Astronomie

Quelle est l'ascension droite au-dessus de Greenwich à midi le 21 mars

Quelle est l'ascension droite au-dessus de Greenwich à midi le 21 mars

Ma question est vue dans le titre : Quel est le survol de l'ascension droite à Greenwich à midi le 21 mars

Je suis un peu confus car l'ascension droite est fixée par l'équinoxe de printemps et je ne comprends pas comment cela est lié à Greenwich.


A l'équinoxe de printemps, le soleil traverse l'équateur céleste, et par définition, il a un RA de 0h (à l'époque actuelle). À midi ce jour-là, le soleil sera plus ou moins plein sud, et comme la ligne de zéro RA forme un grand cercle, le « frais généraux » RA sera également zéro.

Le soleil ne sera pas exactement à zéro RA sauf au moment de l'équinoxe, et la durée du jour solaire varie également tout au long de l'année, ce qui fait que l'heure à laquelle le soleil est plein sud n'est pas tout à fait midi à l'heure de l'horloge .

Tout ce qui précède est indépendant du fait que vous observiez ou non depuis Greenwich.


Coordonnées terrestres

Les lignes de latitude peuvent être tracées au nord et au sud de l'équateur. Ce sont une série de petits cercles et sont affichés sur la sphère de gauche ci-dessous. Les petits cercles sont des cercles dessinés sur une sphère qui sont plus petits que la sphère.

La latitude zéro est l'équateur. Le pôle Nord est à la latitude 90 degrés Nord (écrit 90°N). Le pôle Sud est à 90 degrés Sud (90°S). Au nord de l'équateur se trouvent des lignes de latitude allant de 0° à 90°N. Au sud se trouvent des lignes de latitude allant de 0° à 90°S. Toutes les lignes de latitude sont parallèles les unes aux autres.

Pour des raisons que nous aborderons plus tard, il existe quatre autres lignes spéciales de latitude sur la Terre. Ceux-ci sont nommés et sont énumérés ci-dessous.

23,5°N tropique du Cancer
66,5°N cercle polaire
23.5°S tropique du Capricorne
66.5°S cercle polaire antarctique

Ces quatre lignes de latitude divisent la Terre en zones climatiques. La région entre les deux tropiques (23,5°N à 23,5°S) est connue sous le nom de Tropiques. La région au nord du cercle polaire arctique (66,5" au pôle Nord à 90"N) et la région au sud du cercle antarctique (66,5" au pôle Sud à 90"S) sont appelées les régions polaires. Les zones intermédiaires (23,5°N à 66,5°N et 23,5°S à 66,5°S) sont appelées les zones tempérées et sont souvent divisées en la zone tempérée nord et la zone tempérée sud. La plupart de la population de la Terre vit dans les zones tempérées.

Longitude

Contrairement à la latitude qui a deux points fixes (les pôles) et un grand cercle fixe (l'équateur), la longitude n'a pas de zéro naturel. Toutes les lignes de longitude sont identiques. La ligne zéro de longitude est appelée le méridien zéro ou le méridien premier. Sa position doit être décidée par accord international.

Le premier méridien de la Terre a été fixé par des astronomes et des géographes pour traverser l'observatoire de Greenwich dans le sud-est de Londres, en Angleterre. Cet observatoire était le centre de la cartographie (fabrication de cartes), du chronométrage et de l'observation stellaire. Le méridien zéro est maintenant généralement appelé méridien de Greenwich.

La longitude va à l'est et à l'ouest de Greenwich (0° à 180°E et 0° à 180°W). La ligne 180 & 176 de longitude est appelée la ligne de date internationale. Il traverse principalement l'océan Pacifique.

Avec ces deux coordonnées (Latitude et Longitude), nous pouvons fixer de manière unique des sites sur la Terre. Cinq villes sélectionnées sont énumérées ci-dessous.

Ville Pays Latitude Longitude
LondresRoyaume-Uni 51.5°N
Buenos AiresArgentine 35.0°S58.5°W
ReykjavíkIslande 64.0°N22,0°W
SingapourSingapour 1.0°N104°E
Los Angelesles états-unis d'Amérique 34.0°N118,5°W

D'après le tableau ci-dessus, il est facile de voir que Singapour est la plus proche des cinq villes de l'équateur. Reykjavik est la plus éloignée de l'équateur et donc la plus proche de l'un des pôles. Buenos Aires et Los Angeles sont à peu près à la même distance de l'équateur : l'une dans l'hémisphère sud, l'autre dans l'hémisphère nord.

La latitude et la longitude sont mesurées en degrés. Un tour complet correspond à 360°, un demi-tour correspond à 180° et un angle droit (quart de tour) correspond à 90°. Sur Terre, un degré de latitude (ou de longitude le long de l'équateur) équivaut à environ 111 km.

La Terre est divisée en fuseaux horaires. 15° est égal à 1 heure. Le méridien de Greenwich est le zéro des fuseaux horaires de la Terre, encore une fois par accord international.


Ascension droite et déclinaison

Afin d'identifier la position d'un objet sur la sphère céleste, nous avons besoin d'un système de coordonnées capable de gérer la position d'un objet sur la sphère à un moment donné à partir d'un emplacement donné. Imaginez que vous êtes debout sur le pôle Nord et lorsque vous regardez directement vers le haut, vous verrez la Lune. Imaginez maintenant qu'un autre observateur se tenait sur l'équateur, où verraient-ils la Lune ? Ce ne sera certainement pas au-dessus de la tête, ce sera à l'horizon. De la même manière, la position d'un objet semblera changer si un observateur était en Europe et un autre en Amérique, cependant, au fil du temps, l'objet se déplacera dans la position observée lors de la rotation de la Terre.

Pour ces raisons, le système de coordonnées célestes est basé sur le système de latitude et de longitude utilisé à la surface de la Terre. Le système de coordonnées se compose de deux chiffres, Ascension droite (RA) et Déclinaison (Déc). L'Ascension Droite est une mesure de la position d'un objet à partir du Premier point du Bélier et peut être considéré comme l'équivalent de la sphère céleste de la longitude, tandis que la déclinaison est une mesure de la position par rapport à l'équateur céleste et est similaire à la latitude. L'équateur céleste est une projection de l'équateur terrestre sur la sphère céleste.

Dans le diagramme ci-dessus, la déclinaison est indiquée sur les lignes bleues et est analogue à la latitude car elle mesure la distance angulaire en degrés par rapport à l'équateur, de 0° à l'équateur à +90° au pôle Nord et -90° au pôle Sud.


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L'ascension droite (RA) est comme la longitude. Il localise où se trouve une étoile le long de l'équateur céleste. Le point zéro de longitude a été choisi pour être l'endroit où la ligne descendante directement de l'observatoire de Greenwich en Angleterre rencontre l'équateur. Le point zéro de l'ascension droite est l'équinoxe de printemps. Pour trouver l'ascension droite d'une étoile, suivez un cercle d'heures "droit vers le bas" de l'étoile à l'équateur céleste. L'angle de l'équinoxe vernal vers l'est au pied de ce cercle horaire est l'ascension droite de l'étoile.

Il y a une bizarrerie dans l'ascension droite : l'unité utilisée pour rapporter l'angle. Les ascensions droites sont toujours enregistrées en termes d'heures, de minutes et de secondes. Une heure d'ascension droite (1 h ) vaut 15°. Depuis 24x15°=360°, il y a 24h d'ascension droite autour de l'équateur céleste. La raison de cette bizarrerie est que la sphère céleste effectue une rotation complète (24 h de RA) en une journée (24 heures de temps). Ainsi la sphère céleste avance d'environ 1 h de RA en une heure de temps.


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Visualiser la sphère céleste

Pour comprendre les mouvements de la Lune, des planètes, du Soleil, des étoiles et d'autres objets dans le ciel, nous devrons définir un système de coordonnées et nous familiariser avec quelques termes décrivant diverses positions. Commençons par identifier les principales causes du mouvement apparent des objets dans le ciel.

Considérons ensuite les échelles de distance impliquées. Lesquelles comptent le plus ?

Lorsque l'on considère les mouvements des étoiles, le distance entre deux positions à la surface de la Terre, et le distance entre deux positions sur la trajectoire orbitale de la Terre, sont négligeables. Pourquoi alors les étoiles apparaissent-elles différemment à l'équateur et aux pôles, ou de l'hiver à l'été ? le angle de l'axe de rotation de la Terre, et le direction vous regardez alors que vous vous déplacez autour de la surface incurvée de la Terre, présentez des vues de différentes parties du ciel.

Imaginez que vous êtes debout sur l'équateur, regardant le ciel nocturne au-dessus de votre tête. Si vous vous déplacez de 10 000 kilomètres vers le nord, vous vous retrouverez au pôle nord. Le diorama des étoiles au-dessus de la tête aura considérablement changé et Polaris, l'étoile polaire, se trouvait autrefois à l'horizon nord, mais maintenant il est directement au-dessus. Si à la place vous décalez 10 000 kilomètres À un côté ou l'autre le long d'un plan plat passant sous vos pieds, cependant, vous finirez par observer le même ensemble d'étoiles au-dessus. Quelle est la différence? Dans les deux cas, vous avez parcouru 10 000 kilomètres. Dans le premier cas, cependant, vous avez également fait pivoter votre point de vue de 90 degrés, tandis que dans le second cas, vous regardez toujours dans la même direction. le linéaire le décalage de position de 10 000 kilomètres n'a pas d'importance par rapport à la distance entre les étoiles (10 000 milliards de kilomètres), mais le angulaire shift joue un rôle énorme dans la définition de votre point de vue.

Considérons maintenant le mouvement des étoiles, et définissons une sphère céleste, une sphère transparente de rayon infini qui est centrée au centre de la Terre. Comme le poète florentin Dante Alighieri avec ses sphères cristallines, nous plaçons ou projetons les objets célestes sur cette sphère. La sphère est fixée en place, de sorte que la Terre tourne quotidiennement dans un cercle complet la sphère céleste apparaît tourner une fois par jour dans le sens inverse.

Nous étendons l'axe de rotation de la Terre bien au-dessus du pôle nord et bien en dessous du pôle Sud, et définissons les points d'intersection avec notre sphère céleste comme les pôles célestes nord et sud (NCP et SCP). Nous définissons alors la portion de la sphère céleste qui se situe dans le même plan que notre équateur que l'équateur céleste (CE). Nous définissons les coordonnées à la surface de la Terre selon les latitudes nord et sud (commençant à zéro à l'équateur et s'élevant jusqu'à 90 degrés aux pôles) et les longitudes est et ouest de la position de l'observatoire royal de Greenwich, en Angleterre, s'étendant autour du Terre. Sur notre sphère céleste, nous utilisons de même la déclinaison (angles nord et sud de l'équateur céleste) et l'ascension droite (l'angle autour de l'équateur céleste, avec le point zéro correspondant à la constellation où se trouve le Soleil à midi le premier jour de printemps).

À la surface de la Terre, on a l'impression de se tenir sur un plan géant et plat qui s'étend vers l'horizon dans toutes les directions, avec la moitié du ciel (et la sphère céleste) apparaissant au-dessus de l'horizon et à moitié cachée en dessous. Si vous tracez une ligne du centre de la Terre à travers votre corps droit, puis l'étendez vers le haut jusqu'à la sphère céleste, cela marquerait le zénith (le point directement au-dessus de votre tête dans les cieux). A l'autre bout de la ligne, caché bien au-dessous de l'horizon, se trouve le nadir (littéralement, le point le plus bas).

La figure ci-dessus identifie les points de repère utilisés lors de l'observation, à la fois dans le cadre de référence d'un observateur (leur horizon local, s'étendant vers le nord et le sud, et l'est et l'ouest, et le ciel au-dessus d'eux), et le long de la sphère céleste qui entoure le Terre. La ligne rouge indique la trajectoire du Soleil dans le ciel au cours d'une journée à l'équinoxe de printemps (21 mars, à gauche), où la Terre n'est inclinée ni vers ni loin du Soleil, et trois mois plus tard sur le Solstice d'été (21 juin, à droite), où le pôle Nord de la Terre est basculé de 23 degrés vers le Soleil et le Soleil semble ainsi se lever et se coucher au nord, et passer au-dessus et culminer (transiter ou croiser le méridien de l'observateur) plus haut dans le ciel.

Au pôle nord, le zénith s'aligne avec le pôle nord céleste et l'équateur céleste se trouve à l'horizon. Alors que vous vous déplacez vers le sud vers l'équateur, qu'arrive-t-il au ciel ? Le zénith s'incline vers l'équateur céleste en s'élevant au-dessus de sa tête, et le pôle nord céleste descend vers l'horizon.

Si vous vous tenez au pôle nord, vous pouvez prolonger une ligne vers le haut jusqu'à la sphère céleste jusqu'à Polaris, l'étoile polaire. Vous pouvez tracer une ligne similaire vers le nord à partir de n'importe quel autre point de l'hémisphère nord. Vous pourriez penser que cette ligne serait inclinée par rapport à la première ligne, car vous avez déplacé votre point de base directement sous l'étoile polaire. Cependant, rappelez-vous que le déplacement de votre position d'un côté de la Terre à l'autre est un décalage de 0,000000001% de la distance à l'étoile la plus proche (0,0000000001% de la distance à Polaris) et une différence bien trop petite pour avoir de l'importance. Parce que la Terre est si petite par rapport aux distances des étoiles, toutes les lignes pointant vers le nord depuis toute la surface sont essentiellement parallèles.

La Terre tourne d'ouest en est sur son propre axe de rotation (ou dans le sens inverse des aiguilles d'une montre, vu du dessus du pôle nord). Pour cette raison, lorsque nous nous tenons immobiles sur la Terre et observons les étoiles au-dessus, nous les percevons comme se levant à l'est et se couchant à l'ouest, prenant 24 heures pour faire le tour de la Terre entière.

Notre position par rapport à l'axe de rotation de la Terre contrôle les mouvements apparents des étoiles au cours d'une nuit. Si vous vous tenez au pôle nord, alors tout le ciel du nord semble tourner en un immense cercle autour de l'étoile polaire au-dessus de votre tête. (C'est parce que vous tournez dans un petit cercle dans la direction opposée.) Au cours d'une nuit, les étoiles ne se lèvent ni ne se couchent à la place, l'étoile en vue voyage en arcs (cela prend 24 heures pour compléter un cercle entier).

Si vous vous tenez à l'équateur, cependant, vous êtes maintenant aligné perpendiculairement à l'axe de rotation de la Terre. De votre point de vue, un flux constant d'étoiles se lève à l'est, traverse le ciel au-dessus de vous, puis se couche à l'ouest quelques heures plus tard. La différence est due au fait qu'au lieu de rester au même endroit et de tourner, vous tracez maintenant un cercle géant autour de la Terre le long de l'équateur. Plutôt que de regarder le long de l'axe de rotation vers Polaris, vous regardez maintenant à 90 degrés et trouvez l'équateur céleste au-dessus.

Les étoiles qui se déplacent dans un cercle qui ne descend jamais au-dessous de l'horizon sont appelées circumpolaire, et plus vous êtes proche des pôles, plus vous en observerez. Ils ont les valeurs de déclinaison les plus élevées et semblent les plus proches des pôles célestes nord et sud sur la sphère céleste. En revanche, les étoiles situées près de l'équateur céleste se lèvent à l'est, passent au-dessus de la tête, puis se couchent à l'ouest. Si, à un mois de l'année, ils se trouvent au-dessus de leur tête à minuit, alors six mois plus tard, ils resteront invisibles derrière le Soleil à midi.

Votre position sur Terre détermine la portion du ciel qui contiendra des étoiles circumpolaires.


Le tour d'horizon des planètes de cette semaine

Mécurie (plus brillant que d'habitude à une magnitude d'environ -0,7) émerge dans une belle apparition du soir dans le crépuscule qui s'estompe. Cherchez-le bas dans l'ouest-sud-ouest environ 45 minutes après le coucher du soleil.

Vénus (magnitude –3,9) est très bas dans le sud-est à mesure que l'aube grandit. Recherchez-le environ 20 ou 30 minutes avant le lever du soleil.

Mars (magnitude +0,2 environ, en Bélier) brille à son maximum dans le sud à la fin du crépuscule. Il est encore élevé dans le sud-ouest jusqu'à 20 ou 21 heures.

Mars continue de s'estomper et de se réduire au loin. Il fait maintenant 9 secondes d'arc de large dans un télescope, peut-être encore assez grand pour montrer des marques de surface à très grande échelle lors d'une vision stable. C'est gibbeux, à 89% ensoleillé du point de vue de la Terre. (Pour obtenir une carte du côté de Mars qui vous fait face à la date et à l'heure que vous observez, vous pouvez utiliser notre Mars Profiler. La carte y est carrée, alors n'oubliez pas de l'enrouler mentalement sur le côté d'un globe près des bords de la carte devenir très raccourci.)

Jupiter (magnitude -1,9) disparaît enfin de la vue dans l'éclat du coucher du soleil. Voir la scène en haut de cette page. Plus vous regardez tôt dans la semaine, meilleures sont vos chances et apportez des jumelles. Vendredi 15, Jupiter n'est encore qu'à 6° en bas à droite de Mercure, mais l'écart entre eux se creuse de 1° par jour.

Saturne est perdu de vue dans l'éclat du Soleil c'est en bas à droite de Jupiter.

Uranus (magnitude 5,7, en Bélier) est le plus élevé dans le sud juste après la tombée de la nuit, à quelques degrés seulement de Mars en vol vers l'est. Ils sont les plus proches l'un de l'autre à la conjonction, à 1,5° l'un de l'autre, le 20, voir 20 janvier ci-dessus. Mars sera à moins de 2° d'Uranus du 18 au 22.

Dans des jumelles, Uranus est une petite « étoile » précise. Mais avec un diamètre apparent de 3,6 secondes d'arc, c'est une petite boule floue à haute puissance dans même un petit télescope avec une optique pointue - pendant les périodes de bonne vision.

Neptune (magnitude 7,9, en Verseau) diminue dans le sud-ouest juste après la tombée de la nuit. Neptune a une largeur de 2,3 secondes d'arc. Cartes de recherche pour Uranus et Neptune.

Toutes les descriptions qui se rapportent à votre horizon, y compris les mots haut, bas, droite et gauche, sont écrites pour les latitudes moyennes nord du monde. Les descriptions qui dépendent également de la longitude (principalement les positions de la Lune) concernent l'Amérique du Nord.

L'heure normale de l'Est, EST, est l'heure universelle moins 5 heures. (Le temps universel est également connu sous le nom d'heure UT, UTC, GMT ou Z.)

Vous voulez devenir un meilleur astronome ? Apprenez votre chemin autour des constellations. Ils sont la clé pour localiser tout ce qui est plus faible et plus profond pour chasser avec des jumelles ou un télescope.

Il s'agit d'un passe-temps nature en plein air. Pour un guide de constellation facile à utiliser couvrant tout le ciel du soir, utilisez la grande carte mensuelle au centre de chaque numéro de Sky & Télescope, le magazine incontournable de l'astronomie.

Une fois que vous obtenez un télescope, pour en faire bon usage, vous aurez besoin d'un atlas du ciel détaillé et à grande échelle (ensemble de cartes). La norme de base est la Atlas du ciel de poche (dans l'édition originale ou Jumbo), qui montre des étoiles de magnitude 7,6.

Le Pocket Sky Atlas trace 30 796 étoiles jusqu'à une magnitude de 7,6, et des centaines de galaxies télescopiques, d'amas d'étoiles et de nébuleuses parmi elles. Voici l'édition Jumbo, qui est en couverture rigide et agrandie pour une lecture plus facile à l'extérieur la nuit. Exemples de graphiques. En savoir plus sur les éditions actuelles.

Ensuite vient le plus grand et le plus profond Atlas du ciel 2000.0, traçant des étoiles de magnitude 8,5 près de trois fois plus. Le suivant, une fois que vous connaissez votre chemin, sont encore plus grands Interstellaire atlas (étoiles de magnitude 9,5) ou Uranométrie 2000.0 (étoiles de magnitude 9,75). Et assurez-vous de lire comment utiliser les cartes du ciel avec un télescope.

Vous aurez également besoin d'un bon guide du ciel profond, tel que Compagnon Sky Atlas 2000.0 par Strong et Sinnott, ou le plus grand (et illustré) Guide de l'observateur du ciel nocturne par Kepple et Sanner.

Un télescope informatisé peut-il remplacer les cartes ? Pas pour les débutants, je ne pense pas, et pas sur des montures et des trépieds qui sont de moins bonne qualité mécaniquement, c'est-à-dire lourds et chers. Et comme le disent Terence Dickinson et Alan Dyer dans leur Guide de l'astronome d'arrière-cour, "Une pleine appréciation de l'univers ne peut pas venir sans développer les compétences nécessaires pour trouver des choses dans le ciel et comprendre comment le ciel fonctionne. Cette connaissance ne vient qu'en passant du temps sous les étoiles avec des cartes des étoiles en main."

Tour du ciel audio. Dehors sous le ciel du soir avec ton
écouteurs en place, écoutez le mensuel de Kelly Beatty
podcast tour des cieux ci-dessus. C'est gratuit.

"Les dangers de ne pas penser clairement sont beaucoup plus grands que jamais. Ce n'est pas qu'il y a quelque chose de nouveau dans notre façon de penser, c'est que la pensée crédule et confuse peut être beaucoup plus mortelle qu'elle ne l'a jamais été auparavant."
— Carl Sagan, 1996


Pyephem - le calcul de l'ascension droite pour le soleil compte-t-il pour l'équation du temps

je cherche à calculer le la plus haute précision lat lon pour le point subsolaire, dans une datetime particulière moment, comme cela est raisonnablement possible en utilisant pyephem, avec l'aide d'autres bibliothèques si elles sont nécessaires.

Contexte pertinent : Quiconque a utilisé pyephem sait déjà que pour certains calculs il faut certaines mettre en place valeurs avant de calculer les positions du corps, ces valeurs comprenant la date-heure (époque de l'observation), l'emplacement de la observateur, et bien sûr, le corps faisant l'objet de l'enquête. Les solutions pour le point subsolaire grâce à l'utilisation de pyephem, que j'ai trouvées en ligne, affichent l'heure dans UTC comme le temps nécessaire pour le pyephem mettre en place.

Me souvenant de ma première exposition à l'astronomie et à la navigation céleste, UTC est une variante d'un jour moyen, par rapport à un jour solaire réel, où la durée d'un jour solaire réel tout au long de l'année varie en raison de plusieurs facteurs de la nature de l'orbite terrestre. Étant donné que la durée d'un jour solaire réel varie au cours de l'année, pour certains types de calculs astronomiques, cela nécessite la Équation du temps pour mapper plus précisément les mesures réelles du jour solaire à un système de jour moyen et fixe de 24 heures tel que UTC. Avant l'avènement de mécanismes d'horloge à « mouvement pendulaire » suffisamment précis, et maintenant de mécanismes d'horloge à cristal, remontant à l'époque où les cadrans solaires étaient la pièce d'horlogerie précise, les cadrans solaires les plus sophistiqués incluaient des marquages ​​pour appliquer une approximation annuelle de cet Équation du temps, peu après qu'elle ait été observée et définitivement documentée. Par conséquent, pertinent pour ma question, puisque UTC est une variante du jour moyen, et non du vrai jour solaire, mais normalisé à 24 heures exactement, il y a maintenant cette question de savoir comment ou si pyephem incorpore le Équation du temps dans ses solutions d'ascension droite pour le soleil. A l'heure actuelle, j'imagine le EoT est nécessaire pour la précision, car j'essaie de visualiser la position du soleil par rapport à l'arrière-plan des étoiles, vu de la terre, alors que la terre tourne autour du soleil, avec des variations historiquement observées qui sont rendues disponibles et utiles et essentielles avec le Équation du temps.

Résumé alors de ma question :

S'il n'est pas nécessaire de saisir explicitement un EoT valeur en pyephem, car elle n'est pas pertinente pour le calcul du point subsolaire le plus précis, veuillez expliquer pourquoi. Si cela est pertinent, comme je le pense actuellement, veuillez me dire si pyephem, dans son calcul d'acension droite du soleil (et d'autres corps), en tant que corps, applique en fait le Équation du temps le cas échéant. Est-ce qu'il le fait de manière transparente? Existe-t-il un moyen d'entrer une valeur explicite pour elle, si elle est connue, un EoT valeur qui pourrait être plus précise ou plus à jour par rapport à ce que pyephem utilise de manière transparente?

Quelques premiers résultats de recherche qui ont formé la question : En effectuant une recherche dans divers moteurs de recherche, j'ai trouvé plusieurs messages dans des forums thématiques qui donnent ce qui semble une réponse très simple pour trouver le point subsolaire. Trouver la latitude semble être la partie la moins compliquée de la solution, étant simplement la déclinaison calculée. Trouver la longitude est l'endroit où la question s'est posée dans ma réflexion, et maintenant je me demande si cela s'applique également à la déclinaison, car en utilisant le temps est essentiel pour le résultat le plus précis de la déclinaison (lat) et de la longitude du point subsolaire. J'ai toujours appliqué le EoT de l'Almanach Nautique, à l'époque où j'étais impliqué dans la navigation céleste.

Deux liens, spécifiques à pyephem, présentent la même approche de la solution du point subsolaire. Lorsque la ou les questions ont été posées pour la première fois, Brandon Rhodes a rapidement présenté la formule à une seule ligne en utilisant le calcul de pyephem de l'ascension droite du soleil. Le sien était spécifiquement le code pour le calcul de la longitude dans un ton plus théorique, sans tous les détails contextuels pyephem. Liam Kennedy a présenté un contexte plus complet du code python, montrant ces détails pyephem supplémentaires, de sorte que l'on puisse "copier et coller" l'intégralité du bloc de code (en n'ayant qu'à ajouter l'éphem d'importation et la date et l'heure d'importation), et le modifier comme il convient , que j'ai également trouvé comme une critique utile. Le code provient de ces liens.

point subsolaire :

Nulle part dans ces deux messages il n'est fait mention de la Équation du temps, et pourtant une variante de jour moyen est utilisé comme valeur d'entrée ici

UTC comme variante de jour moyen est EoT ignore, par sa définition de construction comme un jour moyen, ce qui oblige normalement à l'ajuster avec le EoT pour une certaine utilité astronomique.

Pour clarifier davantage cette exigence, il existe de nombreuses références de navigation et d'astronomie qui en traitent en détail. Mais je m'en tiendrai à certains messages du forum tels que les suivants :

spécifiquement le poste par grant hutchison 2007-mar-20, 16:33 pm

Remarque : la calculatrice NOAA, au moment d'écrire ces lignes, 2019-12-19, a une zone de saisie où l'on doit entrer le Équation du temps en quelques minutes. Cette page contient un lien vers une calculatrice plus mise à jour.

La page la plus à jour calcule et affiche également le Équation du temps, clarifiant sa pertinence. Maintenant, continuons à citer le post de Grant.

Tout d'abord, utilisez la calculatrice pour dériver l'équation du temps et la déclinaison solaire pour la date et l'heure qui vous intéressent, à l'emplacement zéro latitude et zéro longitude, sans décalage UTC.

L'équinoxe de mars 2007 est le 21 mars 00:08:30 UTC. Tapez cette heure et cette date dans la calculatrice et, bien sûr, vous trouvez que la déclinaison solaire est nulle : le soleil est au-dessus de l'équateur à ce moment-là. Pour toute autre date et heure, la déclinaison solaire sera convertie directement en latitude du point subsolaire.

Maintenant, nous avons besoin de la longitude. Tout d'abord, calculez l'heure solaire vraie à l'aide de la figure de l'équation du temps : c'est -7,42 minutes dans ce cas. C'est le décalage entre la position du soleil moyen et le vrai soleil. L'ajout de ce chiffre à notre heure UTC nous indique que le vrai soleil n'est qu'à 1,03 minute après minuit (8,5-7,42) à l'heure qui nous intéresse. Divisez ce chiffre par 60*24 (pour obtenir la fraction d'un jour) et multipliez par 360 (pour obtenir les degrés) : cela nous donne 0,2575 degrés après minuit. Le soleil sera donc sur le méridien de midi à 180-0,2575 degrés Est = 179,7425 E. C'est notre longitude.

Combinez les deux et le point subsolaire est 0,0000N 179.7425E.

Nous pouvons vérifier que je n'ai pas mélangé mes plus et mes moins en tapant les coordonnées dérivées du point subsolaire dans le calculateur solaire (Lat 00:00:00, Lon -179:44:33), en gardant le décalage UTC à zéro et la date et l'heure au moment qui vous intéresse, le 21 mars 00:08:30. Cela donne un azimut de zéro et une altitude de 89,98 degrés, confirmant que nous avons le soleil traversant le méridien à quelques centièmes de degré directement au-dessus de nous. Phew. Ça marche, mais c'est un peu pénible. Peut-être que quelqu'un peut offrir une calculatrice qui fera plus de travail pour vous.

Et un post de suivi de lui daté d'environ une heure et demie plus tard.

Quelques notes à ce qui précède, FWIW :

La différence entre l'heure dynamique et l'UTC cette année est de 65 secondes, donc en travaillant à partir de l'heure dynamique du solstice, nous obtenons l'heure UTC (à la seconde la plus proche) à 00:07:25 UTC, ce qui correspond à l'heure la plus proche de GORT. valeur minute, ci-dessus.

La raison pour laquelle GORT et moi avons trouvé une longitude subsolaire différente pour la même heure (00:07:00 UTC) est à cause de ce satané -7,42 minutes dans l'équation du temps : bien que cette heure soit après minuit à Greenwich, le vrai soleil est encore à 42 secondes de franchir la ligne de minuit. Cela déplace le point subsolaire calculé de l'hémisphère oriental à l'hémisphère occidental. 7,42 minutes équivalent à 1,855 degrés, ce qui correspond exactement à la différence entre ma longitude calculée de 179:53:42W et les G O R T de 178:15:00E.

Ma question est donc basée sur cette recherche, et basée sur mon expérience passée avec la navigation céleste. J'imagine qu'aussi vital que le Équation du temps pourrait être au problème, il serait incorporé dans le(s) calcul(s) de pyephem, puisqu'un jour moyen est entré dans l'API de pyephem. Ne voyant nulle part dans ces publications de solutions d'extraits où EoT doit être spécifié dans l'API pyephem, mon hypothèse est qu'elle serait implémentée en interne et de manière transparente ? Je ne suis pas à l'aise avec cette hypothèse, et j'ai donc posté cette question. Une clarification bénéficierait à la confiance des utilisateurs, en particulier des débutants comme moi.

Mise à jour 20/12/2019 :

Je soupçonne que la réponse est oui, pyephem représente l'EoT, mais ça ne l'appelle pas comme ça ? La façon dont éphem, libastro, prend en compte un autre effet ou relation répond probablement à mes questions. je passe en revue :

Ayant besoin de le lire très lentement, tout en dessinant quelques images, et en attendant un livre d'astronomie pour que je puisse rattraper beaucoup égaré éducation à ce sujet. Je pense que peut-être le terme Équation du temps n'a de sens que dans un contexte étroit de réconciliation du jour solaire avec une métrique du jour moyen, telle qu'elle est vécue sur terre, tandis que pyephem résout dans un contexte plus large et utilise une terminologie plus largement applicable, dont j'ai besoin d'être rééduqué, qui inclut de telles effets qui en résultent comme Équation du temps? Ou je ne fais qu'afficher mon ignorance ? Jusqu'à ce que je puisse écrire ma propre réponse de manière plus compétente, veuillez apporter des commentaires ou des réponses utiles qui peuvent orienter mon étude.


Chemin du soleil dans le ciel

Le soleil ne se lève pas exactement à l'est et se couche exactement à l'ouest tous les jours de l'année. Le point où le soleil se lève et se couche à l'horizon change en fonction du jour de l'année, c'est-à-dire où la terre est dans son orbite autour du soleil (ou de manière équivalente, où le soleil est dans son écliptique).

Fig. 12 – Trajectoires du soleil à différents jours de l'année

Il y a deux mouvements du soleil du point de vue de l'observateur sur la terre.
1) Le mouvement du soleil le long de l'écliptique (traversant l'écliptique en un an) en raison de la révolution de la terre autour du soleil. (indiqué en rouge)
2) Le mouvement apparent de lever et de coucher du soleil dans le ciel (traversant le ciel en une journée) en raison de la rotation de la terre sur son axe. (indiqué en jaune et orange)

Pour une personne de l'hémisphère nord,
Solstice d'été (21 juin) – Au solstice d'été, le soleil atteint sa déclinaison la plus au nord de +23,5°.
Le jour le plus long de l'année est indiqué par la plus grande section de la ligne jaune restant au-dessus de l'horizon

Équinoxe d'automne (21 mars) – À l'équinoxe d'automne, le soleil a une déclinaison de 0°, puisque l'écliptique coupe l'équateur céleste.
Le jour et la nuit étant égaux est indiqué par des sections égales de la ligne orange restant au-dessus et au-dessous de l'horizon.

Solstice d'hiver (21 décembre) – Au solstice d'hiver, le soleil atteint sa déclinaison la plus au sud de -23,5°. Le jour le plus court de l'année est indiqué par la plus petite section de la ligne jaune restant au-dessus de l'horizon.

Équinoxe de printemps (22 septembre) – Pendant l'équinoxe de printemps, le soleil a une déclinaison de 0°, puisque l'écliptique coupe l'équateur céleste.
Le jour et la nuit étant égaux est indiqué par des sections égales de la ligne orange restant au-dessus et au-dessous de l'horizon.


La base astronomique du chronométrage

Le but de cette page est de fournir des informations générales sur les différentes manières dont le temps a été déterminé depuis la fondation de l'Observatoire en 1675. Elle couvre les principes astronomiques de base, ainsi que certaines des nombreuses définitions du temps utilisées par les scientifiques. Il fait également référence aux instruments spécifiques qui ont été utilisés à l'Observatoire royal, ainsi qu'à certains des principes de leur fonctionnement.

Outre le cadran solaire, des méthodes pour déterminer l'heure locale à partir d'observations du soleil ou des étoiles sont connues depuis l'Antiquité. Les chronométreurs sont des instruments qui mesurent le temps qui passe. They need to be adjusted so that they go at the correct rate and reset periodically to show the correct time. Until the introduction of the pendulum clock in the latter half of the seventeenth century, timekeepers were unable to keep time to better than about 15 minutes a day. By contrast, the first pendulum clocks were able to keep time to about 10 seconds a day. By the mid twentieth century, this had been improved by a factor of 10,000, with the best clocks being able to keep time to around a few seconds a year. Today&rsquos atomic clocks are capable of keeping time to better than one second in 1,400,000 years.

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

Timekeeper Earth

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

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

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

Different sorts of time

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Redefining the second in the 1950s and 60s

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Satellite Laser Ranging

A Lageos satellite. Image courtesy of NASA

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

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

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

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

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

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

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

Further reading

Lectures and articles by the Astronomer Royal. Harold Spencer Jones

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

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

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

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

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

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

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

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

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


The Sun Physical Data

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

Physical Parameter Valeur Relative to Earth
Diameter 1391684 km 109.2202
Masse 1989000 x 10 24 kg 333,043.6574
Densité 1.41 gr/cm 3 0.2557
Vitesse d'échappement 618.02 km/s 55.2297
Sideral Rotation 587.2800 hours 24.5370
Magnitude absolue -26.8