Zeitgleichung ist gleichzeitig der Unterschied zwischen mittlerer Zeit und wahrer Sonnenzeit.
ȵ = T M - = T M - = - α M
Somit: T M = + ȵ. Aber = + 12 R ; - gemessen.
= + 12 R + ȵ.
Abb. 15. Diagramm der Zeitgleichung: 1 - die Zeitgleichung, 2 - die Gleichung des Zentrums, 3 - die Gleichung der Neigung der Ekliptik
Die Zeitgleichungskurve ist die Summe zweier Sinuskurven.
Eine Sinuskurve mit einer Jahresperiode gibt die Differenz zwischen wahrer und mittlerer Zeit an, die auf die ungleichmäßige Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik zurückzuführen ist. Dieser Teil der Zeitgleichung ist Zentrumsgleichung oder Exzentrizitätsgleichung.
Die Gleichung für die Neigung der Ekliptik lautet Sinusförmig mit einer halbjährlichen Periode.
Die Zeitgleichung wird in astronomischen Kalendern und Jahrbüchern veröffentlicht.
Hinweis: Tropisches Jahr enthält 365,2422 mittlere Sonnentage, 365,2422 Sterntage.
An einem Sterntag kehrt der Frühlingsäquinoktiumspunkt 𝛶 zum Himmelsmeridian zurück. Die mittlere äquatoriale Sonne wird ihn nicht erreichen, da sie sich um 1 0 entlang des Himmelsäquators bewegt, was zu einer Verzögerung von etwa 4 Minuten, genauer gesagt 3 Minuten, führt. 56 Sek. Der durchschnittliche Sonnentag ist also länger als der Sterntag.
Zeitzählsysteme
Mittlere Greenwich-Zeit (Weltzeit) - mittlere Zeit auf dem geografischen Meridian von Greenwich - T 0 .
Er wird auch genannt global oder universell, benennen uT.
Auf der geografischen Breite λ
T λ = T 0 +λ. T λ = T M
λ>0 östlich von Greenwich.
Zeit T λ gemessen auf einem bestimmten geografischen Meridian - Ortszeit. Diesmal ist es ungünstig!
1884 angenommen Bandsystem zum Zählen der Zeit. Der Zeitzähler wird nur auf 24 gehalten wesentlich geografische Meridiane, die ungefähr in der Mitte jeder Zeitzone liegen.
Die Grenzen der Zeitzonen folgen nur auf offenen Meeren und Ozeanen genau den geografischen Meridianen. Die Nummern der Zonen reichen von 0 bis 23. Der Hauptmeridian der Nullzone ist der Greenwich-Meridian.
Standardzeit - T N – lokale mittlere Sonnenzeit des Hauptmeridians dieses Gürtels. T M – T N = λ – N H . λ – östlicher Längengrad von Greenwich; N H – die Anzahl der ganzen Stunden entspricht der Nummer der Zone. T N = T 0 + N H ; T 0 – Weltzeit.
Dekretszeit - durch Sonderregelungen eingeführt, um Energie zu sparen.
Newtonsche oder Ephemeridenzeit - einheitliche Zeit, die ein Argument für die Berechnung der Ephemeriden der Planeten ist und durch die Bewegung von Mond und Planeten bestimmt wird.
Der durchschnittliche Sonnentag erweist sich aufgrund der ungleichmäßigen Rotation der Erde, aufgrund der hemmenden Wirkung der Mondgezeiten (säkulare Veränderungen), saisonaler Umverteilungen von Luft und Luft- und Wassermassen auf der Erdoberfläche als nicht konstanter Wert .
In astronomischen Jahrbüchern werden die Ephemeriden von Sonne, Mond, Planeten und Satelliten im Ephemeriden-Zeitsystem angegeben. Um die Position dieser Himmelskörper im universellen (ungeraden) Zeitsystem zu berechnen, wird eine Korrektur T eingeführt, die für vergangene Zeitmomente bestimmt wird.
Im Jahr 1900 war T = 0. 75 Jahre lang nahm die Rotationsgeschwindigkeit der Erde im Durchschnitt ab und
Die mathematische Seite der Hauptaufgabe der Strukturmechanik basiert auf den ermittelten Abhängigkeiten von der Festigkeit von Werkstoffen. Erinnern wir uns am Beispiel des Spannungs-Dehnungs-Zustands eines Rahmenelements, bei dem im Gegensatz zu einem Balken die Querbiegung mit zusätzlicher Zug- oder Druckbelastung einhergeht.
Lassen Sie ein solches Längenelement dx im lokalen Koordinatensystem liegen Oxy, wo die Achse Ochse ist entlang der Stabachse gerichtet und wird mit einer verteilten Intensitätslast belastet q x Und qy entlang Ochse Und Oy bzw. (Abb. 1.20).
Der Spannungs-Dehnungs-Zustand des Stabes wird durch neun Komponenten bestimmt:
- interne Bemühungen M, Q, N,);
– Bewegungen ( u, v, Q);
– Verformungen (κ, g, e).
Die Gleichungen zur Bestimmung dieser Funktionen lassen sich in drei Gruppen einteilen.
Statische Gleichungen- interne Anstrengungen verbinden (Abb. 1.20, B) bei gegebener Last:
dN/dx= – q x; ü
dQ/dx= qy; ý (1.10)
dm/dx= Q . þ
Geometrische Gleichungen- Verformungen durch die in Abb. gezeigten Verschiebungen ausdrücken. 1,20 V, G:
κ = D Q/ dx; ü
g = q - dv/dx; ý (1.11)
e= du/dx. þ
Physikalische Gleichungen- den Zusammenhang zwischen Schnittgrößen und Verformungen darstellen:
κ = M/EJ; ü
g = m Q/GF; ý (1.12)
e= N/EF; þ
Wo E- Elastizitätsmodul;
G ist der Schubmodul;
F ist die Querschnittsfläche des Stabes;
J ist sein Trägheitsmoment;
m ist ein Koeffizient, der die ungleichmäßige Verteilung der Scherspannungen im Stabquerschnitt berücksichtigt.
| Q> 0 |
| γ>0 |
| Q+dQ |
| M> 0 |
| N+dN |
| q x > 0 |
| qy > 0 |
| u>0 |
| θ>0 |
| N> 0 |
| M+dm |
| θ+ Dθ > 0 |
Beachten Sie, dass die Ausdrücke EJ Und EF in (1.12) aufgerufen werden Steifigkeit des Stabes bei Biegung und Zug (Druck) jeweils.
Bei der Lösung des Gleichungssystems (1.10) – (1.12) sind zwei Möglichkeiten möglich:
1) interne Bemühungen M, Q, N es ist möglich, aus dem Gleichungssystem (1.10) zu finden, ohne sich auf die restlichen Gleichungen zu beziehen - das ist das SOS;
2) Schnittgrößen können nur durch gemeinsames Lösen aller neun Gleichungen ermittelt werden – das ist die SNA.
Im letzteren Fall sind bei der Lösung dieser Gleichungen zwei Ansätze möglich:
– Anstrengungen werden als die wichtigsten Unbekannten ausgewählt M, Q, N, um den Rest in ihren Begriffen auszudrücken – das ist Lösung in Form der Kraftmethode;
– Als Hauptunbekannte werden Verschiebungen gewählt u, v, q ist Lösung in Form einer Verdrängungsmethode.
Systeme, die durch die linearen Gleichungen (1.10) – (1.12) beschrieben werden, werden als linear verformbar bezeichnet. Fair zu ihnen Prinzip der Superposition, wonach:
Die inneren Kräfte, Verschiebungen und Verformungen einer bestimmten Last (oder eines anderen Aufpralls) können als Summe der entsprechenden Werte jeder einzelnen Last ermittelt werden.
Anmerkungen
1. Die erste der statischen Gleichungen (1.10) ergibt sich aus dem Gleichgewichtszustand des betrachteten Rahmenelements. Darin vorausgesetzt q x= const und das Zusammenstellen der Gleichung S X= 0, wir erhalten:
– N+ q x× dx+ (N+dN) = 0,
woraus die gewünschte Abhängigkeit folgt. Die anderen beiden Gleichungen aus (1.10) lauten Differenzielle Abhängigkeiten von Zhuravsky.
2. Die erste der physikalischen Gleichungen (1.12) lautet Differentialgleichung der gebogenen Achse des Balkens:
κ = D Q/ dx = D 2 v/dx 2 = M/EJ.
Die zweite Gleichung drückt unter der Annahme einer gleichmäßigen Verteilung der Schubspannungen im Stabquerschnitt (m = 1) aus Hookes Gesetz in Scherung:
t = Q/F= G G.
Wir geben jedoch nicht die Bedeutung des Koeffizienten m an, aus einem Grund, der in § 3.5 angegeben wird. Die letzte der physikalischen Gleichungen (1.12) lautet Hookesches Gesetz bei CRS:
s= N/F= E×e.
3. Im Folgenden verwenden wir weiterhin die Notation Oxy für das globale Koordinatensystem, das mit der Struktur als Ganzes verbunden ist.
Zeitgleichung
Diagramm der Zeitgleichung (blaue Linie) und ihrer beiden Komponenten, wenn diese Gleichung als SW = SNE - WIS definiert ist.
Zeitgleichung- die Differenz zwischen der mittleren Sonnenzeit (SST) und der wahren Sonnenzeit (TSV), also SW = SST - WIS. Dieser Unterschied zu einem bestimmten Zeitpunkt ist für einen Beobachter an jedem Punkt der Erde derselbe. Die Zeitgleichung kann in astronomischen Fachpublikationen und astronomischen Programmen gefunden oder mit der folgenden Formel berechnet werden.
In Veröffentlichungen wie dem Astronomischen Kalender wird die Zeitgleichung als Differenz zwischen den Stundenwinkeln der mittleren Äquatorsonne und der wahren Sonne definiert, d. h. mit dieser Definition SW = NNO – WIS.
In englischsprachigen Publikationen wird häufig eine andere Definition der Zeitgleichung (die sogenannte „invertierte“) verwendet: SW = WIS – SV, also die Differenz zwischen wahrer Sonnenzeit (WIS) und mittlerer Sonnenzeit (SSV). ).
Einige Klarstellungen zur Definition
Die Definition der Zeitgleichung finden Sie als Differenz zwischen „lokaler wahrer Sonnenzeit“ und „lokaler mittlerer Sonnenzeit“ (in der englischen Literatur – lokale scheinbare Sonnenzeit Und lokale mittlere Sonnenzeit). Diese Definition ist formal präziser, hat aber keinen Einfluss auf das Ergebnis, da dieser Unterschied für jeden bestimmten Punkt der Erde gleich ist.
Darüber hinaus sollten weder die „lokale wahre Sonnenzeit“ noch die „lokale mittlere Sonnenzeit“ mit der Standardzeit verwechselt werden – der Zeit „offizieller“ Uhren (z. B. „Moskauer Zeit“).
Erklärung der unregelmäßigen Bewegung der wahren Sonne
Im Gegensatz zu Sternen, deren scheinbare tägliche Bewegung fast gleichmäßig ist und nur auf die Rotation der Erde um ihre Achse zurückzuführen ist, ist die tägliche Bewegung der Sonne nicht gleichmäßig, da sie auf die Rotation der Erde um ihre Achse zurückzuführen ist Rotation der Erde um die Sonne und die Neigung der Erdachse zur Ebene der Ekliptik.
Unregelmäßigkeit aufgrund der Elliptizität der Umlaufbahn
Die Erde dreht sich auf einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne. Nach dem zweiten Keplerschen Gesetz ist eine solche Bewegung ungleichmäßig, sie ist im Perihelbereich schneller und im Aphelbereich langsamer. Für einen Beobachter auf der Erde drückt sich dies darin aus, dass sich die scheinbare Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik relativ zu Fixsternen entweder beschleunigt oder verlangsamt.
Unebenheiten aufgrund der Neigung der Erdachse
Die Zeitgleichung geht viermal im Jahr auf Null: 14. April, 14. Juni, 2. September und 24. Dezember.
Dementsprechend gibt es in jeder Jahreszeit ein Maximum der Zeitgleichung: um den 12. Februar – +14,3 Minuten, 15. Mai – –3,8 Minuten, 27. Juli – +6,4 Minuten und 4. November – –16,4 Minuten. Die genauen Werte der Zeitgleichung sind in astronomischen Jahrbüchern angegeben.
Bei einigen Uhrenmodellen kann es als Zusatzfunktion genutzt werden.
Berechnung
Die Gleichung kann durch ein Segment der Fourier-Reihe als Summe zweier Sinuskurven mit Perioden von einem Jahr bzw. sechs Monaten angenähert werden:
wenn die Winkel in Grad ausgedrückt werden. wenn die Winkel im Bogenmaß ausgedrückt werden. Wo - die Anzahl der Tage, zum Beispiel: am 1. Januar am 2. JanuarAnmerkungen
Links
- Das Ausmaß der Schwankungen der Zeitgleichung im Jahresverlauf auf dem Portal des Greenwich Royal Observatory.
- Ein Beispiel für die Erstellung eines Diagramms der Zeitgleichung, in dem Folgendes gezeichnet ist:
Wikimedia-Stiftung. 2010 .
Sehen Sie, was die „Zeitgleichung“ in anderen Wörterbüchern ist:
- (Zeitgleichung) die Differenz zwischen den Rektaszensionen der wahren und der mittleren Sonne oder die Differenz zwischen den Stundenwinkeln der mittleren und der wahren Sonne: Samoilov K. I. Marine Dictionary. M. L.: Staatlicher Marineverlag des NKVMF der UdSSR, Gleichung 1941 ... Marinewörterbuch
Differenz zwischen der mittleren (mittleren äquatorialen) Sonnenzeit und der wahren Sonnenzeit. Veränderungen im Laufe des Jahres von 16,4 Min. auf + 14,3 Min. ... Großes enzyklopädisches Wörterbuch
Zeitgleichung- Der Unterschied zwischen mittlerer und wahrer Sonnenzeit, der sich im Laufe des Jahres sanft von 16,4 auf +14,3 Minuten ändert ... Geographie-Wörterbuch
Unterschied zwischen mittlerer und wahrer Sonnenzeit; gleich der Differenz zwischen den Rektaszensionen der wahren und mittleren Sonne. Oft U. Jahrhundert. definiert als die Differenz zwischen der wahren und der durchschnittlichen Zeit; in diesem Fall hat es das umgekehrte Vorzeichen, was notwendig ist ... Große sowjetische Enzyklopädie
Unterschied zwischen mittlerer Sonnenzeit und wahrer Sonnenzeit. Veränderungen im Jahresverlauf von 16,4 Min. auf +14,3 Min. * * * ZEITGLEICHUNG ZEITGLEICHUNG, die Differenz zwischen der mittleren (mittleren äquatorialen) Sonnenzeit und der wahren ... ... Enzyklopädisches Wörterbuch
Siehe Mittag... Enzyklopädisches Wörterbuch F.A. Brockhaus und I.A. Efron
Naturwissenschaft. Enzyklopädisches Wörterbuch
Unterschied zwischen mittlerer Sonnenzeit und wahrer Sonnenzeit. Veränderungen im Laufe des Jahres von 16,4 Min. auf +14,3 Min. ... Astronomisches Wörterbuch
Die Zeitgleichung ist ein astronomischer Wert, der die Differenz zwischen der mittleren Sonnenzeit und der wahren Sonnenzeit, gemessen auf demselben Meridian, berücksichtigt. Dieser Unterschied entsteht aus mehreren Gründen:
1. Aufgrund der Tatsache, dass sich die Erde nicht auf einer kreisförmigen, sondern auf einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne bewegt.
2. Aufgrund der Neigung der Ekliptikebene zur Äquatorebene.
Wahrer Tag – die Zeit, in der die Sonne am Himmel einen vollständigen Kreis vollzieht und im Laufe des Jahres innerhalb von etwa 16 Minuten schwankt. Die tatsächliche elliptische Umlaufbahn der Erde schneidet den idealen Kreis nur an vier Punkten, der auf vier Zeitpunkte pro Jahr fällt, nämlich: 16. April, 14. Juni, 1. September und 25. Dezember. Heutzutage ist die Zeitgleichung ungefähr gleich 0. Dementsprechend wird es in jeder Jahreszeit ein Maximum der Zeitgleichung geben: um den 12. Februar – „+14,3‘“, 15. Mai – „-3,8‘“, 27. Juli – „+ 6,4‘“, 4. November – „-16,4‘“
In der nautischen Astronomie wird der Wert der Zeitgleichung durch Subtrahieren der Durchschnittszeit von der wahren Zeit bestimmt. Sie nimmt also einen positiven Wert an, wenn die Durchschnittszeit größer als die wahre Zeit ist, und einen negativen Wert, wenn sie kleiner ist. Da der Zeitwert in Westrichtung angegeben wird und Greenwich- und siderische Stundenwinkel auch in Westrichtung ausgedrückt werden, kann die Zeitgleichung als Differenz zwischen den Stundenwinkeln der mittleren und wahren Zeit dargestellt werden. Es ist auch bekannt, dass sich die durchschnittliche Sonne gleichmäßig entlang des Himmelsäquators bewegt, während sich die echte Sonne ungleichmäßig entlang der Ekliptik bewegt, beide Sonnen jedoch im gleichen Zeitraum – einem Jahr – eine vollständige Umdrehung vollziehen. Der Winkel zwischen ihren Meridianen nimmt zu keinem Zeitpunkt einen sehr großen Wert an. Tatsächlich beträgt die Größe der Zeitgleichung nicht mehr als 16 Minuten und 22 Sekunden, was einem Winkel von 4°05,5' zwischen dem wahren und dem mittleren Sonnenmeridian entspricht.
Abbildung 20 – Höhepunkt der Sonne und Zeitgleichung
Die Werte der Zeitgleichung sind in den Tagestabellen des Astronomischen Jahrbuchs um 00 und 12 Uhr GMT für jeden Tag angegeben (Abbildung 20). Der Wert für jede Zwischenzeit kann durch Interpolation ermittelt werden. Das Vorzeichen der Größe der Zeitgleichung kann aus dem Ausdruck für den Zeitpunkt des Sonnenhöchststandes bestimmt werden; wenn sein Wert 12 Stunden überschreitet, zum Beispiel 12 Stunden 03 Minuten, bedeutet dies, dass die Durchschnittszeit 12.03 beträgt und die wahre Sonne auf dem Meridian steht, d.h. Die tatsächliche Zeit ist 12:00 Uhr. Offensichtlich ist die Zeitgleichung in diesem Fall positiv. Wenn umgekehrt der tabellarische Wert des Sonnenhöhepunkts weniger als 12 Stunden beträgt, wird die Zeitgleichung mit einem „-“-Zeichen versehen. Um die Bestimmung der Größe des Vorzeichens der Zeitgleichung im astronomischen Jahrbuch zu vereinfachen, werden seine positiven Werte auf einem grauen Hintergrund (Abbildung 20) und seine negativen Werte jeweils ohne Hintergrund platziert.
Themen zur Diskussion
9. Erklären Sie, was mit dem Konzept der Ephemeride gemeint ist.
10. Erklären Sie, was Deklination und Stundenwinkel sind und welche praktische Bedeutung sie in der nautischen Astronomie haben?
11. Was sind die Unterschiede zwischen GMT und UTC?
12. Erklären Sie, wie der Moment der Erdzeit durch einen Kreisbogen ausgedrückt werden kann?
13. Bestimmen Sie die Abhängigkeit der lokalen Durchschnittszeit von der Greenwich Mean Time?
14. Erklären Sie die Konzepte der zivilen, navigatorischen und astronomischen Dämmerung. Was ist ihr Unterschied?
15. Erklären Sie, was der Höhepunkt des Sterns ist.
16. Erklären Sie, wie sich der Azimut des Sterns im Moment des Höhepunkts ändert.
17. In welcher Form wird die Kulminationszeit im astronomischen Jahrbuch festgehalten?
18. Erklären Sie die Methode zur Bestimmung des Breitengrads anhand der Höhe des Sterns zum Zeitpunkt seines Höhepunkts.
19. Erklären Sie, wie die Schiffszeit ab dem Zeitpunkt des Höhepunkts berechnet wird.
20. Erklären Sie, warum der Nordstern seit langem als Leitstern verwendet wird?
21. Erklären Sie, wie sich der Azimut des Sterns im Moment des Höhepunkts ändert.
22. Welche Deklination hat der Nordstern?
23. Erklären Sie die Methode zur Bestimmung des Breitengrads anhand der Höhe des Nordsterns.
Diagramm der Zeitgleichung (blaue Linie) und ihrer beiden Komponenten, wenn diese Gleichung als SW = SNE - WIS definiert ist.
Zeitgleichung- die Differenz zwischen der mittleren Sonnenzeit (SST) und der wahren Sonnenzeit (TSV), also SW = SST - WIS. Dieser Unterschied zu einem bestimmten Zeitpunkt ist für einen Beobachter an jedem Punkt der Erde derselbe. Die Zeitgleichung kann in astronomischen Fachpublikationen und astronomischen Programmen gefunden oder mit der folgenden Formel berechnet werden.
In Veröffentlichungen wie dem Astronomischen Kalender wird die Zeitgleichung als Differenz zwischen den Stundenwinkeln der mittleren Äquatorsonne und der wahren Sonne definiert, d. h. mit dieser Definition SW = NNO – WIS.
In englischsprachigen Publikationen wird häufig eine andere Definition der Zeitgleichung (die sogenannte „invertierte“) verwendet: SW = WIS – SV, also die Differenz zwischen wahrer Sonnenzeit (WIS) und mittlerer Sonnenzeit ( SSV).
Einige Klarstellungen zur Definition
Die Definition der Zeitgleichung finden Sie als Differenz zwischen „lokaler wahrer Sonnenzeit“ und „lokaler mittlerer Sonnenzeit“ (in der englischen Literatur – lokale scheinbare Sonnenzeit Und lokale mittlere Sonnenzeit). Diese Definition ist formal präziser, hat aber keinen Einfluss auf das Ergebnis, da dieser Unterschied für jeden bestimmten Punkt der Erde gleich ist.
Darüber hinaus sollten weder „lokale wahre Sonnenzeit“ noch „lokale mittlere Sonnenzeit“ mit der offiziellen Ortszeit verwechselt werden ( Standardzeit).
Erklärung der unregelmäßigen Bewegung der wahren Sonne
Im Gegensatz zu Sternen, deren scheinbare tägliche Bewegung fast gleichmäßig ist und nur auf die Rotation der Erde um ihre Achse zurückzuführen ist, ist die tägliche Bewegung der Sonne nicht gleichmäßig, da sie auf die Rotation der Erde um ihre Achse zurückzuführen ist Umlauf der Erde um die Sonne und Neigung der Erdachse zur Ebene der Erdumlaufbahn. .
Unregelmäßigkeit aufgrund der Elliptizität der Umlaufbahn
Die Erde dreht sich auf einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne. Nach dem zweiten Keplerschen Gesetz ist eine solche Bewegung ungleichmäßig, sie ist im Perihelbereich schneller und im Aphelbereich langsamer. Für einen Beobachter auf der Erde drückt sich dies darin aus, dass sich die scheinbare Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik relativ zu Fixsternen entweder beschleunigt oder verlangsamt.
Unregelmäßigkeit aufgrund der Neigung der Erdachse
Die Zeitgleichung geht viermal im Jahr auf Null: 14. April, 14. Juni, 2. September und 24. Dezember.
Dementsprechend gibt es in jeder Jahreszeit ein Maximum der Zeitgleichung: um den 12. Februar – +14,3 Minuten, 15. Mai – –3,8 Minuten, 27. Juli – +6,4 Minuten und 4. November – –16,4 Minuten. Die genauen Werte der Zeitgleichung sind in astronomischen Jahrbüchern angegeben.
Bei einigen Uhrenmodellen kann es als Zusatzfunktion genutzt werden.
Berechnung
Die Gleichung kann durch ein Segment der Fourier-Reihe als Summe zweier Sinuskurven mit Perioden von einem Jahr bzw. sechs Monaten angenähert werden:
E = 7,53 cos (B) + 1,5 sin (B) − 9,87 sin (2 B) (\displaystyle E=7,53\cos(B)+1,5\sin(B)-9,87\sin(2B)) B = 360 ∘ (N − 81) / 365 (\displaystyle B=360^(\circ )(N-81)/365) wenn die Winkel in Grad ausgedrückt werden. B = 2 π (N − 81) / 365 (\displaystyle B=2\pi (N-81)/365) wenn die Winkel im Bogenmaß ausgedrückt werden. Wo N (\displaystyle N)- die Zahl des Tages im Jahr, zum Beispiel: N = 1 (\displaystyle N=1) am 1. Januar N = 2 (\displaystyle N=2) am 2. JanuarRuby-Rechner für das aktuelle Datum
#!/usr/bin/ruby =begin der Berechnung der Zeitgleichung ***Es werden keine Garantien übernommen. Benutzung auf eigene Gefahr *** Geschrieben von E. Sevastyanov, 14.05.2017 Basierend auf dem WikiPedia-Artikel „Equation of Time“ vom 28.11.2016 (das Winkel in einer verwirrenden Mischung aus Grad und Bogenmaß beschreibt) und Del Smith, 29.11.2016 Es scheint ein gutes Ergebnis zu liefern, ich erhebe jedoch keinen Anspruch auf Genauigkeit.=end pi = (Math :: PI ) # pi delta = (Time . now . getutc . yday - 1 ) # (Aktueller Tag des Jahres – 1) yy = Zeit. Jetzt. getutc. yearnp = Fall yy #Die Zahl np ist die Anzahl der Tage vom 1. Januar bis zum Datum des Perihels der Erde. (http://www.astropixels.com/ephemeris/perap2001.html) wann2017; 3 wann2018; 2wann2019; 2wann2020 ; 4wann2021; 1wann2022 ; 3wann2023; 3wann2024 ; 2wann2025 ; 3wann2026 ; 2wann2027 ; 2wann2028 ; 4wann2029; 1wann2030 ; 2 sonst; 2 Ende a = Zeit. Jetzt. getutc. zu einem ; Delta = Delta + a [ 2 ]. to_f / 24 + a [ 1 ]. to_f / 60 / 24 # Korrektur für den Bruchteil des Tages Lambda = 23 . 4406*pi/180; # Erdneigung im Bogenmaß Omega = 2 * pi / 365 . 2564 # Winkelgeschwindigkeit der Jahresumdrehung (Bogenmaß/Tag) Alpha = Omega * ((Delta + 10) % 365) # Winkel in (mittlerer) Kreisbahn, Sonnenjahr beginnt am 21. Dez Beta = Alpha + 0 . 033405601 88317 * Mathe. sin (omega * ((delta - np ) % 365 )) # Winkel in der elliptischen Umlaufbahn, vom Perigäum (Bogenmaß) gamma = (alpha - Math. atan (Math. tan (beta) / Math. cos (lambda))) / pi # Winkelkorrektur eot = (43200 * (gamma - gamma. rund)) # Zeitgleichung in Sekunden setzt " EOT=" + (- 1 * eot) . to_s + „Sekunden“
