Stjärndygn
Ett stjärndygn är tidsintervallet mellan två på varandra följande meridianpassager av en fixstjärna (egentligen gentemot ICRF - International Celestial Reference Frame - som bygger på extragalaktiska radiokällor).[1][2]
Ett sideriskt dygn är tidsintervallet mellan två successiva passager av vårdagjämningspunkten genom meridianen.[1][2]
På grund av jordaxelns precession förskjuts vårdagjämningspunkten långsamt (en retrograd rörelse om 360° på cirka 25 800 år[3]) mot den bakomliggande stjärnhimlen och ett sideriskt dygn är därför ungefär 8,4 millisekunder kortare än ett stjärndygn. I förhållande till en epok, med "fix vårdagjämningspunkt", blir benämningarna "synonyma" och på grund av den i de allra flesta sammanhang obetydliga skillnaden mellan dem (cirka en tiomiljontedel av beloppet) används benämningarna ofta synonymt.
Ett stjärndygn är 23 timmar, 56 minuter och 4,098903691 sekunder ≈ 86164,0989 sekunder ≈ 23,9344719 timmar.[4][5]
Ett sideriskt dygn är 23 timmar, 56 minuter och 4,09053083288 sekunder, ≈ 86164,0905 sekunder ≈ 23,9344696 timmar.[4][5][6]
Båda dygnens längd är konventionellt bestämda, men i verkligheten finns det småskaliga variationer orsakade exempelvis av vårdagjämningspunktetns läge i förhållande till perihelium[7], av nutationen, eller av ändringar av jordskorpans rotationshastighet i förhållande till jorden som helhet och därmed till stjärnhimlen (beroende av luftströmmar, havsströmmar, inklusive tidvatten, och strömmar i jordens inre - se polrörelse).
Se även
Referenser och noter
- ^ [a b] David Frederic Crouse, 2016, An Overview of Major Terrestrial, Celestial, and Temporal Coordinate Systems for Target Tracking, Naval Research Laboratory, sid. 24, not 38. PDF 4,9 MB.
- ^ [a b] Rachele Meriggiola, 2012, The determination of the rotational state of celestial bodies, doktorsavhandling, Università di Roma, Scuola di Ingeniera Aerospaziale, sid. 5.
PDF 7,9 MB. - ^ 360° motsvarar ett "dygn" på 25 800 år, så på denna tid går det alltså ett "extra" sideriskt dygn.
- ^ [a b] S. Aoki, H. Kinoshita, B. Guinot, G.H. Kaplan, D.D. McCarthy & P.K. Seidelmann, 1982, The new definition of universal time i Astronomy and Astrophysics 105:2, sid. 359-361.
- ^ [a b] Useful constants på Earth Observation Center, Observatoire de Paris.
- ^ Dennis D. McCarthy och Gérard Petit, 2004, IERS Conventions (2003), (IERS Technical Note 32). ISBN 3-89888-884-3. PDF 1,2 MB.
- ^ Detta påverkar endast det faktiska sideriska dygnets längd, och ej stjärndygnets, och uppkommer av att jorden slipper att snurra ett helt varv på grund av att vårdagjämningspunkten närmar sig jorden "från andra hållet". Skillnaden uppstår beroende på huruvida den "sträcka" (egentligen vinkel!) jorden "slipper snurra" runt solen ligger där jorden rör sig fort (i vinkelhastighet) eller rör sig långsamt. (En liknelse skulle kunna vara att springa 399 meter på en 400-metersbana - det går, kanske, på lite bättre tid om den meter man slipper springa är på motvindsrakan där man springer som långsammast).
Externa länkar
- IERS Technical Notes.
- The ICRF på IERS ICRS Center.
Media som används på denna webbplats
Författare/Upphovsman: Dbachmann, Licens: CC BY-SA 3.0
Path of the point of vernal equinox along the ecliptic over a 6000 year period. The tradition of take the point of vernal equinox as defining the "sign of Aries" dates to Babylonian astrology, ca. 600 BC. It is apparent in this image that the main star of Aries, Hamal, was closest to the point of vernal equinox in ca. the 7th century BC.