0929DRUK000017
97

185

IłUGfi SŁOŃCA

⁵ 03dyr przyjmiemy podział średniej doby słonecznej na godziny, minuty i sekundy średnie słoneczne, analogiczny do podziału doby gwiazdowej na godziny, minuty i sekundy gwiazdowe, to możemy też pistie

Tśa')

w,„ = \^d {)^h 3^m oib.op5... gwiazdowych w' = 23^fe 5'6™ #.09 i ... średnich

Doba średnia słoneczna, której dokładniejszą dcfinićię¹ podamy w rozdziale X, z rozmaitych względów jest podstawą rachuby i pomiaru czasu wogólb i w astronomji V- Szczególności. W ścisłym związku z wprowadzeniem tej jednostki, czasu znajduje się stosowanie w praktyce 'średniego czasu słonecznego zamiirst prawdziwego. 'T.en ostatni, jak wynika: ze wzoru O- = O-ua0, nie wzrasta- '"proporcjonalnie" do czasu, gdyż a_Q wzrasta z prędkością zmienną. Możemy -sobie jednakże wyobrazić taki punkt, który biegniej^!na równiku świata ze stałą prędkością Aa_w na dobę średnią i jednoc ześnie- ze słońcem przechodzi przez punkt wiosenny. Odstęp między dwoma kołejnemi goreli ariami powyższego punktu wynosiłby oczywiście stale-średnią dobę słoneczną.

' Oznaczmy wynoszenie proste-tego punktu przez ct_m, to kąt godzinny jego t,„ = 0—a_m wzrasta proporcjonalnie do czasu, gdy w ten sam sposób wzrasta 0 i a_OT.    ^

Punkt 1'ikeyjrry, określony w- sposób, powyższy, nazwijmy kłońćem średmem. Sf&sownie do tego chwilę góroiwaria tego średniego slońcń nazywać będziemy średmem południem, a wyżej określona doba średnia słoneczna będzie okresem czasu, upływającym pomiędzy dwoma następująoemi po sobio śred-niemi południami. Za początek średniej doby słonecznej przyjmuje się. średnie południe, wobec czego czasem średmim słonecznym w danej oliwili jeźt czas, który upłynął od średniego południa, mierzony kątem godzinnym średniego słońca. Oznaczmy czas średni słoneczny przez 4 to według okreslenia'powyższego jest r, =Gdy t_m — 0°, jest 0 = a_w, t. j., że w średnie południe czas gwiazdowy równa się wznoszeniu prostemu średniego słońca.