Звёздное время, s — часовой угол точки весеннего равноденствия. Звёздное время используется астрономами, чтобы определить, куда надо направить телескоп, чтобы увидеть нужный объект.
Определять звездное время принято по точке весеннего равноденствия. Промежуток времени между двумя последовательными верхними кульминациями точки весеннего равноденствия на одном и том же меридиане называется звездными сутками. За начало звездных суток на данном меридиане принимается момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия (рис. 3.1). Звездное время измеряется часовым углом точки весеннего равноденствия. В момент начала звездных суток точка весеннего равноденствия находится в верхней кульминации и поэтому ее часовой угол равен 0. Так как Земля непрерывно вращается вокруг своей оси, то с течением времени часовой угол будет увеличиваться и по его значению можно судить о протекшем времени. Таким образом звездным временем S называется западный часовой угол точки весеннего равноденствия. Следовательно, звездное время на данном меридиане в любой момент численно равно часовому углу точки весеннего равноденствия.
Рассматривая звездное время, следует иметь в виду, что точка весеннего равноденствия находится на бесконечно большом расстоянии и поэтому движение Земли по орбите не изменяет ее видимого положения на небесной сфере. Период вращения Земли относительно точки весеннего равноденствия остается неизменным. Поэтому звездные сутки имеют постоянную продолжительность. Звездное время широко применяется в авиационной астрономии. Для гринвичского меридиана оно дано в МАЕ на каждый час времени соответствующей даты. Пользоваться звездным временем неудобно, так как оно не связано с Солнцем, относительно которого строится распорядок жизни людей.
Взаимное положение Солнца и точки весеннего равноденствия в течение года непрерывно меняется. Двигаясь по эклиптике, Солнце за сутки смещается относительно точки весеннего равноденствия почти на 1° (рис. 3.2). Вследствие этого звездные сутки короче солнечных на 3 мин 56 с и их начало в течение года приходится на различное время дня и ночи. Из рис. 3.2 видно, что Солнце только раз в году кульминирует вместе с точкой весеннего равноденствия в полдень в ноль часов звездного времени. Это бывает тогда, когда Солнце проходит через точку весеннего равноденствия, т. е. когда его прямое восхождение равно 0.
Рис. 3.1. Звездное время
Рис. 3.3. Зависимость между звездным временем, часовым углом и прямым восхождением светил
Рис. 3.2. Связь между звездными и солнечными сутками
Через одни звездные сутки точка весеннего равноденствия снова будет находиться в верхней кульминации, а кульминация Солнца наступит примерно лишь через 4 мин, так как за одни звездные сутки оно сместится к востоку относительно точки весеннего равноденствия примерно на 1°. Еще через одни звездные сутки кульминация Солнца наступит уже приблизительно через 8 мин после начала звездных суток.
Таким образом, время кульминации Солнца непрерывно увеличивается. За месяц звездное время кульминации увеличится примерно на 2 ч, а за год — на 24 ч. Следовательно, ноль часов звездного времени приходится на разное время солнечных суток, что затрудняет пользование звездным временем в повседневной жизни.
Зависимость между звездным временем, часовым углом и прямым восхождением светила.
Измерить часовой угол точки весеннего равноденствия или заметить момент прохождения ее через меридиан наблюдателя невозможно, так как она является воображаемой и на небесной сфере не видна. Следовательно, непосредственно определить звездное время по точке весеннего равноденствия нельзя. Поэтому практически определение начала звездных суток и звездного времени в любой момент производят по какой-либо звезде, прямое восхождение которой известно (рис. 3.3.). Зная прямое восхождение звезды и измерив ее часовой угол, можно определить звездное время. Из рис. 3.3 видно, что между звездным временем, часовым углом и прямым восхождением светила имеется очевидная зависимость, которую через координаты звезды можно записать в виде
Из этой зависимости следует, что звездное время в любой момент равно сумме часового угла звезды и ее прямого восхождения. Обычно в астрономических обсерваториях звездные часы проверяют по кульминирующей звезде. Поскольку в этот момент часовой угол звезды равен нулю, то звездное время будет соответствовать прямому восхождению данной звезды, т. е. S=a.
Из рис. 3.3 можно вывести еще одну зависимость, которая широко применяется в практике авиационной астрономии для определения часовых углов звезд: t=S—a. На основании этой формулы производится расчет часовых углов навигационных звезд по звездному времени и прямому восхождению, взятых из МАЕ. Этот расчет упрощает составление МАЕ и уменьшает его объем.