Det er kjent at himmelsfæren med alle armaturene plassert på den roterer rundt verdens akse.
Denne bevegelsen kalles synlig daglig bevegelse av sfæren. Regissert daglig bevegelse
med klokken når man ser på kulen fra nordpolen P N . På grunn av daglig
bevegelser, alle armaturene, som roterer sammen med sfæren, beveger seg parallelt med himmelekvator, dvs.
Ved himmelske paralleller, kryss alltid observatørens meridian i denne bevegelsen, noen
skjære den første vertikalen og horisonten.
Skjæringspunktet mellom en lyskilde i sin daglige bevegelse med middagsdelen av observatørens meridian kalles
topp klimaks, og skjæringspunktet mellom midnattsdelen ved armaturet kalles lavere klimaks.
Fra den nederste figuren kan det ses at for en konstant breddegrad og et lys med konstant deklinasjon for øyeblikket
på tidspunktet for den øvre kulminasjonen har armaturet en maksimal høyde, og på tidspunktet for den nedre kulminasjonen har den et minimum
høyde. Skjæringspunktet mellom lyskilden i sin daglige bevegelse med planet til den sanne horisonten kalles punkter
soloppgang Og nærme.
Daglig bevegelse av stjernene på forskjellige breddegrader.
Plasseringen av daglige paralleller avhenger av breddegrad. For gjennomsnittlig
breddegrader, har vi nettopp undersøkt lovene for daglig bevegelse.
| Hvis = 0°, så ligger verdens akse i den sanne horisontens plan og parallellene er vinkelrett på horisonten og delt av den. Alle lyskilder stiger og setter seg, fordi< 90°, но
ingen skjærer den første vertikalen, bare en armatur med deklinasjon = 0° beveger seg langs den første vertikalen, som faller sammen med ekvator. |
Ved sørpolen (for dette eksemplet) ved = 90°S, faller den forhøyede polen sammen med senit, horisonten med ekvator, paralleller med almucantarates. Alle armaturer beveger seg parallelt horisont, så høyden på armaturet h endres ikke og er alltid lik deklinasjonen. Armaturene med N er usynlige, resten stiller seg ikke. Det er typisk for en observatør ved polet fravær av en meridian, den første vertikalen og punktene N, E, S, W for horisonten. Alle retninger for P S vil være til N, og for P N - til S. |
Last ned i én fil (word) med illustrasjoner.
Alle filer er kun tilgjengelige for registrerte brukere. Registreringen tar ikke mer enn et par minutter.
obwie_polojenia.doc(118,0 KiB, 39 treff)
Du har ikke tilgang til å laste ned denne filen.
Forutsetninger for at armaturet skal passere karakteristiske punkter. La oss tegne en kule for observatøren i φN på planet til observatørens meridian og plotte de daglige parallellene til armaturene C1-C7 (fig. 18) med forskjellige deklinasjoner. Fra fig. 18 kan det sees at posisjonen til parallellen i forhold til horisonten bestemmes av forholdet mellom δ og φ.
Tilstanden til solen som står opp eller går ned. IδI< 90° - φ (35) Betingelsen for passasje av armaturet gjennom punktet N er δN = 90° - φ; gjennom punktet S - δs = 90° - φ.
Betingelser for at armaturet kan krysse den suprahorizontale delen av den første vertikalen. δ<φ и одноименно с φ (36) Lyset C1 som δ > φ ikke skjærer den første vertikalen for.
Betingelsen for passasje av en lyskilde gjennom senit.δ = Qz = φN, δ = φ og det samme som φ (37) Stjernen går gjennom nadir ved δ = φ og motsatte navn.
Belysningens klimaks. I øyeblikket for den øvre kulminasjonen er lyset på observatørens meridian, derfor er dens t = 0°; A = 180° (0°) og q = 0° (180°) Lyset C4 (se fig. 18) ved den øvre kulminasjonen (Sk) har en meridional høyde H, dens deklinasjon δN, og buen QS er lik). til 90° - φ , så formelen for meridionalhøyden er: H = 90° - φ + δ (38) Løser denne formelen for φ, φ = Z+δ (39)
hvor Z. og δ er tildelt deres navn; hvis de har samme navn, så legges mengdene til, hvis de er forskjellige trekkes de fra.
Solens tilsynelatende årlige og daglige bevegelse, dens årlige perioder.
I tillegg til å rotere rundt sin akse, roterer Jorden, som alle planeter, i en elliptisk (e = 0,0167) bane rundt Solen (fig. 23) i retning av daglig rotasjon, og dens akse pnps skråner til baneplanet i en vinkel på 66°33", bevart under rotasjonsprosessen (uten å ta hensyn til forstyrrelser). Jordens banebevegelse skjer ujevnt. Jorden beveger seg raskest i perihelium(punkt P" i fig. 23), hvor v = 30,3 km/s, som den passerer rundt 4. januar; tregeste - kl. aphelion(punkt A" i fig. 23), hvor v = 29,2 km/s, som den passerer rundt 4. juli. Jorden har en gjennomsnittlig banehastighet på 29,76 km/s rundt jevndøgnene (/ og ///). Orbital bevegelse forårsaker en endring av retningen til armaturene for en observatør som befinner seg på jordoverflaten. Som et resultat av dette må armaturenes posisjoner på kulen endres, dvs. armaturene, i tillegg til daglig bevegelse med kulen. har også synlige, riktige bevegelser langs kulen.
Solens bevegelse rundt sfæren, observert fra jorden i løpet av året, kalt den tilsynelatende årlige bevegelsen til solen; det skjer i retning av jordens daglige og orbitale bevegelse, dvs. det er en direkte bevegelse. Fra punktene //, ///, IV i jordens bane projiseres solen på henholdsvis sfæren i punktene ,(.. alle disse punktene ligger på sfærens felles store sirkel - ekliptikken.
Storsirkelen kalles ekliptikken himmelsfære, langs hvilken den tilsynelatende årlige bevegelsen til solen skjer. Planet til denne sirkelen faller sammen (eller er parallelt) med planet for jordens bane, så ekliptikken representerer projeksjonen av jordens bane på himmelsfæren.
Ekliptikken har en akse R'ekRek, vinkelrett på planet for jordens bane, ekliptikkens poler: nordlige Rek og sørlige R'ek. På grunn av det faktum at jordaksen pnps opprettholder sin retning i rommet, forblir vinkelen e mellom verdensaksen Pnps og den ekliptiske aksen RekR'ek tilnærmet konstant. På en kule kalles denne vinkelen ε helningen til ekliptikken til ekvator og er lik 23°27"
Ekliptikken er delt av ekvator i to deler: nordlige og sørlige. Ekliptikkens skjæringspunkt med ekvator kalles jevndøgnpunktene: vår og høst Når solen er på disse punktene, faller dens daglige parallell med ekvator og hele veien kloden, bortsett fra ved polene, er dag omtrent lik natt, derav navnet deres. solverv: sommer, (Kreftpunkt - () og vinter, (Stenbukkpunkt - ().
Kombinert årlig og daglig bevegelse av solen. Solens daglige parallell (fig. 24), under påvirkning av dens årlige bevegelse, forskyves kontinuerlig med ∆δ, slik at den totale bevegelsen på sfæren skjer i en spiral; trinnet ∆δ ved jevndøgn (Væren, Vekten) er det største, og ved solverv avtar det til null. Derfor danner solens paralleller i løpet av et år et belte på sfæren med deklinasjoner på 23°27"N og S. De ekstreme parallellene som Solen beskrev på solvervdagene kalles tropene: ekstrem
Spørsmål #20
GENERELTDEFINISJONER AV STED VED STJERNER.PRAKTISK IMPLEMENTERING
Foreløpige operasjoner.
Bestemme observasjonstiden. Starttiden beregnes ved hjelp av formlene:
Valg av armaturer for observasjoner. i henhold til kloden eller tabellene.
Utvalgsbetingelser: de lyseste stjernene med høyder fra 10 til 73° og ∆A = 90° for to stjerner; fra ∆A til 120° for tre og fra ∆A til 90° for fire. De valgte stjernene og deres h og A blir registrert.
Kontrollere instrumenter, motta korreksjoner.
Observasjoner Tre høyder av hver stjerne blir observert, og navigasjonsinformasjon innhentes: Ts, ol, φs, λs, PU (IR), V.
Behandler observasjoner: oppnå Tgr, tm og δ for armaturene; høydekorrigering; beregning hс, Ac, n; legge linjer.
Observasjonsanalyse: feildeteksjon.
Velge det mest sannsynlige observasjonsstedet Med to linjer plasseringen er tatt i skjæringspunktet mellom linjene, og nøyaktigheten vurderes ved å konstruere en feilellipse. Med tre linjer hentet fra armaturer i forskjellige deler av horisonten, er det mest sannsynlige stedet tatt i midten av trekanten ved hjelp av vektmetoden Med fire linjer Det er best å velge plasseringen ved hjelp av vektmetoden - i midten av feiltallet.
Overføring av beregning til observasjon...
Teoretisk grunnlag for å bestemme breddegrad basert på meridionalhøyden til Solen og Polarstjernen.
R Separat innhenting av koordinatene φ og δ for observatørens posisjon fra høydene til armaturene med tilstrekkelig nøyaktighet er bare mulig i spesielle posisjoner av armaturet. , og lengdegrad - ved armaturet på den første vertikalen (A = 90° , 270°) Før oppdagelsen av høydelinjemetoden ble koordinatene til et sted i havet bestemt separat.
Bestemmelse av breddegrad ved meridionalhøyden til stjernen. Hvis armaturet er i den øvre kulminasjonen (fig. 154), så er dens høyde meridional H, asimut A = 180° (0°), tм = 0° Likningen av sirkelen med like høyder (209), dvs. formelen sin h, vil ta formen
sinH = sinφsinδ + cosφcosδcos0° eller sinH = cos(φ-δ)
Fordi H = 90 - Z, Det sinH= cosZ = cos (φ -δ) og for argumenter i første kvartal Z = φ-δ, hvor φ = Z+δ
Denne formelen brukes til å bestemme φ i øyeblikket for den øvre kulminasjonen av armaturet, og δ har et "+"-tegn for φ og δ med samme navn og et "-"-tegn for ulikt.
Navnet Z er det omvendte av H, og H er det samme som punktet i horisonten (N eller S) som høyden måles over. Navnet på breddegraden er det samme som navnet på det større leddet i formelen B generelt syn vi får φ = Z ± δ (284)
Formel (284) for forskjellige posisjoner av armaturene kan også fås fra sfæren (se fig. 154) For armaturet C1, som δ er det samme som φ, har vi Z1 = 90 – H1 φ = Z1+δ1
For stjernen C2, for hvilken δ er forskjellig fra φ, har vi φ = Z2-δ2
For lyset C3, hvor δ er det samme som φ og er større enn det, har vi φ = δ3-Z3
For den nedre kulminasjonen av den lysende C "3 får vi φ = H’ + ∆ (285)
hvor ∆ er den polare avstanden til stjernen, lik 90-δ
Når en stjerne stiger eller går ned, er den z= 90°, h = 0°, og asimutene til soloppgangs- og solnedgangspunktene avhenger av stjernens deklinasjon og breddegraden til observasjonsstedet.
I øyeblikket for den øvre kulminasjonen er senitavstanden til armaturet minimal, høyden er maksimal og asimut A = 0 (hvis stjernen kulminerer sør for senit) eller EN= 180° (hvis den kulminerer nord for senit).
I øyeblikket for den nedre kulminasjonen, tar senitavstanden til belysningen maksimumsverdien, høyden - minimum og asimut EN= 180° (hvis den kulminerer nord for senit) eller A = 0° (hvis stjernen kulminerer sør for senit) .
Dermed vil de horisontale koordinatene til armaturet ( z, h Og EN) endres kontinuerlig på grunn av den daglige rotasjonen av himmelsfæren, og hvis lyset alltid er assosiert med sfæren (dvs. dens deklinasjon) d og rett oppstigning en forbli konstant), så tar dens horisontale koordinater deres tidligere verdier når sfæren fullfører en omdreining.
Siden de daglige parallellene til armaturene på alle jordens breddegrader (unntatt polene) skråner mot horisonten, endres de horisontale koordinatene ujevnt selv med en jevn daglig rotasjon av himmelsfæren. Høyde på armaturet h og dens senitavstand z endre seg saktest nær meridianen, dvs. i øyeblikket av det øvre eller nedre klimaks. Stjernens asimut EN tvert imot, endres raskest i disse øyeblikkene.
Timevinkel på armaturet t(i det første ekvatoriale koordinatsystemet), lik azimut EN, er i stadig endring. I øyeblikket av det høyeste klimakset lyste det t= 0. I øyeblikket for den nedre kulminasjonen, timevinkelen til armaturet t= 180° eller 12 timer.
Men, i motsetning til asimuther, timevinklene til armaturene (hvis deres deklinasjoner d og rette oppstigninger en forbli konstant) endres jevnt, siden de måles langs himmelekvator, og med jevn rotasjon av himmelsfæren, er endringer i timevinkler proporsjonale med tidsintervaller, dvs. Inkrementene av timevinkler er lik rotasjonsvinkelen til himmelsfæren.
Ensartetheten av endringer i timevinkler er svært viktig ved måling av tid.
Høyde på armaturet h eller senitavstand z i kulminasjonsøyeblikkene avhenger av deklinasjonen av belysningen d og breddegraden til observatøren j.
Ris. 1.11. Projeksjon av himmelsfæren på planet til den himmelske meridianen.
Direkte fra tegningen (fig. 1.11) følger det:
1) hvis deklinasjonen av belysningen M 1 d< j, så er det ved den øvre kulminasjonen sør for senit i senitavstanden
2) hvis d > j, så lyset M 2 ved den øvre kulminasjonen er nord for senit i senitavstanden
3) hvis ( j+d)> 0, så skinner det M 3 er ved den nedre kulminasjonen nord for senit i senitavstand
eller i høyden
4) hvis ( j+d) < 0, то светило M 4 er ved den nedre kulminasjonen sør for senit i senitavstand
en høyde over horisonten
Det er kjent fra observasjoner at ved en gitt breddegrad j stiger (eller setter) hver stjerne alltid på samme punkt i horisonten, og dens høyde i meridianen er også alltid den samme. Fra dette kan vi konkludere med at deklinasjonene til stjerner ikke endres over tid (i hvert fall merkbart).
Oppgangs- og nedgangspunktene til solen, månen og planetene, samt høyden deres i meridianen på forskjellige dager i året er forskjellige. Følgelig endres deklinasjonene til disse armaturene kontinuerlig over tid.
Når som helst på jordens overflate ser en observatør alltid stjernenes kontinuerlige daglige bevegelse. Denne bevegelsen er tydelig og oppstår på grunn av jordens faktiske rotasjon rundt sin akse. Det skjer med samme vinkelhastighet som jordens rotasjon, men i motsatt retning av jordens rotasjon, dvs. fra øst til vest. I dette tilfellet beveger hver armatur seg rundt verdens akse langs sin daglige parallell, hvis plan er parallelt med planet til himmelekvator. Fordi relativ posisjon planeten til den sanne horisonten og de daglige parallellene til armaturene endres når observatøren beveger seg langs jordens overflate, da vil arten av den synlige daglige bevegelsen til armaturene på forskjellige breddegrader være forskjellig.
Å forstå den tilsynelatende daglige bevegelsen til armaturene er en viktig sak for navigatøren, siden muligheten for å bruke armaturene under flukt avhenger av arten av denne bevegelsen.
Ris. 1.19. Daglig bevegelse av stjernene på jordens nordpol
Ris. 1.20. Daglig bevegelse av stjernene ved jordens ekvator
På jordens nordpol sammenfaller observatørens vertikale med verdensaksen, og planet til den sanne horisonten sammenfaller med planet til himmelekvator (fig. 1.19). Det horisontale himmelske koordinatsystemet faller sammen med det ekvatoriale. For en observatør som befinner seg på jordens nordpol, vil bare armaturene til den nordlige himmelhalvkulen alltid være synlige. I løpet av dagen vil synlige lyskilder bevege seg parallelt med den sanne horisonten. Følgelig, for dette spesielle tilfellet, vil høydene til armaturene være lik deres deklinasjoner.
Ved jordens ekvator er planet til himmelekvator plassert vinkelrett på den sanne horisonten og går gjennom senit (fig. 1.20). Derfor er planene med daglige paralleller til alle armaturer også vinkelrett på den sanne horisonten. For en observatør som befinner seg ved jordens ekvator, vil alle armaturene stige og sette seg. Uavhengig av størrelsen og tegn på deklinasjon, vil halvparten av dagen armaturene være over horisonten, og halvparten - under horisonten.
Alle armaturer vil bevege seg vinkelrett på planet til den sanne horisonten.
På middels breddegrader er de daglige parallellene til armaturene plassert på skrå i forhold til den sanne horisontens plan (fig. 1.21). Avhengig av geografisk breddegrad og fra deklinasjonen av armaturene krysser en del av de daglige parallellene til armaturene sann horisont på to punkter er den andre plassert helt over den, og den tredje er under den. Derfor, på middels breddegrader, stiger og setter noen armaturer seg, andre setter seg aldri utenfor horisonten, og atter andre stiger ikke. I dette tilfellet avhenger varigheten av armaturenes opphold over horisonten både av observasjonsstedets breddegrad og av armaturenes deklinasjon. Selvfølgelig, på den nordlige halvkule, jo større deklinasjon av stjernen er, jo mer av dagen er den over horisonten.
Ris. 1.21. bevegelse av armaturer på midten av breddegraden
Det skal bemerkes at slike fenomener som soloppgang, solnedgang og kulminasjon av stjernene er assosiert med den daglige bevegelsen til armaturene.
Avhengig av plasseringen av de daglige parallellene, endres punktene for soloppgang og solnedgang i horisonten. Når en stjerne er på himmelekvator, det vil si når dens deklinasjon er null, stiger den nøyaktig på punktet i øst og setter seg nøyaktig på punktet i vest. Når deklinasjonen til en stjerne er større enn null, skifter dens daglige parallell fra ekvator til verdens nordpol, den stiger i nordøst og går ned i nordvest.
Når deklinasjonen til stjernen er mindre enn null, skifter dens daglige parallell til verdens sørpol, stjernen stiger i sørøst og går ned i sørvest.
Den tilsynelatende (tilsynelatende) rotasjonen av himmelsfæren fra øst til vest skjer på grunn av jordens daglige rotasjon fra vest til øst. Når man vurderer den tilsynelatende daglige bevegelsen til armaturer, så vel som fenomenene som følger med den, brukes en hjelpe himmelsfære. Konvensjonelt antas jorden å være ubevegelig. I stedet for jordens rotasjon vurderes den tilsynelatende rotasjonen av himmelsfæren. Hvis vi aksepterte Jorden som ubevegelig, vil for en gitt observatør alle hovedlinjene og planene som er knyttet til den forbli ubevegelige. Disse linjene og flyene vil være: lodd, verdensaksen, horisontplanet, observatørens meridian og den første vertikalen.
Himmelsfæren med alle armaturene på den vil rotere i motsatt retning av jordens rotasjon. Stjernene beskriver himmelske paralleller som gjør en vinkel med horisonten lik tillegget av den geografiske breddegraden til et gitt sted til 90°, dvs. 90°-φ.
axis mundi- en imaginær linje som går gjennom sentrum av verden, rundt hvilken himmelsfæren roterer. Verdensaksen skjærer overflaten av himmelsfæren på to punkter - verdens nordpol Og verdens sørpol. Rotasjonen av himmelsfæren skjer mot klokken rundt nordpolen når man ser på himmelsfæren fra innsiden.
Himmelsk ekvator- en stor sirkel av himmelsfæren, hvis plan er vinkelrett på verdens akse og passerer gjennom midten av himmelsfæren. Den himmelske ekvator deler himmelkulen i to halvkuler: nordlig Og sør-.
Deklinasjonssirkelen til armaturet- en stor sirkel av himmelsfæren som går gjennom verdens poler og en gitt lyskilde.
Daglig parallell- en liten sirkel av himmelsfæren, hvis plan er parallelt med planet til himmelekvator. De synlige daglige bevegelsene til armaturene skjer langs daglige paralleller. Deklinasjonssirkler og daglige paralleller danner et koordinatnett på himmelsfæren som spesifiserer de ekvatoriale koordinatene til lyset.
Solens årlige bevegelse
Ekliptikk- en stor sirkel av himmelsfæren langs hvilken den tilsynelatende årlige bevegelsen til solen skjer. Ekliptikkens plan skjærer med planet til himmelekvator i en vinkel ε = 23°26".
De to punktene der ekliptikken skjærer himmelekvator kalles jevndøgnpunktene. I vårjevndøgn Solen beveger seg i sin årlige bevegelse fra den sørlige halvkule av himmelsfæren til den nordlige; V høstjevndøgn- fra den nordlige halvkule til den sørlige. Den rette linjen som går gjennom disse to punktene kalles linje av jevndøgn. To punkter av ekliptikken, med en avstand på 90° fra jevndøgnene og dermed lengst fra himmelekvator, kalles solvervpunkter. Sommersolverv punkt ligger på den nordlige halvkule, vintersolverv punkt- V sørlige halvkule. Disse fire punktene er betegnet med dyrekretssymboler som tilsvarer stjernebildene de var plassert i på Hipparchus-tiden (som et resultat av forventningen til jevndøgnene har disse punktene forskjøvet seg og er nå plassert i andre stjernebilder): vårjevndøgn - tegnet på Væren (♈), høstjevndøgn - tegnet på Vekten (♎), vintersolverv - tegnet på Steinbukken (♑), sommersolverv - kreftens tegn (♋).
Ekliptisk akse- diameteren til himmelkulen vinkelrett på ekliptikkplanet. Den ekliptiske aksen skjærer overflaten av himmelsfæren på to punkter - nordpolen til ekliptikken, som ligger på den nordlige halvkule, og sørpolen til ekliptikken, som ligger på den sørlige halvkule. Nordpolen Ekliptikken har ekvatorialkoordinater R.A. = 18h00m, Des = +66°33", og ligger i stjernebildet Draco, og Sydpolen- R.A. = 6h00m, Des = −66°33" i stjernebildet Dorado.
Sirkel av ekliptisk breddegrad, eller bare breddegradssirkel- en stor halvsirkel av himmelsfæren som går gjennom polene til ekliptikken.
Grunnleggende målinger av tid siderisk tid gjennomsnittlig soltid på ulike meridianer
Grunnleggende tidtaking
Basert på observasjoner av himmelens daglige rotasjon og Solens årlige bevegelse, d.v.s. Målingen av tid er basert på jordens rotasjon rundt sin akse og på jordens omdreining rundt solen.
Varigheten av den grunnleggende tidsenheten, kalt en dag, avhenger av det valgte punktet på himmelen. I astronomi blir slike punkter tatt for å være: a) punktet for vårjevndøgn; b) sentrum av Solens synlige skive (den sanne Solen); c) "gjennomsnittlig sol" - fiktivt punkt, hvis posisjon på himmelen kan beregnes teoretisk for ethvert øyeblikk i tid.
De tre forskjellige tidsenhetene definert av disse punktene kalles hhv siderisk, ekte sol og gjennomsnittlige soldager, og tiden målt av dem er siderisk, ekte sol og gjennomsnittlig soltid.
tropisk år er tidsintervallet mellom to påfølgende passasjer av sentrum av den sanne solen gjennom vårjevndøgn.
Siderisk dag. Siderisk tid. Tidsintervallet mellom to påfølgende kulminasjoner av vårjevndøgn på samme geografiske meridian kalles den sideriske dagen.
For begynnelsen siderisk dag på denne meridianen tas øyeblikket for den øvre kulminasjonen av vårjevndøgn.
Vinkelen som Jorden vil rotere med fra øyeblikket av den øvre kulminasjonen av vårjevndøgn til et annet øyeblikk, er lik timevinkelen til vårjevndøgn i det øyeblikket. Følgelig er siderisk tid s på en gitt meridian til enhver tid numerisk lik timevinkelen til vårjevndøgnpunktet t, uttrykt i timemål. Siderisk tid til enhver tid er lik den rette oppstigningen til en hvilken som helst stjerne pluss timevinkelen.
I øyeblikket for den øvre kulminasjonen av armaturet er timevinkelen t = 0
I øyeblikket for den nedre kulminasjonen av armaturet er timevinkelen t = 12t
Gjennomsnittlig sol
I astronomi ble begrepene to fiktive punkter introdusert - den gjennomsnittlige ekliptikken og den gjennomsnittlige ekvatorialsolen. Den gjennomsnittlige ekliptiske solen beveger seg jevnt langs ekliptikken med solens middelhastighet og faller sammen med den rundt 3. januar og 4. juli. til enhver tid er den rette oppstigningen til den gjennomsnittlige ekvatoriale solen lik lengdegraden til den gjennomsnittlige ekliptiske solen. Deres høyre oppstigning er den samme bare fire ganger i året, nemlig i øyeblikkene når de passerer jevndøgnpunktene og i øyeblikkene når den gjennomsnittlige ekliptiske solen passerer solverv. Tidsintervallet mellom to påfølgende kulminasjoner med samme navn til den gjennomsnittlige ekvatorialsolen på samme geografiske meridian kalles gjennomsnittlig solskinnsdag, eller bare en gjennomsnittlig dag. Fra definisjonen av den gjennomsnittlige ekvatorialsolen følger det at varigheten av den gjennomsnittlige soldagen er lik gjennomsnittslengden på den sanne soldagen for året.