Sua Astronomiya elmi və onun inkisaf mərhələləri

Sual 10 Vaxt tənliyi

Eyni an üçün verilmiş meridinda orta və həqiqi Günəş vaxtları arasındakı fərqə vaxt tənliyi () deyilir.

=T_m-T_=t_m-t_=α_o-α_m

(S=α+t; T_m=t_m+12^h; T_=t_+12^h olduğu üçün).

Göründüyü kimi vaxt tənliyi həqiqi Günəşin düzdoğuşu (α_) ilə orta Günəşin düzdoğuşunun α_m fərqinə bərabərdir.

Orta ekvatorial Günəş meridiandan həqiqi Günəşdən gah əvvəl, gah da sonra keçdiyindən onların saat bucaqlarının (t) və ya düzdoğuşlarının (α) fərqi (yəni vaxt tənliyi) həm müsbət, həm də mənfi qiymətlər ola bilər. Tənlikdən görünür ki, həqiqi Günəş orta Günəşi ötəndə α_ >α_m , başqa sözlə T_m>T_(>0) olur və orta günorta həqiqi günortadan əvvəl olur. Günəş orta Günəşdən geri qalanda α_ >α_m, başqa sözlə T_m(<0) olur və orta günorta həqiqi günortadan sonra baş verir.

Vaxt tənliyi il ərzində arasıkəsilmədən dəyişir. Vaxt tənliyinin il ərzində dəyişmə əyrisi illik və yarım illik dövrlü iki sinusoidin cəmindən ibarətdir. İllik dövürlü sinusoid Günəşin ekliptika üzrə hərəkəti nəticəsində -nın dəyişməsini göstərir və mərkəzin tənliyi adlanır. Yarımillik dövrlü sinusoid isə ekliptikanın ekvatora meylli olması ilə əlaqədar olaraq -nın dəyişməsini (nöqtəli qırıq xətt) göstərir və ekliptikanın meylinin tənliyi adlanır.  bəzən müsbət, bəzən də mənfi olur. İldə 4 dəfə sıfıra çevrilir (15.IV, 14.VI, 01.IX və 24 XII tarixlərdə). 4 dəfə isə ekstremal qiymətlər alır. Ekstremal qiymətlərin ən başlıcası 11.II(=+14^m) və 02.XI (=-16^m ) olur.

Aydındır ki, vaxt tənliyi bizə məlum olan iki səbəbdən həqiqi Günəş gününün sabit qalması nəticəsində baş verir (I səbəb Günəşin ekliptika üzrə hərəkətinin qeyri-müntəzəm olması; II səbəb ekliptikanın müstəvisinin ekvator müstəvisinə meylli olması). Onun ədədi qiyməti nəzəri hesablanır və xüsusi astronomik təqvimlərdə və hər ilin hər günü üçün “astronomik hərillik” adlanan kataloqlarda cədvəl səklində verilir.