بتجربة ميشيلسون مورلي الشهيرة. لقد علمت به من خلال تحقيق لورينتز المكسور في الديناميكا الكهربية للأجسام المتحركة (1895) ، والتي كنت أعرفها قبل إنشاء النظرية النسبية الخاصة. لم يكن افتراض لورنتز الأساسي عن الأثير الساكن مقنعًا بشكل مباشر بالنسبة لي ، لأنه أدى إلى [شطب: بالنسبة لي الظهور المصطنع] لتجربة ميشيلسون مورلي ، والتي [شطب: لم تقنعني] بدت غير طبيعية إلي. طريقي المباشر إلى sp. العاشر. rel. تم تحديده بشكل أساسي من خلال الاقتناع بأن القوة الدافعة الكهربائية المستحثة في موصل يتحرك في مجال مغناطيسي ليست سوى مجال كهربائي. لكن نتيجة تجربة فيزو وظاهرة الانحراف هي التي وجهتني أيضًا.

  1. ^ بمزيد من التفصيل ، يوضح فرينل أن الضوء الوارد للزاوية θ < displaystyle theta> ينكسر أولاً في نهاية التلسكوب ، إلى زاوية جديدة ψ < displaystyle psi> داخل التلسكوب. يمكن تفسير ذلك من خلال قانون سنيل ، بإعطاء الخطيئة ⁡ (θ - ϕ) = n الخطيئة ⁡ (ψ - ϕ) . ثم يجب حساب السحب. بدون سحب ، تكون مكونات x و y للضوء في التلسكوب (c / n) sin ⁡ (ψ) و (c / n) cos ⁡ (ψ ) ، لكن السحب يعدل مكون x إلى (c / n) cos ⁡ (ψ) - (1 - 1 / n 2) v ) v> إذا كانت الأرض تتحرك بسرعة v . إذا كانت α زاوية و v l > هي سرعة الضوء بمكونات السرعة هذه ، ثم من خلال منطق برادلي tan ⁡ (ϕ) = h sin ⁡ (α) v t + h cos ⁡ (α) >> حيث h < displaystyle h> هو طول المسار المعدل عبر الماء و t هو الوقت الذي يستغرقه الضوء لقطع المسافة h، t = h / v l < displaystyle t = h / v_>. عند حل هذه المعادلات لـ ϕ < displaystyle phi> بدلالة θ < displaystyle theta> يحصل المرء على نتيجة فراغ برادلي.
  2. ^

إذا كان المائع غير دوراني فإنه يرضي معادلات كوشي-ريمان ، إحداهما كذلك


I2AO الجزء 2: الوقت والمسافة والحجم وتسمية الأجرام السماوية

بصرف النظر عن الشمس ، فإن أقرب نجم لنا حاليًا هو نجم قزم أحمر صغير من فئة M5 ، Proxima Centauri. لها اختلاف في المنظر يساوي 0.772 "ولذلك فبعدها هي:
د = 1/ص
د = 1/0.772
د = 1.30 جهاز كمبيوتر
هذا يتوافق مع مسافة 4.24 سنة ضوئية.

الشكل 1 أدناه: يوضح هذا الرسم البياني تعريف فرسخ فلكي والهندسة لقياس المنظر النجمي السنوي. S هي الشمس ، و E هي الأرض ، ومدار الأرض هو الدائرة الأرجوانية. يتم إجراء القياسات لمدة ستة أشهر للحصول على الزاوية بين الخطين الأحمرين. حسب التعريف ، فإن خط الأساس هو 1AU (أو نصف قطر مدار الأرض) ، لذا فإن نصف الزاوية (أو الزاوية المنعزلة) ، كما هو موضح في الرسم البياني ، تُستخدم لحساب اختلاف المنظر. عندما تكون هذه الزاوية ثانية قوسية واحدة بالضبط ، تكون المسافة فرسخ فرسخ واحد. ومع ذلك ، لا يوجد نجم قريب من الشمس مثل فرسخ واحد. كلهم بعيدون ، لذا فإن زاوية المنظر المقاسة (أو ببساطة ، المنظر) تكون دائمًا أقل من ثانية قوسية واحدة.
حقوق الصورة: رسم بياني ليسا مور

  • نظرًا لأن المجرات والكوازارات تقع على مسافات كبيرة جدًا ، فإن الميجابرسك (مليون فرسخ فلكي) هي وحدة أكثر ملاءمة للأجسام البعيدة.

3. مثال مسافات الضوء

عندما ينتقل الضوء بسرعة محدودة ، عندما ننظر إلى الأجسام الفلكية ، لا نراها كما هي في هذه اللحظة ولكن كما كانت عندما غادرها الضوء. فيما يلي بعض الأمثلة على مسافات الضوء.

  • القمر: يبعد 1.25 ثانية ضوئية
  • الشمس: 8 دقائق ضوئية
  • بلوتو: متوسط ​​المسافة من الشمس 5.5 ساعة ضوئية
  • ألفا قنطورس: يبعد 4.3 سنة ضوئية
  • مجرة درب التبانة: يبلغ عرضها أكثر من 100000 سنة ضوئية
  • المجرات البعيدة: على بعد 13 مليار سنة ضوئية

4. الحجم الظاهري والشدة والحجم المطلق

  • منذ حوالي 2000 عام ، ابتكر هيبارخوس مخططًا للحجم (م). قال إن النجوم ذات القدر الأول كانت الأكثر سطوعًا ، بينما كانت الدرجة الثانية أكثر خفوتًا ، حيث انخفضت إلى 6 درجات لأضعف النجوم التي يمكن أن يراها بالعين المجردة.
  • مقياس حجم هيبارخوس هو مقياس الحجم الظاهري ، أو السطوع الظاهر.
  • لاحظ أنه كلما زاد الرقم (الموجب) لـ م، خفت الكائن. للأجسام الساطعة جدًا ، م يصبح رقمًا سالبًا.
  • تم تمديد المقياس في العصر الحديث ليشمل أشياء أكثر إشراقًا ، مثل كوكب الزهرة (م = -4.5 ، متغير) والشمس (م = -26.72) ، وكذلك الكثير من الأجسام الخافتة التي لا يمكن رؤيتها إلا باستخدام التلسكوب أو في صور التعرض الطويل (مثل المجرات الخافتة جدًا التي تصل قوتها إلى 30).
  • المقدار الظاهر هو دالة لكل من السطوع الجوهري لجسم ما والمسافة بين الكائن والمراقب.
  • يتبع الضوء المنبعث من نجم "قانون التربيع العكسي":
    • نفس النجمة التي تبعد ضعف المسافة هي 1/4 أكثر سطوعًا.
    • النجم نفسه بثلاث مرات أكثر سطوعًا 1/9.
    • يجب أن يكون النجم البعيد 100 مرة أكثر سطوعًا 10000 مرة ليبدو متماثلًا

    الشكل 2 أدناه: يوضح هذا الرسم البياني كيف ينتشر الضوء عندما يترك المصدر. عند ضعف المسافة ، تنتشر كمية معينة من الضوء على أربعة أضعاف المساحة التي تشعها ، لذلك يظهر الكائن 1/4 فقط كمشرق.
    حقوق الصورة: ويكيبيديا ، رخصة جنو للمستندات الحرة.

    يسرد الجدول التالي أكثر عشرين نجمًا سطوعًا وقوتها الظاهرة ومسافاتها بالسنوات الضوئية.

    عشرون نجم لامع
    اسم النجم كوكبة ظاهر
    الحجم
    مسافة
    (l.y.)
    شمس -26.72
    سيريوس الكلبية الكبرى -1.44 8.6
    كانوب كارينا -0.74 310
    ريجيل كنتوروس
    (ألفا قنطورس)
    القنطور -0.28 4.4
    أركتوروس الأحذية -0.05 36.7
    فيجا ليرا 0.03 25.3
    كابيلا Auriga 0.08 42.2
    ريجل اوريون 0.15 780
    بروسيون كانيس مينور 0.38 11.4
    أخرنار إريدانوس 0.45 144
    منكب الجوزاء اوريون 0.50 430
    هاد القنطور 0.61 525
    أكروكس جوهر 0.74 320
    نسر أكويلا 0.76 16.7
    الديبران الثور 0.87 65
    قلب العقرب برج العقرب 0.96 490
    سبيكا برج العذراء 0.98 262
    بولوكس الجوزاء 1.15 33.7
    فم الحوت الحوت أوسترينوس 1.16 25.1
    دنيب البجعة 1.25 1600

    نسبة الشدة والشدة

    • الشدة هي مقياس مقدار الطاقة الضوئية من نجم يضرب منطقة معينة في وقت معين.
    • في المخطط الرسمي الحديث ، النجوم التي تختلف بمقدار 5 مقادير لها نسبة شدة 100 بالضبط.
    • لذلك ، فإن أحد الاختلافات في المقدار هو نسبة شدة قدرها 100 مرفوعة إلى أس 1/5 ، أو 2.512.
    • تسلسل نسبة الشدة لنطاق من خمسة مقادير هو تقريبًا 1 ، 2.5 ، 6.3 ، 16 ، 40 ، 100.

    لمقارنة خصائص النجوم المختلفة ، من المفيد توحيد مقاديرها لمدى سطوعها إذا كانت جميعها على مسافة متساوية. هذا الحجم المشتق هو الحجم المطلق (م).

    • قد يُنظر إلى الحجم المطلق على أنه مدى سطوع النجم حقًا.
    • يُعرَّف الحجم المطلق بأنه الحجم المرئي الظاهري للنجم إذا كان على مسافة 10 أجهزة كمبيوتر.
    • يقارن الجدول أدناه مقادير سيريوس ، وهو نجم متوسط ​​الحجم قريب ، وريجل ، عملاق بعيد. سيريوس (على ما يبدو) هو ألمع نجم في سماء الليل. إنه مشرق لأنه قريب منا. Rigel أخف من حيث الحجم الظاهري ولكنه في الحقيقة نجم أكبر بكثير وأكثر إشراقًا يُرى من مسافة بعيدة.
    • Rigel هو في الحقيقة أكثر إشراقًا بمقدار ألفين ونصف من Sirius (بثمانية مقادير ونصف أكثر إشراقًا من حيث الحجم المطلق).

    بالنسبة لأولئك المهتمين ، أو لديهم بعض الخلفية في الرياضيات ، تتوفر بعض الرياضيات الخاصة بـ "نسبة الكثافة وفرق الحجم" و "معامل المسافة والمسافة" هنا: http://www.asnsw.com/node/1391.

    5. أسماء النجوم والأبراج

    الأبراج

    • تم إعطاء العديد من أسماء الأبراج التي نستخدمها اليوم لهم في العصور القديمة ، كما سجلها بطليموس في عام 150 بعد الميلاد.وهذا ينطبق على تلك التي يمكن ملاحظتها من خطوط العرض الشمالية - النجوم التي كانت مرئية مما نسميه الآن أوروبا وبريطانيا والشرق الأوسط ومصر .
    • تمت إضافة الأبراج الجديدة في القرنين السابع عشر والتاسع عشر من قبل يوهان باير ويوهانس هيفيليوس ونيكولاس لويس دي لاكيل. مستوحاة مما رآه المستكشفون عندما سافروا جنوب خط الاستواء ، سميت بعض الأبراج الجنوبية بأسماء الطيور الغريبة (مثل الطوقان وطيور الجنة) وسُميت أخرى على اسم الأدوات الملاحية الضرورية لرسم الخرائط وإيجاد طريق العودة المنزل (البوصلات ، المستوى ، السدس وما إلى ذلك).
    • بالإضافة إلى إضافة الأبراج الجديدة ، أعاد علماء الفلك الحديثون ترتيب Argo Navis ، وهي كوكبة كبيرة جدًا من Ptolemy's. تم تقسيمه إلى أربع مجموعات منفصلة ، كارينا ، بوبيس ، فيلا و باكسيس.
    • أخيرًا ، قام الاتحاد الفلكي الدولي بإضفاء الطابع الرسمي على حدود الكوكبة في عام 1930 ، وذلك عندما تم تخصيص جزء من الحواء لعبور مسير الشمس ، مما جعله "علامة البروج" رقم 13.
    • الاصطلاح هو أن الكلمات اللاتينية تستخدم لأسماء الأبراج. تبدأ أسماء الأبراج المكونة من جزأين باسم ، متبوعًا بصفة (في الحالة المضاف إليها اللاتينية). نهاية الصفة لها علاقة بجنس الاسم ، وغالبًا ما يكون كائنًا غير حي! قارن بين الأبراج Corona Australis و Triangulum Australe و Piscis Austrinus. تعني كلمة Australis و australe و austrinus جميعًا "الجنوبية" لكن النهايات تختلف لأن التاج (الإكليل) أنثوي ، والمثلث (المثلث) محايد والأسماك (الحوت) ذكورية.
    • اليوم ، تتعرف الثقافة الغربية على 88 كوكبة في السماء ، ولكل منها اختصار مكون من 3 أحرف.
      • على سبيل المثال CMa (Canis Major) و Sgr (Sagittarius) و Psc (Pisces) و CrA (Corona Australis)
      • تُستخدم أسماء العلم لألمع النجوم (تلك المعروفة عند القدماء).
        • على سبيل المثال سيريوس (يوناني) ، نسر (عربي) ، ريجولوس (لاتيني)
        • تُمنح النجوم الساطعة في الأبراج تسميات بالحروف اليونانية ، بدءًا من ألفا للنجم الأكثر سطوعًا ، وبيتا للنجم الثاني ، وهكذا. على سبيل المثال ، Alpha Canis Majoris هو ألمع نجم في كوكبة Canis Major (وله أيضًا الاسم المناسب ، Sirius).
        • احتفظ معظم النجوم في Argo Navis بتسمياتهم اليونانية الأصلية ، وبالتالي ، فإن Puppis و Vela ليس لهما نجمة ألفا أو بيتا ولا يوجد لدى كارينا جاما أو دلتا.
        • يستخدم اسم النجمة بالكامل الحرف اليوناني بالإضافة إلى اسم الكوكبة اللاتيني ، ولكن عند الجمع بينهما ، يأخذ جزء الكوكبة الحالة اللاتينية المضافة. على سبيل المثال ، في كوكبة Centaurus ، لدينا النجم المشهور alpha Centauri ، والذي يعني "alpha of Centaurus". بالنسبة لأسماء النجوم ، تعطي العوامل الوراثية اختلافات مثل alpha Gruis (في Grus) و delta Crucis (في Crux) و theta Scorpii (في Scorpius). في بعض الأحيان تتغير الصفة (alpha Canis Majoris in Canis Major) ، وأحيانًا يكون الاسم (alpha Coronae Australis) أو أحيانًا كلاهما (alpha Trianguli Australis).
        • يتم استخدام الرموز اليونانية في مخططات النجوم.

        تتوفر قائمة كاملة بأسماء الأبراج والعناصر الوراثية والمعاني والاختصارات على ويكيبيديا هنا: https://en.wikipedia.org/wiki/88_modern_constellations

        6. أسماء الأجرام السماوية الأخرى

        • الأجسام الصغيرة (الكويكبات والمذنبات) الحصول على تسمية أبجدية رقمية. يشير الحرف إلى المذنب (C لمذنب في مدار هروب ، P لمذنب دوري) أو كويكب (A) ، سنة ، حرف نصف شهر ، حرف لأمر اكتشافه في نصف شهر.
          • المذنب P / 1983 V1 (Hartley-IRAS) هو مذنب دوري (P) ، تم اكتشافه في عام 1983 في النصف الثاني من شهر نوفمبر (V = النصف الثاني والعشرون من الشهر) وكان أول (1) تم اكتشافه في ذلك النصف شهر ، تم العثور عليه بواسطة مالكولم هارتلي ومسح IRAS. المذنبات هي الأشياء الوحيدة التي سميت باسم مكتشفها.
          • يمكن تسمية الكويكبات من قبل مكتشفها بعد شخص آخر.
          • على سبيل المثال كان SN1987A أول مستعر أعظم عام 1987.
          • على سبيل المثال كوبرنيكوس ، إراتوستينس ، كبلر ، تايكو ، نيوتن

          الشكل 3 أدناه: تظهر هذه الصورة الحفر على القمر. يمكن رؤية الفوهات بسهولة على طول الفاصل (الخط الفاصل بين المنطقة المضاءة بنور الشمس والمنطقة في الظلام). استخدم مصطلح "فوهة البركان" لأول مرة بواسطة جاليليو. في تلسكوبه ، رأى هذه المنخفضات على شكل كوب وأطلق عليها اسم فوهة البركان ، وهي الكلمة اليونانية للكأس.
          حقوق الصورة: الصورة مقدمة من أنخيل رافائيل لوبيز سانشيز.


          شكر وتقدير

          البيانات الداعمة لهذه الورقة متاحة عند الطلب المقدم عبر البريد الإلكتروني للمؤلف المقابل على [email protected] يستخدم هذا العمل العلمي مرصد مورشيسون لعلم الفلك الراديوي ، الذي تديره CSIRO. نعترف بأن شعب واجاري ياماتجي هم الملاك التقليديون لموقع المرصد. يأتي دعم MWA من مؤسسة العلوم الوطنية الأمريكية (منح AST-0457585 ، PHY-0835713 ، CAREER-0847753 ، AST-0908884 ، و AST-1412421) ، ومجلس البحوث الأسترالي (يمنح LIEF جنيهًا مصريًا 0775621 جنيهًا مصريًا و 0882938 جنيهًا مصريًا) ، وشركة الطيران الأمريكية قوة مكتب البحث العلمي (منحة FA9550-0510247) ، ومركز الفيزياء الفلكية في كل السماء (مركز امتياز تابع لمجلس البحوث الأسترالي ممول بمنحة CE110001020). يتم تقديم الدعم أيضًا من قبل مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ، وكلية MIT للعلوم ، ومعهد أبحاث رامان ، والجامعة الوطنية الأسترالية ، وجامعة فيكتوريا في ويلينجتون (عبر منحة MED-E1799 من وزارة التنمية الاقتصادية النيوزيلندية وشركة IBM Shared منحة بحث جامعية). تقدم الحكومة الفيدرالية الأسترالية دعمًا إضافيًا عبر منظمة الكومنولث للبحوث العلمية والصناعية (CSIRO) ، واستراتيجية البنية التحتية للبحوث التعاونية الوطنية ، وصندوق الاستثمار التعليمي ، وصندوق أستراليا الهند للبحوث الاستراتيجية ، وعلم الفلك أستراليا المحدودة ، بموجب عقد مع جامعة كيرتن. نعترف بمتجر iVEC Petabyte Data Store ، والمبادرة في الحوسبة المبتكرة ومركز CUDA للتميز برعاية NVIDIA في جامعة هارفارد ، والمركز الدولي لبحوث الفلك الراديوي (ICRAR) ، وهو مشروع مشترك بين جامعة كيرتن وجامعة أستراليا الغربية بتمويل من حكومة ولاية أستراليا الغربية. نشكر د. ب. ميلروز للمناقشات المتعلقة بالتفسيرات المادية.

          يشكر المحرر فيجاي هاريد والمراجع المجهول على مساعدتهما في تقييم هذه الورقة.

          اسم الملف وصف
          grl52914-sup-0001-extensionary.gifapplication / image ، 17.6 كيلوبايت فيلم S1
          grl52914-sup-0002-extensionary.gifapplication / image ، 53.4 كيلوبايت فيلم S2
          grl52914-sup-0003-extensionary.doc مستند Word ، 87 كيلوبايت نص S1 و Movies S1 و S2 التسميات التوضيحية

          يرجى ملاحظة ما يلي: الناشر غير مسؤول عن محتوى أو وظيفة أي معلومات داعمة مقدمة من المؤلفين. يجب توجيه أي استفسارات (بخلاف المحتوى المفقود) إلى المؤلف المقابل للمقالة.


          توقيت غرينيتش

          توقيت غرينيتش (GMT) هو الاسم السابق للتوقيت العالمي المنسق (UTC). إنه متوسط ​​الوقت الشمسي المقاس على طول خط الزوال الرئيسي (الذي يمر عبر غرينتش ، إنجلترا عند خط طول درجة صفر) ، ويوفر وقتًا مرجعيًا مشتركًا لجميع المناطق الزمنية الأخرى على الأرض.

          توقيت غرينيتش
          أدخل شروط البحث الخاصة بك:
          توقيت غرينيتش أو توقيت جرينتش للزوال (GMT) ، الاسم السابق للتوقيت الشمسي المتوسط ​​في موقع المرصد الملكي في غرينتش ، إنجلترا ، والذي يقع على خط الزوال الرئيسي.

          توقيت غرينيتش "الوقت المستمد من متوسط ​​الحركة السنوية للشمس فوق موضع خط طول درجة الصفر لمرصد غرينتش في إنجلترا. يستخدم المتوسط ​​للتعويض عن حركة الشمس غير المنتظمة. ومنذ ذلك الحين تم استبداله في الدوائر الفلكية بواسطة Universal زمن.
          ح.

          (GMT) - نظام زمني يشير في الأصل إلى متوسط ​​الوقت الشمسي في المرصد الملكي (غرينتش ، لندن) ، والذي تم اعتماده لاحقًا كمعيار زمني عالمي.

          / أوروبا الغربية (UTC) توقيت وسط أوروبا (CET) توقيت أوروبا الشرقية (EET)
          9:00
          9:00
          9:00 .

          (GMT) الاسم الذي يطلق على يعني التوقيت الشمسي في خط زوال غرينتش وهو الاسم الشائع للوقت المدني المحفوظ في المملكة المتحدة. جاءت الحاجة إلى وقت قياسي في جميع أنحاء البلاد مع تطوير السكك الحديدية ، من عام 1825 فصاعدًا.

          (GST) هي زاوية ساعة غرينتش لمتوسط ​​الاعتدال للتاريخ.
          التقويم ، التوقيت العالمي المنسق ، التوقيت التقويمي ، التوقيت العالمي.

          . (راجع التوقيت العالمي المنسق.)
          تحبيب. الهيكل الخلوي للغلاف الضوئي الشمسي مرئي بدقة مكانية عالية.
          الخط الأخضر. يعد الخط الأخضر أحد أقوى الخطوط الإكليلية المرئية (وأول ما تم التعرف عليها). يحدد مناطق درجة الحرارة المعتدلة للإكليل.

          ، هذا هو التوقيت المحلي على خط الزوال غرينتش. يعتمد توقيت جرينتش على مراقبة الشمس ، ويستند التوقيت العالمي المنسق على الساعات الذرية. دائما في حدود 0.9 ثانية من بعضها البعض.
          أورانوس
          كوكب 7.

          . الوقت في غرينتش ، إنجلترا ، والذي يُستخدم كأساس للتوقيت القياسي في جميع أنحاء العالم.
          حجر الكعب - الصخرة الكبيرة العمودية (أو المنهير) في ستونهنج التي تتماشى مع شروق الشمس في الصيف.

          ، هذا هو التوقيت المحلي على خط الزوال غرينتش. يستخدم علماء الفلك التوقيت العالمي كمقياس معياري للوقت.
          العودة إلى أعلى الصفحة
          الخامس .

          .
          باميلا: أو توقيت لندن - ليسا نفس الشيء دائمًا.

          قد يحتاج علماء الفلك ورواد الفضاء والأشخاص الذين يتعاملون مع بيانات الأقمار الصناعية إلى جدول زمني هو نفسه في كل مكان ، وليس مرتبطًا بمنطقة أو منطقة زمنية. ال

          ، يتم استخدام الوقت الفلكي في غرينتش (المتوسط ​​على مدار العام) هنا بشكل عام. يطلق عليه أحيانًا التوقيت العالمي (UT).

          ، أو أحيانًا ببساطة التوقيت العالمي. هناك 24 منطقة زمنية حول العالم ، مصنفة أبجديًا. المنطقة الزمنية المتمركزة في غرينتش لها التعيين المزدوج لـ A و Z.

          . gnotobiotics دراسة الحيوانات الخالية من الجراثيم. مقياس الزوايا أداة لقياس الزوايا. الأكسجين الغازي. الانحدار 1. معدل الفضاء لانخفاض دالة.

          ، تحسب من 0 ساعة ابتداء من غرينتش يعني منتصف الليل. UT0 هو غير مصحح ، تم تصحيح UT1 من أجل تصحيح تذبذب Chandler UT2 لكل من تذبذب Chandler وللتغيرات الموسمية في معدل دوران الأرض. [H76].

          في 23 مندل ، 566 ، اعترض سرب عسكري مريخي يستضيف عدة بروتوار قوة تيران-لونارية تضمنت أيضًا أربعة بروتوارز على بعد خمسة عشر مليون كيلومتر من الفضاء المداري للمريخ.

          نظرًا لأن دوران الأرض غير منتظم ، فإن أي مقياس زمني مشتق منه مثل

          أدت إلى مشاكل متكررة في التنبؤ بالزمن الفلكي لمواقع القمر والشمس والكواكب وأقمارها الطبيعية.

          (المصادر المعاصرة ، باستخدام الاتفاقية الفلكية السابقة لعام 1925 والتي بدأت في ظهر اليوم ، تعطي وقت الاكتشاف في 17 أغسطس في الساعة 16:06 بتوقيت واشنطن). [5] [6] [7] اكتشف هول أيضًا ديموس ، القمر الآخر للمريخ ، في 12 أغسطس 1877 في حوالي الساعة 07:48 بالتوقيت العالمي المنسق.

          التوقيت العالمي المنسق / التوقيت العالمي المنسق ،

          انتهى القتال في الحرب العالمية الأولى عندما دخلت الهدنة حيز التنفيذ في الساعة 11:00 صباحًا

          في 11 نوفمبر 1918. في أعقاب الحرب العالمية الأولى ، تغير النظام السياسي والثقافي والاجتماعي للعالم بشكل جذري في العديد من الأماكن ، حتى خارج المناطق المشاركة مباشرة في الحرب.

          كما هو الحال مع معظم مخططات البيانات الفلكية ، تكون الأوقات بالتوقيت العالمي أو

          (بتوقيت غرينيتش). لترجمة وقتك ، قم بزيارة موقع GMT.
          أنشأ المرصد البحري الأمريكي خريطة رائعة يمكن أن تساعد في ترجمة توقيت جرينتش. يمكنك رؤيته هنا (Adobe Acrobat Reader مطلوب).

          ، معبرًا عنه بنظام 24 ساعة. على سبيل المثال ، الساعة 23:00 بالتوقيت العالمي هي 7:00 مساءً. التوقيت الصيفي الشرقي (أو 6:00 مساءً بالتوقيت الشرقي القياسي). يستخدم علماء الفلك التوقيت العالمي لوصف وقت حدوث الأحداث السماوية بشكل مستقل عن المنطقة الزمنية للمراقب.
          الخامس .

          التوقيت العالمي
          التوقيت العالمي (المختصر UT) هو نفسه

          (اختصار GMT) هي المنطقة الزمنية لغرينتش ، إنجلترا (خط الطول صفر).
          مسافة كوكب الأرض من الإمارات العربية المتحدة
          (الوحدات الفلكية) الفترة المدارية
          كتلة السنة الكوكبية
          #1 .

          التوقيت العالمي (UT ، UTC). توقيت عالمي متناسق. معيار الوقت الذي بواسطته

          ولكن من الناحية الفلكية ، لم يعد مصطلح GMT يستخدم.

          التوقيت العالمي (UT): التوقيت العالمي (UT) هو نفسه

          (GMT) ، وهو التوقيت المحلي في منطقة توقيت غرينتش ، إنجلترا.
          الخامس
          الاعتدال الربيعي: الاعتدال الربيعي هو الاعتدال الربيعي الذي يحدث في 21 مارس.

          يوم جوليان
          عدد الأيام (وكسور الأيام) التي انقضت منذ ظهر الأول من كانون الثاني (يناير) 4713 قبل الميلاد (

          ). يتم استخدامه لتبسيط حساب الفاصل الزمني بين حدثين. على سبيل المثال ، 900 مساءً. PST. في 1 كانون الثاني (يناير) 2000 ، كان يوم جوليان 2،451،545.71.

          التوقيت العالمي (UT)
          يُعرف أيضًا باسم

          ، هذا هو التوقيت المحلي على خط الزوال غرينتش. يستخدم علماء الفلك التوقيت العالمي كمقياس معياري للوقت.
          الخامس .

          التوقيت العالمي - يُعرف أيضًا باسم

          ، التي تشكل الأساس في جميع حفظ الوقت المدني. التوقيت المحلي متمركز في غرينتش ، إنجلترا.
          الكون - كل ما هو موجود
          UT - اختصار للتوقيت العالمي.

          يوم جوليان هو عدد الأيام منذ العام -4712. يبدأ يوم جوليان في الساعة 12 ظهرًا

          .
          مختلطة التضاريس
          مناطق مضطربة بشكل غريب من القمر مقابل مواقع حوض إمبريوم وماري أورينتال.

          التوقيت العالمي - التوقيت المحلي لخط الزوال الرئيسي. إنه نفس

          ، محسوبًا من 0 ساعة بدءًا من غرينتش يعني منتصف الليل.

          تم التقاط الصورة الأولى في وقت يعادل 8:06:10

          (1:06 صباحًا بتوقيت المحيط الهادئ الصيفي) ، لا يظهر أي تأثير. في الصور الثلاث التالية ، تظهر نقطة ضوء ، تضيء لدرجة تشبع عنصر الصورة بها ، ثم تتلاشى مرة أخرى ، بعد سبع ثوانٍ من الصورة الأولى.

          يُعرف الآن المتوسط ​​المحلي لخط الزوال الرئيسي الذي يمر بالقرب من مرصد غرينتش في إنجلترا بالتوقيت العالمي. استبدل الاسم المعيار المعروف باسم

          في عام 1928 لكنهما في الأساس نفس الشيء.

          يعتمد الوقت على دوران الأرض وأساس حفظ الوقت المدني. هو في الأساس نفس

          التوقيت القياسي في معظم المناطق الزمنية هو عدد كامل معين من الساعات يتم تعويضه عن التوقيت العالمي المنسق (UTC) ، والذي يتم الاحتفاظ به بواسطة عدد كبير من "الساعات الذرية" الدقيقة جدًا المحفوظة في المعامل حول العالم ، بما في ذلك المرصد البحري الأمريكي. UTC هو الخلف ل

          يتم تحديد وقت العديد من الأحداث الفلكية بالتوقيت العالمي (UT) ، وهو (تقريبًا) التوقيت المحلي في غرينتش ، إنجلترا ---

          أو GMT. يمكن إجراء التحويل من UT إلى توقيت المنطقة المحلية باستخدام هذه الخريطة أو مجموعة الروابط هذه.

          (GMT) في إنجلترا. التوقيت الشرقي القياسي (EST) يسبق التوقيت العالمي بخمس ساعات.
          Van Allen Belts منطقتان على شكل حلقة تحيطان بخط استواء الأرض حيث يتم احتجاز الجسيمات المشحونة كهربائيًا بواسطة المجال المغناطيسي للأرض.


          حساب خط الطول

          مشكلة خط الطول. كان قياس خط الطول يمثل مشكلة حتى اليوم الثامن عشر. مئة عام. كان تحديد خط العرض سهلاً نسبيًا لأنه يمكن حسابه من ارتفاع الشمس عند الظهيرة ولكن بالنسبة لخطوط الطول ، كان على الملاحين الأوائل الاعتماد على الحساب الميت. كان هذا غير دقيق في الرحلات الطويلة بعيدًا عن الأنظار على الأرض وحل لمشكلة الحساب الدقيق لخطوط الطول التي استعصى عليها الملاحون لعدة قرون حتى اخترع جون هاريسون الكرونومتر في القرن الثامن عشر. مئة عام.

          في يوليو 1714 ، أقر البرلمان البريطاني قانون خطوط الطول ، مما أدى إلى إنشاء مجلس خطوط الطول الذي قدم جائزة قدرها 20000 جنيه إسترليني للشخص الذي يمكنه اختراع وسيلة لحساب خط الطول. تم إغراء هاريسون بالجائزة وشرع في إنتاج ساعة دقيقة يمكن استخدامها لمقارنة التوقيت المحلي بوقت غرينتش (الذي سيتم ضبط الساعة عليه). أكمل الكرونومتر في عام 1759 بعد عدة محاولات سابقة وأثبت ذلك نجاحه لدرجة أنه استخدمه الكابتن كوك في رحلاته بعد عام 1772.

          شرح طريقة حساب خط الطول باستخدام الكرونومتر.

          المسافة الزاوية بين خطوط الطول لخط الطول. محيط خط الاستواء للأرض هو 21640.6 نانومتر. بما أن خط الاستواء دائرة كبيرة ، فإن 1 o ستقابل قوسًا من: 21640.6 = 60.113 ≈ 60 ن. هناك 360 خط طول لخط الطول ، وبالتالي ، عند القياس من مركز الأرض ، فإن المسافة الزاوية بين خطوط الطول المتجاورة عند خط الاستواء هي 1 o. بما أن 1 o يقابل قوسًا من 60 نانومتر. ويترتب على ذلك أن المسافة بين خطوط الطول المتجاورة عند خط الاستواء هي 60 نانومتر. إذن ، الفرق الزاوي بين خط الطول 10 o غربًا وخط غرينتش هو 10 o ، وبالتالي فإن المسافة بينهما عند خط الاستواء هي 10 × 60 = 600 نانومتر.

          فرق التوقيت بين خطوط الطول لخط الطول. نعلم أن الأرض تدور حول محورها مرة كل 24 ساعة. بعبارة أخرى ، تكمل الشمس ثورتها الظاهرة بزاوية 360 درجة في 24 ساعة. هذا يعني أن الشمس تعبر كل من خطوط الطول 360 مرة كل 24 ساعة. لذلك ، في ساعة واحدة ، يبدو أن الشمس تتحرك 15 o ، في 4 دقائق ، يبدو أنها تتحرك 1 o ، في 1 دقيقة يبدو أنها تتحرك 15 & # 8242 ، في 4 ثوان يبدو أنها تتحرك 1 & # 8242.

          من هذا ، يتضح أن هناك علاقة مباشرة بين القوس والزمن بحيث أن الدقيقة الواحدة من الوقت تساوي 15 دقيقة من القوس.

          حساب خط الطول بمقارنة فرق التوقيت. إذا كانت لدينا ساعتان دقيقتان ، إحداهما تمت معايرتها بتوقيت جرينتش والأخرى حسب التوقيت المحلي ، فمن السهل حساب خط الطول لدينا من الفرق بين الوقتين.

          على سبيل المثال ، إذا كان الفرق بين توقيت غرينتش والتوقيت المحلي ثلاث ساعات ، فيجب أن يكون الفرق في خط الطول 3 × 15 درجة. إذا كان التوقيت المحلي قبل توقيت غرينتش ، فيجب أن يكون خط الطول المحلي شرق غرينتش ميريديان وإذا كان التوقيت المحلي متأخرًا عن توقيت غرينتش فيجب أن يكون خط الطول غربًا.

          مثال: إذا كانت الساعة 18.00 بتوقيت جرينتش عندما تكون 09.20 بالتوقيت المحلي في نفس اليوم ، فيجب أن يكون التوقيت المحلي متأخرًا عن توقيت غرينتش بمقدار 8 ساعات و 40 دقيقة. لذلك طويل = & # 8211 [(8 × 15 س) + (40 ÷ 60 × 15 س)] = & # 8211 [120 س + 10 س] = -130 س = 130 درجة غربًا

          يوجد شرح أكمل لهذا الموضوع في كتاب "Astro Navigation Demystified".


          البحث عن خط الطول وصعود غرينتش - تاريخ موجز

          في عام 1492 ، عندما عبر كولومبوس المحيط الأطلسي ، على الرغم من أنه يمكن قياس خط العرض (عادةً من خلال ملاحظات نجم القطب) ، لم تكن هناك طريقة موثوقة لقياس خط طول السفينة بمجرد أن تغيب عن أنظار الأرض. كانت المخططات غير دقيقة وغير كاملة وظل جزء كبير من العالم غير مستكشَف. مع فتح طرق التجارة ، أصبح من الضروري بشكل متزايد إيجاد حل لمشكلة خطوط الطول. عرضت الدول البحرية في أوروبا مجموعة متنوعة من المكافآت أو الجوائز الكبيرة.

          الرابط بين خط الطول والوقت

          كل 15 درجة من خطوط الطول تعادل فرقًا في الوقت بمقدار ساعة واحدة. من الناحية النظرية ، من أجل معرفة مدى تواجده شرقًا أو غربًا عن وطنه ، كان كل ما يتعين على البحار فعله هو تحديد توقيته المحلي من خلال ملاحظات الشمس أو النجوم ومقارنتها بالوقت الذي يعود إلى المنزل في نفس اللحظة . كيف كان من المفترض أن يعرف بحار في القرن السادس عشر وقت عودته إلى الوطن؟

          تم النظر في فكرة أخذ ساعة إلى البحر ، ولكن حتى الأفضل كانت غير دقيقة للغاية بحيث لا يمكن استخدامها. كانت التحسينات التي جاءت مع إدخال ساعة البندول في عام 1657 جوهرية وأحدثت ثورة في علم الفلك الموضعي. ومع ذلك ، على متن سفينة متحركة ، تم العثور على بندول يضرب بشكل غير منتظم وأحيانًا يتوقف تمامًا.

          القمر كالساعة

          عند القياس على خلفية النجوم ، يتحرك القمر بمقدار قطره تقريبًا في الاتجاه الشرقي كل ساعة. في عام 1514 ، اقترح يوهان فيرنر من نورمبرغ استخدام القمر كساعة فلكية. ومع ذلك ، في ذلك الوقت ، كانت المخططات النجمية غير دقيقة للغاية وكانت الحركة الدقيقة للقمر وتأثيرات الانكسار بواسطة الغلاف الجوي للأرض غير مفهومة جيدًا بحيث لا يمكن أن تكون عملية. لم يكن حتى اختراع التلسكوب ، وساعة البندول ، ومسمار الميكرومتر واللوغاريتمات في القرن السابع عشر ، حيث أصبح علماء الفلك مجهزين بالأدوات التي يحتاجونها من أجل البدء في تحويل فكرة ويرنر إلى واقع عملي.

          أقمار كوكب المشتري

          في هذه الأثناء ، في عام 1610 ، بعد فترة قصيرة من اختراع التلسكوب ، اكتشف جاليليو أكبر أربعة أقمار لكوكب المشتري. سرعان ما لاحظ هو وآخرون أن كسوف الأقمار قد حدث في ما يبدو أنه فترات منتظمة واقترحوا أن الاختلاف في الوقت بين وقت الحدوث المرصود والمتوقع عند خط الزوال القياسي سيمكن من قياس اختلافات خطوط الطول. في عام 1616 ، قدم جاليليو هذه الطريقة إلى الإسبان في محاولة للفوز بجائزة خط الطول ، لكنه فشل في إقناعهم بمزاياها. عندما عرض الهولنديون جائزة خط الطول التفت إليهم لكنه لم ينجح مرة أخرى.

          آيو ، أعمق الأقمار لديه فترة مدارية تبلغ حوالي 1¾ يوم و Callisto ، الأبعد ، فترة حوالي 17. من خلال المراقبة المنتظمة ، اكتسب جاليليو فهمًا أكبر لحركاتهم وبهذه المعرفة تمكن من تحسين طاولاته. تنبؤات. كوسيلة لإيجاد خط الطول في البحر ، فشلت الطريقة: ليس فقط أنه من المستحيل استخدام التلسكوبات على متن سفينة متحركة ، ولكن عندما يكون كوكب المشتري قريبًا من الشمس ، هناك فترة تبلغ حوالي عشرة أسابيع عندما يصبح غير مرئي. ومع ذلك ، بعد اختراع ساعة البندول وإدخال جداول أكثر دقة من قبل عالم الفلك الفرنسي كاسيني في عام 1668 ، تم استخدام الطريقة على نطاق واسع لتحسين الخرائط والمخططات. ظلت الطريقة قيد الاستخدام حتى بداية القرن التاسع عشر.

          جون فلامستيد وتأسيس المرصد الملكي

          في عام 1634 ، أنشأ الكاردينال ريشيليو ، رئيس وزراء الملك في فرنسا ، لجنة لفحص ادعاء قدمه جان بابتيست مورين بأنه اكتشف طريقة لإيجاد خط الطول. ما اقترحه مورين كان شكلًا أكثر دقة لما أصبح يُعرف باسم طريقة المسافة القمرية ، التي اقترحها فيرنر سابقًا ، مع الأخذ في الاعتبار كل من الانكسار واختلاف المنظر القمري (تحول طفيف في الموضع يختلف باختلاف موقع المراقب). واعتبرت اللجنة أنه في ظل الوضع الحالي لجداول القمر والنجوم ، لا يمكن استخدام الطريقة عمليًا. تأسس مرصد باريس في عام 1667 ، ولم يمض وقت طويل ، في عام 1674 ، على حد تعبير جون فلامستيد ، "وقع حادث سارع ، إن لم يكن ، ببناء مرصد [غرينتش]. فرنسي ، أطلق على نفسه اسم Le Sieur de Saint Pierre ، لديه بعض المهارة الصغيرة في علم الفلك ، واهتم بسيدة فرنسية ، ثم في صالح في المحكمة ، اقترح ما لا يقل عن اكتشاف خط الطول. مذكرة بتعيين هيئة ملكية لفحص المقترحات. لقد استندوا أيضًا إلى موقع القمر. أشار Flamsteed إلى أنه لكي تنجح أي طريقة تستخدم القمر ، يجب معرفة موقع ما يسمى بـ "النجوم الثابتة" بالنسبة إلى المسار السنوي للشمس بدقة أكبر ، إلى جانب القدرة على التنبؤ بشكل أفضل بالموقع المستقبلي للقمر. القمر بالنسبة لهم. بناءً على ملاحظاته الخاصة ، كان قادرًا على إظهار أن أفضل كتالوج متاح للنجوم ، كتالوج Tycho Brahe ، كان عرضة للأخطاء ، مما يعني أن أي خط طول يمكن العثور عليه قد يكون خاطئًا بما يصل إلى عدة مئات من الأميال. وقال إن توفير البيانات اللازمة يتطلب سنوات من المراقبة بأدوات كبيرة مزودة بمناظر تلسكوبية. عند سماع ذلك ، عيّن الملك فلامستيد باعتباره "مراقبًا فلكيًا" مع التعليمات "ليطبق نفسه بأقصى قدر من العناية والاجتهاد في تصحيح جداول حركات السماوات وأماكن النجوم الثابتة ، وذلك لمعرفة خط الطول المطلوب لإتقان فن الملاحة. '' بعد ثلاثة أشهر في 22 يونيو 1675 ، أصدر مذكرة أخرى لبناء المرصد في غرينتش.

          على الرغم من أن مهمة Flamsteed الرئيسية كانت بدء عملية تحويل طريقة المسافة القمرية إلى طريقة ذات استخدام عملي - وهي مهمة استغرقت في النهاية 91 عامًا لإكمالها ، فقد أمضى أيضًا وقتًا في تصحيح جداول حركات أقمار المشتري الصناعية وفي أوائل ثمانينيات القرن السادس عشر. بدأت في الترويج لاستخدامها. كتب إلى Samuel Pepys في عام 1697 ، وقدم "سردًا لبداية وتقدم وحالة تحسيناتنا وأوجه قصورنا في عقيدة وممارسات الملاحة". وأوضح كيف أظهرت ملاحظات Io في عام 1689 أن الفرق في خط الطول بين Greenwich و Hoai-gnan ، وهي مدينة تقع على الساحل الشرقي للصين ، كان أقل بنحو 10 درجات (أو 600 ميل) مما كان يعتقد سابقًا. ذهب Flamsteed ليقول ، "Tis in Vain للتحدث عن استخدام العثور على خط الطول في البحر ، إلا أنك تعرف خط الطول وخط العرض الحقيقيين للميناء الذي صممت من أجله ...". معرفة خط طوله الدقيق في البحر لن تكون ذات فائدة تذكر للبحار بينما ظلت المخططات غير دقيقة للغاية ومن وجهة نظر Flamsteed ، كان الأمر متروكًا للبحارة أنفسهم للمساعدة من خلال إجراء "... ملاحظات للقمر أو كسوف القمر الصناعي في أي ميناء أينما كان أتوا. والتي تُقارن بتلك التي تم إجراؤها في مرصد غرينتش أو في أي مكان آخر بواسطة رجال بارعين ودقيقين ، من شأنها أن تعطينا خط الطول الحقيقي لتلك المنافذ ، حيث سيتم تصحيح أخطاء الخرائط الحالية والمخططات البحرية (التي يشكو ملاحونا كثيرًا منها) ونصف الأعمال من الملاحة الكمال.

          كان تقدم Flamsteed في تصحيح "مواقع النجوم" ، وهو شرط أساسي مسبق لطريقة المسافة القمرية ، بطيئًا بشكل مؤلم. خلال السنوات الـ 14 الأولى ، لم يكن هناك أي تقدم تقريبًا ، لأنه على الرغم من تزويد Flamsteed بمجموعة من الأدوات ، لم يكن أي منها على مستوى الوظيفة. فقط عندما حصل على المال بعد وفاة والده تم إحراز أي تقدم حقيقي. وبمساعدة مساعده أبراهام شارب ، قام ببناء قوسه الجداري "المرغوب فيه بشدة". تم التقاط أول ملاحظة مسجلة في عام 1689 والأخيرة قبل وفاته بفترة وجيزة في عام 1719. وبها حصل على معظم البيانات اللازمة لكتالوجه المؤلف من 2935 نجمة ، والذي نُشر بعد وفاته في عام 1725. على الرغم من اكتشاف الأخطاء لاحقًا ، فقد ذات دقة كافية لاستخدامها لمن يسعون إلى الإبحار بطريقة المسافة القمرية. على الرغم من ذلك ، كان لا يزال مطلوبًا اختراع أداة مناسبة لقياس موقع القمر أثناء وجوده في البحر وتصحيح حركة الشمس والقمر.

          إنشاء مجلس خط الطول

          مع طريقة المسافة القمرية التي لا تزال بعيدة عن الكمال ، أنشأت الحكومة البريطانية في عام 1714 مجلس خط الطول. عرضت مكافأة لأي شخص يمكنه العثور على وسيلة لقياس خط الطول في البحر: مكافأة مجموعها عشرة آلاف جنيه ، إذا حددت خط الطول المذكور لدرجة واحدة لدائرة كبيرة ، أو ستين ميلًا جغرافيًا: إلى خمسة عشر ألف جنيه. ، إذا حددت نفس المسافة لثلثي تلك المسافة ، وعشرين ألف جنيه ، إذا حددت نفس المسافة لنصف نفس المسافة '.

          كما تم تمكينها لتقديم مبالغ أصغر لأساليب أقل دقة وإنفاق ما يصل إلى 2000 جنيه إسترليني على التجارب التي يُرجح أن تسفر عن نتائج مفيدة.

          مشكلة القمر

          ركز خليفة فلامستيد ، إدموند هالي ، على مراقبة القمر. التفاعل بين قوى الجاذبية على القمر من الأرض والشمس يسبب عدم انتظام في مدار القمر. يؤدي سحب الشمس إلى تسريع القمر أثناء تحركه نحوه وإبطائه أثناء تحركه بعيدًا. على الرغم من عودة القمر إلى نفس الموقع تقريبًا في السماء من شهر إلى آخر ، يختلف المسار الدقيق الذي يتبعه. حاولوا قدر المستطاع ، لم يتمكن علماء الفلك والرياضيات من تصميم المدار بشكل مناسب.لذلك قرر هالي مراقبة القمر خلال فترة دورة ساروس الكاملة ، ما يزيد قليلاً عن 18 عامًا والوقت الذي تستغرقه الأرض للشمس والقمر للعودة إلى نفس الهندسة تقريبًا ، واستخدام هذه البيانات لإنشاء جداول القمر الخاصة به. عندما تم نشر الجداول في النهاية ، أثبتت الملاحظات أن تنبؤاته غير صحيحة.

          اختراع الربع

          في هذه الأثناء ، في عام 1731 ، اخترع جون هادلي الربع العاكس ، وهو أول أداة قادرة على إجراء القياسات الزاوية على متن السفينة بدقة كافية لتشغيل طريقة المسافة القمرية. على الرغم من أنه كان تطورًا رئيسيًا ، إلا أن هادلي لم يكن مؤهلاً للمطالبة بمكافأة من مجلس خط الطول بموجب شروط القانون. بعد بضع سنوات في عام 1737 ، منح المجلس أول جائزة له. كان هذا لجون هاريسون ، الذي حصل على 250 جنيهًا إسترلينيًا "لتمكينه من إجراء تجربة لآلة اخترعها في طبيعة عمل الساعة للحفاظ على الوقت في البحر ولصنع آخر من نفس الطبيعة ولكن بأبعاد أصغر".

          دور علماء الرياضيات وتطور السدس

          بدافع من الجوائز المختلفة التي قدمتها أكاديمية سانت بطرسبرغ في أوائل خمسينيات القرن التاسع عشر ، نشر علماء الرياضيات والفلك في القارة نظريات وجداول قمرية جديدة. في النهاية ، كان توبياس ماير هو أول من أنتج مجموعة من الجداول ذات الدقة الكافية لاشتقاق المسافات القمرية. تم تجميعها من معادلات أويلر ومن ملاحظاته الخاصة وملاحظات برادلي في غرينتش ، وتم نشرها عام 1753. وقد شجع أويلر ماير على التقدم للحصول على مكافأة من مجلس خط الطول. في عام 1755 ، أرسل نسخة من الجداول إلى الأدميرال لورد أنسون ، اللورد الأول للأميرالية ورئيس المجلس ، جنبًا إلى جنب مع نموذج لأداة محمولة من تصميمه الخاص. كانت نتائج التجارب البحرية التي أجراها الكابتن جون كامبل نيابة عن المجلس غير حاسمة. كانت أداة المراقبة الخاصة بـ Mayer ثقيلة وغير عملية ، ولكن كان لديها عدد من المزايا على هادلي كوادرانت. قام كامبل بدمج هذه العناصر جنبًا إلى جنب مع أفضل عناصر رباعي في أداة جديدة ، السدس البحري الذي طوره مع صانع الآلات جون بيرد.

          الفرنسيون هم من يقودون الطريق

          في نفس العام الذي نُشرت فيه جداول ماير ، أصبح عالم الفلك الفرنسي لاكايل أول شخص يستخدم المسافات القمرية بنجاح في البحر عندما استخدم طاولاته القمرية في رحلة من رأس الرجاء الصالح إلى فرنسا. تم شرح أساليبه لاحقًا بواسطة Lalande في طبعة Almanac Connaissance des Temps لعام 1761. احتوت على مخططات للحلول الرسومية وجداول المسافات القمرية المحسوبة مسبقًا كل أربع ساعات لشهر يوليو. تم اختبار طاولات ماير بواسطة ماسكيلين في رحلته لمراقبة عبور كوكب الزهرة عام 1762 في سانت هيلينا. كما أخذ معه نسخة من Connaissance des Temps. بعد أن حقق دقة أعلى من 1 درجة بشكل عام ، نشر عند عودته دليل البحارة البريطاني ، والذي تضمن جداول ماير وشرح كيفية استخدام الطريقة في البحر. على الرغم من أن الطريقة ظلت غير عملية للجميع باستثناء عدد قليل من الأشخاص بسبب تعقيد الحسابات المطلوبة ، فقد استغرق ماسكلين نفسه ما يصل إلى أربع ساعات لإكمالها.

          جون هاريسون وساعاته

          بينما كان كل هذا يحدث ، تمكن جون هاريسون أخيرًا ، بعد أكثر من 20 عامًا من المحاولة ، من بناء جهاز ضبط الوقت الذي يعتقد أنه سيحافظ على وقت ممتع في البحر ويفوز به جائزة خط الطول المطلوبة بشدة. تسمى الآن H4 ، تم اختبارها لأول مرة على متن السفينة في عام 1761. أجريت تجربة بحرية ثانية في عام 1764 ، مع إرسال ماسكيلين مسبقًا لتسوية خط طول باربادوس من ملاحظات أقمار كوكب المشتري. قبل وفاته بوقت قصير في عام 1762 ، كان ماير قد أعد مجموعة أكثر دقة من الطاولات ، والتي أرسلتها أرملته لاحقًا إلى مجلس Longitude الذي رتبت ليختبرها ماسكيلين في نفس رحلة بربادوس. في فبراير 1765 ، أصبح ماسكيلين خامس عالم فلك ملكي. بعد ذلك بوقت قصير ، تم تمرير قانون خطوط الطول الجديد الذي غير الطريقة التي تم بها منح جائزة خط الطول. في مايو 1765 ، منح المجلس أرملة ماير 3000 جنيه إسترليني للطاولات القمرية و 300 جنيه إسترليني لأويلر عن "النظريات التي قدمها لمساعدة الأستاذ ماير في بناء طاولات القمر بناءً على مبادئ الجاذبية التي وضعها السير إسحاق نيوتن." في العام ، حصل هاريسون على 7500 جنيه إسترليني ، مما رفع إجمالي المبلغ الذي حصل عليه في ذلك الوقت مقابل H4 المكتمل إلى 10000 جنيه إسترليني

          حلان - لكن أي منهما غير عملي

          في هذه المرحلة ، على الرغم من نجاح كل من ضابط الوقت في هاريسون وطريقة المسافة القمرية ، لم يكن أي منهما عمليًا بشكل خاص: الأول ، لأن ضابط الوقت لم يكن كافيًا لأمة بأكملها والأخير لأنه استلزم الكثير من العمل ، في شكل ساعات عديدة من العمليات الحسابية. على الرغم من أن لاكيل قد أظهر بالفعل الطريق إلى الأمام ، وقد أبرز ذلك ماسكلين في مقدمة دليل البحرية البريطانية حيث كتب "... ومع ذلك ، فأنا أملك ، بل أتمنى أن تكون مثل هذه الأجزاء من الحسابات قدر المستطاع ، تم إجراؤها سابقًا على الأرض بواسطة أشخاص قادرين ، وتم نشرها ، من وقت لآخر ، من أجل المنفعة المشتركة للملاحة على وجه الخصوص ، ليس فقط الجزء الأكبر بكثير ، ولكن أيضًا ألطف جزء من الحسابات هو من هذا النوع: لأنه إذا كان خط طول القمر و تم حساب خط العرض قبل كل اثنتي عشرة ساعة في السنة ، ومن ثم تم حساب المسافة التي تفصلها عن الشمس أو نجم مناسب على كل جانب منها ، بعناية لكل ست ساعات ، ونشرت الحسابات فترة زمنية مناسبة قبل ذلك ، لا أفهم لماذا قد لا يتم العثور على خط الطول عالميًا في البحر بهذه الطريقة ، حيث أن خط العرض موجود حاليًا.

          التقويم البحري

          في عام 1767 ، أصبحت طريقة المسافة القمرية حقيقة واقعة مع نشر ماسكلين لأول تقويم بحري. احتوت على مجموعة من الجداول التي توضح موقع القمر خلال عام 1767. تم إدراج موقع زاوية القمر بالنسبة للنجوم الساطعة القريبة بفواصل زمنية مدتها ثلاث ساعات من توقيت غرينتش. لكل من هذا الإصدار والإصدارات التسع اللاحقة ، تم حساب المواضع القمرية من جداول ماير.

          لتحديد خط الطول الخاص به ، كان على البحار أن يقيس الزاوية بين مركز القمر والنجم المدرج (المسافة القمرية) جنبًا إلى جنب مع ارتفاعاتهما. بعد ذلك ، كان عليه أن يحسب التوقيت المحلي الخاص به ويصحح موقع القمر للتأثيرات المزدوجة للاختلاف المنظر والانكسار. تم تحديد الوقت الذي يقابله في غرينتش من التقويم البحري. من خلال الاختلاف بين هذا والتوقيت المحلي ، كان قادرًا على حساب اختلافه في خط الطول من خط الطول للمرصد الملكي في غرينتش. لجعل العملية برمتها بسيطة قدر الإمكان ، نشر ماسكيلين في نفس الوقت طلب الجداول. احتوت ، من بين أشياء أخرى ، على جداول لتصحيح تأثيرات الانكسار واختلاف المنظر ، جنبًا إلى جنب مع التعليمات والأمثلة العملية لكيفية استخدامها.

          صعود غرينتش

          وهكذا شكلت الستينيات من القرن الثامن عشر نقطة تحول مهمة في الملاحة. بعد سنوات من عدم اليقين بشأن خط طولهم في البحر ، أصبح لدى البحارة الآن طريقتان لقياس ذلك. عملت كلتا الطريقتين عن طريق قياس الفروق الزمنية. أعطت طريقة المسافة القمرية ، باستخدام السدس والتقويم البحري ، فروقًا زمنية (ومن ثم اختلافات خطوط الطول) من غرينتش. من ناحية أخرى ، سمحت أجهزة ضبط الوقت الميكانيكية ، أو الكرونومتر البحري كما يطلق عليها ، بقياس فرق التوقيت من أي مدينة أو مدينة مختارة بشكل مباشر. في حين أن الإمدادات من الأرباع ، والسداسيات ، والتقويم كانت متاحة بسهولة ورخيصة من البداية ، كانت الكرونومتر في البداية باهظة الثمن ونادرة. استغرق الأمر حتى عشرينيات القرن التاسع عشر حتى يلحق العرض بالطلب وبحلول ذلك الوقت ، انخفض سعرها إلى مستوى معقول. تم اعتماد التقويم من قبل العديد من البلدان. نتيجة لذلك ، عندما اجتمع مؤتمر ميريديان الدولي في عام 1884 للاستقرار على خط الطول الرئيسي للعالم ، كان عدد أكبر من البحارة يقيسون خط الطول من غرينتش أكثر من أي مكان آخر. عندما جاء التصويت على القرار: "أن يقترح المؤتمر على الحكومات هنا يمثل اعتماد خط الزوال الذي يمر عبر مركز أداة العبور في مرصد غرينتش باعتباره خط الزوال الأولي لخط الطول" ، تم اعتماده مع 22 حكومة. يؤيدها معارض واحد وممتنعان.

          كانت ذروة طريقة المسافة القمرية من عام 1780 حتى عام 1840 عندما أصبح استخدام الكرونومتر أكثر شيوعًا. كانت آخر جداول المسافات القمرية التي نُشرت في التقويم البحري في طبعة عام 1906. يستخدم البحارة اليوم نظام تحديد المواقع العالمي (GPS) ، وهو نظام ملاحة دقيق طورته الولايات المتحدة في الأصل لأغراض عسكرية. المكونات الرئيسية هي مجموعة من الأقمار الصناعية تدور حول الأرض في مدارات محددة جيدًا جنبًا إلى جنب مع شبكة من المحطات الأرضية. يتم ترتيب الأقمار الصناعية في ستة مستويات مدارية مع أربعة أقمار صناعية في كل منها. أربعة على الأقل "مرئية" دائمًا من أي مكان على الأرض. ترسل الأقمار الصناعية إشارات وقت راديو منخفضة الطاقة. يحسب جهاز الاستقبال المسافة إلى كل منها بناءً على التأخير الزمني في استقبال الإشارة ويستخدم المعلومات لحساب موقعه. للقيام بذلك ، يجب أن يعرف المستقبِل بالضبط مكان وجود الأقمار الصناعية في تلك اللحظة بالتحديد. يتم تخزين هذه المعلومات في ذاكرة المتلقي. تراقب وزارة الدفاع الأمريكية الموقع الدقيق لكل قمر صناعي من المحطات الأرضية وتنقل التحديثات كجزء من إشارة كل قمر صناعي.


          حفظ الوقت الفلكي

          يعد حفظ الوقت وبناء التقويمات من بين أقدم فروع علم الفلك. حتى وقت قريب جدًا ، لا توجد طريقة مرتبطة بالأرض لحفظ الوقت يمكن أن تتطابق مع دقة تحديدات الوقت المستمدة من ملاحظات الشمس والكواكب. كل الوحدات الزمنية التي تبدو طبيعية للإنسان ناتجة عن ظواهر فلكية: السنة التي تدور حول مدار الأرض حول الشمس وما ينتج عن ذلك من فصول ، والشهر بحركة القمر حول الأرض وتغير مراحل القمر ، واليوم من خلال دوران الأرض وتعاقب السطوع والظلام.
          ومع ذلك ، إذا كانت الدقة العالية مطلوبة ، يبدو أن تعريف الوحدات الزمنية يمثل مشكلة. أولاً ، ينشأ الغموض على سبيل المثال في التعريف الدقيق للتناوب أو الثورة. ثانيًا ، تبين أن بعض العمليات الفلكية الأساسية غير منتظمة وغير منتظمة. مشكلة معروفة منذ آلاف السنين هي عدم قابلية السنة والشهر واليوم للتناسب. لا يمكن التعبير عن السنة بدقة كعدد صحيح للأشهر أو الأيام ، ولا يحتوي الشهر على عدد صحيح من الأيام. لحل هذه المشكلات ، تم وضع العديد من المقاييس الزمنية والتقويمات والتي سيتم وصف أهمها أدناه.

          يُستنتج الزمن الفلكي من ثورة الأرض فيما يتعلق بالنجوم البعيدة ، وبالتالي يمكن تحديده من الملاحظات الليلية للسماء المرصعة بالنجوم. يمكن تعريف اليوم الفلكي في التقريب الأول على أنه الفاصل الزمني بين مقطعين متتاليين من نفس النجم عبر خط الزوال. هنا ، خط الطول لموقع المراقبة هو الدائرة الكبرى التي تمر عبر القطبين السماويين وذروة الموقع. معبراً عنه بكلمات مختلفة ، فإن خط الزوال هو إسقاط دائرة خط الطول الجغرافي للموقع على الكرة السماوية إذا تم إسقاطها من مركز الأرض. وبالتالي ، فإن المرور عبر خط الزوال هو تحديد أكثر دقة للنقطة الزمنية - في الكلام العامي - `` يكون النجم جنوبيًا '' (على الأقل للمراقبين في نصف الكرة الشمالي). مدة اليوم الفلكي بوحدات التوقيت العالمي هي 23 ساعة و 56 دقيقة في 04.0905 ثانية.
          لتحديد طول اليوم الفلكي بدقة أكبر وإنشاء نقطة الصفر لحساب الوقت الفلكي ، فإن مصطلحات `` زاوية الساعة '' و''مسير الشمس '' و''خط الاستواء السماوي '' و''الرابع '' الاعتدال ''. من خلال أي نقطة على الكرة السماوية - على سبيل المثال موقع النجم - ويمر القطبان السماويان دائرة كبيرة محددة بشكل فريد والتي لا تتطابق بشكل عام مع خط الزوال ولكنها تقطع خط الزوال عند القطبين السماويين. تسمى زاوية القطع بزاوية الساعة لنقطة معينة. لا تُقاس هذه الزاوية عادةً بالدرجات ولكن بالساعات والدقائق والثواني (ومن هنا جاءت التسمية). الدائرة الكاملة 360 درجة تقابل 24 ساعة بالضبط. بسبب دوران الأرض ، تنمو زاوية الساعة بمقدار 24 ساعة خلال يوم فلكي واحد.
          خط الاستواء السماوي هو مجموعة من جميع النقاط على الكرة السماوية التي تبعد 90 درجة عن القطبين السماويين ، أو - بشكل مكافئ - إسقاط خط الاستواء على الكرة السماوية ، إذا تم إسقاطه من مركز الأرض. الكسوف هو مسار الشمس على الكرة السماوية ، بين النجوم ، خلال العام. لا يتطابق خط الاستواء السماوي مع مسير الشمس (نتيجة لإمالة محور دوران الأرض) ولكنهما يتقاطعان في نقطتين تسمى إحداهما بالاعتدال الربيعي.
          0 o'clock siderial time يُعرَّف بأنه المثال الذي يمر فيه الاعتدال الربيعي عبر خط الزوال. يمكن تعميم هذا التعريف على: `` الزمن النجمي هو زاوية ساعة الاعتدال الربيعي. '' بالطبع ، الاعتدال الربيعي هو نقطة وهمية على الكرة السماوية ولا يمكن ملاحظتها مباشرة. من الإحداثيات المعروفة للنجوم المرصودة ، يمكن استنتاج موقع الاعتدال الربيعي. مما سبق يتضح أيضًا أن اليوم الفلكي هو الفترة الفاصلة بين مقطعين متتاليين من الاعتدال الربيعي عبر خط الزوال. وفقًا لهذا التعريف النهائي ، يكون اليوم الفلكي أقصر بنحو 9 مللي ثانية من التقريب المعطى في البداية. هذا نتيجة لحقيقة أنه بسبب حركة الأرض ، فإن الاعتدال الربيعي يتحرك فيما يتعلق بالنجوم.
          يشير التعريف أعلاه إلى خط الزوال المحلي وبالتالي يؤدي إلى زمن فلكي يعتمد على مكان المراقبة. لتحديد معيار عالمي للوقت الفلكي ، يشير المرء إلى خط الزوال في غرينتش ويدعو مقياس الوقت المشتق لذلك `` توقيت غرينتش المتوسط ​​الفلكي '' (GMST). للتحويل بين GMST والوقت الفلكي المحلي ، يجب معرفة خط الطول الجغرافي لموقع المراقبة.
          من الزمن النجمي والإحداثيات السماوية للنجم (على وجه الخصوص الصعود الأيمن) يمكن حساب زاوية الساعة للنجم ومن ثم موقعه الظاهر الحالي (الذي يتغير باستمرار بسبب دوران الأرض). علاوة على ذلك ، فإن الزمن الفلكي هو أحد مكونات التوقيت العالمي.

          يتبع الوقت الشمسي الثورة الظاهرة للشمس حول الأرض. اليوم الشمسي هو الفترة الفاصلة بين ممرتين متتاليتين للشمس عبر الزوال ، أو - بالعامية - من الظهر حتى الظهر. بالطبع ، هذه الثورة الظاهرة تعكس فقط الدوران الحقيقي للأرض. ومع ذلك ، لأنه على مدار يوم واحد ، تسافر الأرض أيضًا جزءًا كبيرًا من مدارها حول الشمس ، فإن الدوران الكامل فيما يتعلق بالشمس يستمر لفترة أطول من الدوران الكامل فيما يتعلق بالنجوم. وبالتالي ، فإن اليوم الشمسي الحقيقي أطول بحوالي 4 دقائق من اليوم الشمسي.
          يمكن التعبير عن النقطة المرجعية للوقت الشمسي الحقيقي مرة أخرى كزاوية ساعة. نظرًا لأن الوقت الذي تستغرقه القراءة عند مرور الشمس عبر خط الزوال يجب أن يكون 12 ساعة ، فإن الوقت الشمسي الحقيقي يظهر كزاوية ساعة للشمس المضادة (وهي النقطة الوهمية على الكسوف المقابل للشمس).
          تعرض الساعة الشمسية التوقيت الشمسي الحقيقي في موقعها.
          تختلف مدة اليوم الشمسي الحقيقي باختلاف الفصول. هذا نتيجة لانحراف مدار الأرض وانحراف مسير الشمس (ميل محور دوران الأرض). أولاً ، تتحرك الأرض بسرعات مختلفة في أجزاء مختلفة من مدارها الإهليلجي ، وفقًا لقانون كبلر الثاني ، وبالتالي يبدو أن الشمس تتحرك بسرعات مختلفة بين النجوم. ثانيًا ، حتى مع وجود مدار أرضي دائري تمامًا ، فإن الشمس ستتحرك بالتساوي على طول مسير الشمس ، لكن إسقاطها على خط الاستواء السماوي سيتحرك بسرعات متفاوتة. في الربيع والخريف ، تكون الشمس قريبة من نقاط عبور خط الاستواء وخط الاستواء السماوي. وبالتالي فإن حركتها من يوم لآخر مائلة إلى خط الاستواء ، وبالتالي تنخفض السرعة المتوقعة. ومع ذلك ، خلال الصيف والشتاء ، تكون الشمس قريبة من قمة مسير الشمس وتتحرك موازية لخط الاستواء السماوي ، مما يجعل السرعة المتوقعة كبيرة. ينتج عن كلا التأثيرين تباينًا في التصحيح لمدة 4 دقائق لليوم الفلكي ، حيث يكون لانحراف مسير الشمس تأثير أكبر قليلاً.
          للحصول على مقياس زمني أكثر توازناً ، يُعرّف المرء `` متوسط ​​الشمس '' الوهمي. هذا يعني أن الشمس تأخذ نفس الوقت من الاعتدال الربيعي إلى التالي مثل الشمس الحقيقية ، ولكن من المفترض أن تتحرك بسرعة ثابتة على طول خط الاستواء السماوي. وبالتالي ، فإن متوسط ​​التوقيت الشمسي هو زاوية الساعة للمتوسط ​​المضاد للشمس.
          يسمى الفرق بين التوقيت الشمسي الحقيقي والمتوسط ​​معادلة الوقت. نظرًا لتداخل تأثيرين مختلفين لهما نطاقات زمنية مختلفة (يتسبب الانحراف في فترة مدتها عام واحد ، ويميل مسار دائرة الشمس لمدة نصف عام) ، فإن معادلة الوقت لها حدان أدنى وحدان أقصى كل عام: معادلة الوقت تسبب أيضًا التحولات غير المتكافئة لأوقات شروق وغروب الشمس. أقرب غروب ، على سبيل المثال ، لا يحدث في الانقلاب الشتوي في 22 ديسمبر ولكن قبل 11 يومًا تقريبًا. من ناحية أخرى ، يحدث شروق الشمس الأخير بعد حوالي 10 أيام من الانقلاب الشتوي. للسبب نفسه ، يكون للصباح وبعد الظهر أطوال مختلفة في الاعتدال في 21 مارس و 23 سبتمبر.

          تم تقديم التوقيت العالمي (UT) في عام 1926 ليحل محل توقيت غرينتش (GMT). في هذا الوقت ، كانت هناك عدة تعريفات لتوقيت غرينتش قيد الاستخدام ، مع وجود اختلافات كبيرة في بعض الأحيان. وهكذا أصبح مصطلح GMT عديم الفائدة وتم إسقاطه واستبداله بتعريف أكثر صرامة لـ UT.
          بالنسبة لمعظم الأغراض العملية ، تعادل UT متوسط ​​الوقت الشمسي لخط الزوال المرجعي غرينتش. العلاقة بين UT والتوقيت الشمسي المحلي هي نفسها بين Greenwich Mean Siderial Time و Siderial Time المحلي. ومع ذلك ، فإن UT ليس وقتًا شمسيًا بمعنى أنه سيتم استخدام الموقع الشمسي المرصود لتحديد هذا الوقت. الدقة التي يمكن تحقيقها لقياس موضع الشمس غير كافية إلى حد بعيد لهذا الغرض. بدلاً من ذلك ، يتم اشتقاق UT من الوقت الفلكي الأكثر دقة عن طريق صيغة رياضية. تفسر هذه الصيغة الشكل المعروف لمدار الأرض الذي يمكن بواسطته حساب موقع متوسط ​​الشمس الوهمي. وبالتالي ، فإن UT و Siderial Time ليسا مقاييس زمنية مستقلة ولكن شكلين من نفس المقياس ، على الرغم من وجود وحدات ذات أطوال مختلفة.
          عند الفحص الدقيق ، يجب التمييز أكثر بين التوقيت العالمي UT. يحدد الوقت الفلكي الذي يمكن ملاحظته مباشرة ، المحول إلى خط الزوال المرجعي غرينتش والخاضع لصيغة التحويل ، الوقت UT0. بسبب الحركات الطفيفة لأقطاب دوران الأرض ، يختلف الاختلاف في خط الطول الجغرافي بين مكان المراقبة وخط الزوال المرجعي. لذلك ، فإن التحويل إلى خط الزوال المرجعي وفقًا لخطوط الطول المشتركة المجدولة غير صحيح.إذا تم حساب اختلاف القطب ، يحصل المرء على الوقت UT1. هذا المقياس الزمني ثابت لجميع الأماكن على الأرض ولكنه لا يزال غير منتظم حيث من المعروف أن سرعة دوران الأرض متغيرة. ينتج عن تصحيح UT1 لأقوى الاختلافات وأكثرها انتظامًا الوقت UT2. يصل هذا التصحيح إلى +/- 30 مللي ثانية على الأكثر. UT2 هو النطاق الزمني الأكثر اتساقًا الذي يمكن التنبؤ به من خلال دوران الأرض. نظرًا لتوافر معايير زمنية أكثر دقة وأسهل للحصول عليها (الساعات الذرية) ، فإن UT2 يكاد لا يكون له أي استخدام عملي. وبالتالي ، فإن التوقيت العالمي المعتمد بشكل شائع في علم الفلك هو مقياس UT1.
          يتميز UT1 بميزة التنبؤ بالموقع الشمسي بدقة كافية. ومع ذلك ، فإن عيبه هو أن طول الثانية المشتقة من UT1 يختلف بشكل ملحوظ (بسبب عدم انتظام دوران الأرض). لذلك ، تم اختراع مقياس زمني يسمى التوقيت العالمي المنسق (UTC) حيث يكون SI-second - كما تم تنفيذه بواسطة الساعات الذرية - هو وحدة الوقت. بالإضافة إلى ذلك ، من الضروري ألا تتجاوز القيمة المطلقة للفرق بين التوقيتين UTC و UT1 أبدًا 0.9 ثانية. لذلك ، يوفر التوقيت العالمي المنسق (UTC) وحدة زمنية ثابتة للغاية بالإضافة إلى اتفاق مع موقع الشمس. لهذا السبب ، فإن التوقيت العالمي المنسق (UTC) هو الأساس لجميع حفظ الوقت المدني اليوم. يتم توزيعه علنًا بواسطة أجهزة الإرسال اللاسلكية DCF77 وخدمات الوقت الأخرى ، جنبًا إلى جنب مع استقراء للفرق الزمني الحالي DUT1 = UTC - UT1. (يجب استقراء هذا الاختلاف لأنه يجب تحديد UT1 من الملاحظات ولا يمكن حسابه وتوزيعه على الفور.)
          نظرًا لأن التوقيت العالمي المنسق وكذلك التوقيت الذري TAI يعتمدان على SI-second ، فإن كلا المقياسين الزمنيين يتماشيان بشكل أساسي مع بعضهما البعض. ومع ذلك ، لا تتوافق SI-second مع UT1 ثانية ، وبالتالي تنحرف UTC فيما يتعلق UT1. لمراعاة المتطلبات المذكورة أعلاه حول UTC-UT1 ، يجب أحيانًا إدراج الثواني الكبيسة أو إسقاطها من التوقيت العالمي المنسق (UTC). يحدث هذا - إذا لزم الأمر - في 30 يونيو أو 31 ديسمبر في نهاية الدقيقة الأخيرة من اليوم. حاليًا ، يجب إدخال حوالي ثانيتين كبيسة في فاصل زمني مدته ثلاث سنوات. يتم تحديد الحاجة إلى ثانية كبيسة من قبل المكتب الدولي للصحة (BIH) في باريس ، بعد التشاور مع العديد من المختبرات.
          لا ترجع الحاجة إلى الثواني الكبيسة إلى التباطؤ العلماني لدوران الأرض (الذي يقل عن 2 ميلي ثانية لكل قرن) ولكن بسبب الاختلافات غير المنتظمة في هذا الدوران وحقيقة أن تعريف SI-second ثابت على مدة عام 1900 الذي كان أقصر من المتوسط.

          • توقيت غرب أوروبا (= التوقيت العالمي ، الفرق 0 ساعة)
          • توقيت وسط أوروبا (+1 ساعة)
          • في الولايات المتحدة الأمريكية:
            • التوقيت الأطلسي القياسي (-4 ساعات)
            • التوقيت الشرقي القياسي (-5 ساعات ، الساحل الشرقي)
            • التوقيت المركزي القياسي (-6 ساعات)
            • التوقيت الجبلي القياسي (-7 ساعات)
            • توقيت المحيط الهادي (-8 ساعات)

            في Systeme Internationale لوحدات القياسات ، يتم تعريف الثانية على أنها مدة 9192 631770 دورة لانتقال هيكل فائق الدقة في الحالة الأرضية للسيزيوم -133. تم اختيار هذا التعريف لمطابقة طول التقويم الفلكي الثاني قدر الإمكان الذي تم استخدامه من قبل.
            تحدد SI-second الوقت الذري المجرد فقط. للحصول على مقياس زمني للاستخدام العملي ، يلزم وجود جهاز يحاول تحقيق SI-second. يسمى هذا الجهاز بالساعة الذرية. الساعات الذرية ذات الكلمات الحقيقية لا تتفق تمامًا مع بعضها البعض. لذلك ، يتم استخدام المتوسط ​​المرجح للعديد من الساعات الذرية - الموزعة على مختبرات مختلفة على الأرض كلها - لتحديد التوقيت الذري TAI (فرنسي Temps Atomique International). يعتبر TAI حاليًا أفضل إدراك لمقياس زمني يعتمد على SI-second ، بدقة نسبية تبلغ +/- 2 * 10 ^ -14 (اعتبارًا من عام 1990).
            وفقًا للنظرية النسبية العامة ، يعتمد الوقت المُقاس على الموقع على الأرض (أو بشكل أكثر دقة ، على الارتفاع) وكذلك على السرعة المكانية للساعة. وبالتالي يشير TAI إلى موقع على مستوى سطح البحر يدور مع الأرض.


            شاهد الفيديو: عندما يحدث الزلزال في المسجد.. لن تصدق!!! (أغسطس 2022).