1. Теоретическая разрешающая способность телескопа:
, где λ – средняя длина световой волны (5,5·10-7 м), D – диаметр объектива телескопа, или 
, где D – диаметр объектива телескопа в миллиметрах.
2. Увеличение телескопа:
, где F – фокусное расстояние объектива, f – фокусное расстояние окуляра.
3. Высота светил в кульминации:
высота светил в верхней кульминации, кульминирующих к югу от зенита ( ):
, где – широта места наблюдения, – склонение светила;
высота светил в верхней кульминации, кульминирующих к северу от зенита ( ):
, где – широта места наблюдения, – склонение светила;
высота светил в нижней кульминации:
, где – широта места наблюдения, – склонение светила.
4. Астрономическая рефракция:
приближенная формула для вычисления угла рефракции, выраженного в секундах дуги (при температуре +10°C и атмосферном давлении 760 мм. рт. ст.):
, где z – зенитное расстояние светила (для z
5. Время:
звездное время:
, где – прямое восхождение какого-либо светила, t – его часовой угол;
среднее солнечное время (местное среднее время):
Tm=T+, где T – истинное солнечное время, – уравнение времени;
всемирное время:
, где – долгота пункта с местным средним временем Tm, выраженная в часовой мере, T0 – всемирное время в этот момент;
поясное время:
, где T0 – всемирное время; n – номер часового пояса (для Гринвича n=0, для Москвы n=2, для Красноярска n=6);
декретное время:
или 
6. Формулы, связывающие сидерический (звездный) период обращения планеты T с синодическим периодом ее обращения S:
для верхних планет:
;
для нижних планет:
, где T – звездный период обращения Земли вокруг Солнца.
7. Третий закон Кеплера:
, где Т1 и Т2 – периоды обращения планет, a1 и a2 – большие полуоси их орбиты.
8. Закон всемирного тяготения:
, где m1 и m2 – массы притягивающихся материальных точек, r – расстояние между ними, G – гравитационная постоянная.
9. Третий обобщенный закон Кеплера:
, где m1 и m2 – массы двух взаимно притягивающихся тел, r – расстояние между их центрами, Т – период обращения этих тел вокруг общего центра масс, G – гравитационная постоянная;
для системы Солнце и две планеты:
, где Т1 и Т2 – сидерические (звездные) периоды обращения планет, М – масса Солнца, m1 и m2 – массы планет, a1 и a2 –большие полуоси орбит планет;
для систем Солнце и планета, планета и спутник:
, где M – масса Солнца; m1 – масса планеты; m2 – масса спутника планеты; Т1 и a1 – период обращения планеты вокруг Солнца и большая полуось ее орбиты; Т2 и a2 – период обращения спутника вокруг планеты и большая полуось его орбиты;
при M m1, а m1 m2,
.
10. Линейная скорость движения тела по параболической орбите (параболическая скорость):
, где G – гравитационная постоянная, M – масса центрального тела, r – радиус-вектор избранной точки параболической орбиты.
11. Линейная скорость движения тела по эллиптической орбите в избранной точке:
, где G – гравитационная постоянная, M – масса центрального тела, r – радиус-вектор избранной точки эллиптической орбиты, a – большая полуось эллиптической орбиты.
12. Линейная скорость движения тела по круговой орбите (круговая скорость):
, где G – гравитационная постоянная, M – масса центрального тела, R – радиус орбиты, vp – параболическая скорость.
13. Эксцентриситет эллиптической орбиты, характеризующий степень отклонение эллипса от окружности:
, где c – расстояние от фокуса до центра орбиты, a – большая полуось орбиты, b – малая полуось орбиты.
14. Связь расстояний перицентра и апоцентра с большой полуосью и эксцентриситетом эллиптической орбиты:
, , , где rП – расстояния от фокуса, в котором находится центральное небесное тело, до перицентра, rА – расстояния от фокуса, в котором находится центральное небесное тело, до апоцентра, a – большая полуось орбиты, e – эксцентриситет орбиты.
15. Расстояние до светила (в пределах Солнечной системы):
, где R – экваториальный радиус Земли, ρ0– горизонтальный параллакс светила, выраженный в секундах дуги,
или , где D1 и D2 – расстояния до светил, ρ1 и ρ2 – их горизонтальные параллаксы.
16. Радиус светила:
, где ρ – угол, под которым с Земли виден радиус диска светила (угловой радиус), R – экваториальный радиус Земли, ρ0– горизонтальный параллакс светила.
17. Расстояние до звезд:
в парсеках: , где – годичный параллакс звезды, выраженный в радианах;
в астрономических единицах: , где – годичный параллакс звезды, выраженный в секундах дуги;
в километрах: , где – годичный параллакс звезды, выраженный в секундах дуги, a – средний радиус (большая полуось) земной орбиты.
18. Связь блеска звезды и ее звездной величины (формула Погсона):
, где I1 – освещенность, создаваемая звездой, звездная величина которой равна m1, и I2 – освещенность, создаваемая другой звездой, звездная величина которой равна m2.
19. Абсолютная звездная величина:
, где m – видимая звездная величина, R – расстояние до звезды в парсеках.
20. Закон Стефана–Больцмана:
ε=σT4, где ε – энергия, излучаемая в единицу времени с единицы поверхности, Т – температура (в кельвинах), а σ – постоянная Стефана–Больцмана.
21. Закон Вина:
, где λmax – длина волны, на которую приходится максимум излучения абсолютно черного тела (в сантиметрах), Т – абсолютная температура в кельвинах.
22. Закон Хаббла:
, где v – лучевая скорость удаления галактики, c – скорость света, Δλ – доплеровское смещение линий в спектре, λ – длина волны источника излучения, z – красное смещение, r – расстояние до галактики в мегапарсеках, H – постоянная Хаббла, равная 75 км / (сМпк).
4
Львов Кирилл
МГУ им. М.В. Ломоносова, физический факультет
Многие задачи астрономии, связанные с видимыми положениями и движениями небесных тел, сводятся к решению сферических треугольников. К таким задачам относятся преобразование координат из одной системы небесных координат в другую, расчёт долготы центрального меридиана планеты Солнечной системы, разметка солнечных часов и точное направление спутниковой антенны («тарелки») на нужный спутник для приёма каналов спутникового телевидения.
Мы обсудим, как рассчитывать моменты времени и азимуты восхода и захода светил в любой день года.
Сферический треугольник и формулы сферической тригонометрии.
Напомним три основных соотношения сферической тригонометрии (рис. 1)
- теорема косинусов:
косинус стороны равен произведению косинусов двух других его сторон плюс произведение синусов тех же сторон на косинус угла между ними.
2. формула пяти элементов:
произведение синуса стороны на косинус прилежащего угла равняется произведению синуса другой стороны, ограничивающей прилежащий угол, на косинус третьей стороны минус произведение косинуса стороны, ограничивающей прилежащий угол, на синус третьей стороны и на косинус угла, противолежащего первой стороне
3. теорема синусов:
отношение синуса стороны сферического треугольника к синусу противолежащего угла есть величина постоянная.
Параллактический треугольник и преобразование координат
Как известно, в сферической астрономии для описания положения тела на небесной сфере используется несколько систем небесных координат:
- Горизонтальная система. Положение тела задается высотой h и азимутом A. Система используется для определения направления на светило относительно земных предметов или с помощью угломерных инструментов, когда телескоп смонтирован на азимутальной установке.
- Первая экваториальная система. Положение тела задается склонением и часовым углом t. Система используется преимущественно при определении точного времени – одной из основных задач практической астрономии, при наблюдениях на телескопе, смонтированном на экваториальной установке.
- Вторая экваториальная система. Положение тела задается склонением и прямым восхождением . Система является общепринятой в астрометрии. В этой системе составляются каталоги положений звезд и других светил, а также звездные карты.
Поэтому важно уметь переходить от одних координат светила к другим. Для этой задачи нам понадобятся формулы сферической тригонометрии.
Параллактическим треугольником называется треугольник на небесной сфере, образованный пересечением небесного меридиана, вертикального круга и часового круга светила. Его вершинами являются полюс мира Р, зенит Z и светило М. Если светило М находится в западной половине небесной сферы (рис. 5), то сторона ZP (дуга небесного меридиана) равна , где — широта места наблюдения, сторона ZM (дуга вертикального круга) равна зенитному расстоянию светила , сторона
РМ (дуга часового круга) равна полярному расстоянию светила p=90°- δ; угол PZM=180°- A, угол ZPM=t, т.е. часовому углу светила, угол PMZ = q называется параллактическим углом.
Если светило находится в восточной половине небесной сферы (рис. 6), то значения сторон параллактического треугольника те же, что и в случае пребывания светила в западной половине, но значения углов при вершинах Z и Р иные, а именно: угол PZM=180°- A, а ZPM=360°- t.
Вид параллактического треугольника для одного и того же светила зависит от широты места наблюдения и от момента наблюдения, т.е. от часового угла t.
Применяя формулы (1), (2), (3) сферической тригонометрии к параллактическому треугольнику (рис. 5) и считая исходными сторону РМ и угол t, получим:
Формулы (4) служат для вычисления склонения светила и его часового угла t (а затем и прямого восхождения α=s-t) по известным его зенитному расстоянию z и азимуту A в момент звездного времени s. Звездное время для любой широты и местного времени можно найти в астрономическом справочнике (например, http://allcalc.ru/node/254). Иными словами, формулы (4) служат для перехода от горизонтальных координат светила к его экваториальным координатам.
Если исходными считать сторону ZM = z и угол PZM=180°-A, то основные формулы в применении к параллактическому треугольнику напишутся в следующем виде:
Формулы (5) служат для вычисления зенитного расстояния z и азимута светила A (для любого момента звездного времени s и для любой широты ) по известному склонению светила и его часовому углу t=s-α. Иными словами, они служат для перехода от экваториальных координат светила к его горизонтальным координатам.
Кроме того, формулы (4) и (5) используются при вычислении моментов времени восхода и захода светил и их азимутов в эти моменты, а также при решении двух очень важных задач практической астрономии — определения географической широты места наблюдения и определения местного звездного времени s.
Вычисление моментов времени и азимутов восхода и захода светил
Для вычисления моментов времени восхода и захода сначала надо вычислить часовые углы светил в это момент. Часовой угол светила определяется из первой формулы (5), а именно:
Если какая-нибудь точка небесного свода восходит или заходит, то она находится на горизонте и, следовательно, ее видимое зенитное расстояние z^’=90°. Ее истинное зенитное расстояние z в этот момент вследствие рефракции будет больше видимого на величину = 35′. Суточный параллакс понижает светило над горизонтом, т. е. увеличивает видимое зенитное расстояние z’ на величину горизонтального параллакса p= R⨁/a, где R⨁ – радиус Земли, а – расстояние от Земли до светила.
Кроме того, для Солнца и Луны, имеющих заметные размеры, координаты относятся к центру их видимого диска, а восходом (или заходом) этих светил считается момент появления (пли исчезновения) на горизонте верхней точки края диска. Следовательно, истинное зенитное расстояние центра диска этих светил в момент восхода или захода будет больше зенитного расстояния верхней точки края диска на величину видимого углового радиуса R диска. У Солнца и Луны их видимые угловые радиусы приблизительно одинаковы и в среднем равны 16′.
Следовательно, истинное зенитное расстояние точки в момент ее восхода или захода равно:
Для звезд и планет можно пренебречь также и их видимыми радиусами и вычислять часовые углы восхода и захода по формуле:
Наконец, если пренебречь и рефракцией, то часовой угол восхода и захода вычисляется по формуле:
Каждое из приведенных уравнений дает два значения часового угла. Положительное значение соответствует заходу, отрицательное — восходу светила. Местное звездное время восхода и захода получается таким:
Затем можно вычислить моменты восхода и захода светила по местному среднему солнечному времени Tm или по поясному времени Tn=T0+nh (номер пояса выражен в часовой мере).
Если вычисляется восход и заход Солнца, то нет необходимости вычислять звездное время явлений, так как местное истинное солнечное время равно часовому углу Солнца, увеличенному на 12 часов. Тогда местное среднее время равно:
где η – уравнение времени, которое берется, также как и прямое восхождение и склонение Солнца, из Астрономического Ежегодника.
Азимуты точек восхода и захода светил (без учета рефракции, параллакса и углового радиуса) получим, если в первой формуле (4) положим z=90°, тогда sin z=1,cos z=0 и
По формуле (10) получаем два значения азимута: Азах = A и Aвосх = 360° – A. Первое значение является азимутом точки захода, второе — азимутом точки восхода светила.
Наконец, представим формулы (9) и (10) в виде:
Так как косинус не может быть больше 1, то из этих формул следует, что восход и заход светила возможны только при условии:
Звездное и солнечное времена. Основная формула времени и уравнение времени.
Примем, что поворот
сферы отсчитывается по точке Овна.
При этом получим звездные единицы и
системы счета звездного времени —
местную и гринвичскую.
Звездными
сутками называется
промежуток времени между двумя
последовательными одноименными
кульминациями точки Овна на одном и
том же меридиане.
За начало звездных
суток принимается момент верхней
кульминации точки Овна. Звездные сутки
делятся (в звездных единицах) на 24 ч, час
— на 60 мин и минута — на 60 с.
Звездным
временем S
называется промежуток времени (в
звездных единицах), протекший от момента
верхней кульминации точки Овна до
данного ее положения.
звездное
время численно равно часовому углу
точки Овна, т. е. S
= tv.
На этом основании звездное время
можно выражать в часовых или градусных
единицах, отсчет от меридиана данного
места, поэтому полученное время
относится к системе местных времен,
что отмечается буквой «м», т. е. SM или
tvм.
Звездное
время даты не имеет,
так
как промежутки времени больше суток в
нем не выражают.
Основная
формула времени.
S = t + α (69)
Звездное время
равно сумме вестового часового угла
светила и его прямого восхождения.
Формула
часового угла.
t*
= S + т*
(70)
тропический
год, равный 365,2422 средних суток,
содержит на одни звездные сутки больше
Истинными
солнечными сутками
называется промежуток времени между
двумя последовательными одноименными
кульминациями Солнца на одном и том же
меридиане.
За
начало солнечных суток обычно принимается
нижняя кульминация Солнца, поэтому
истинным
солнечным временем (Т)
называется промежуток времени,
протекший от нижней кульминации
Солнца до данного момента.
Однако
величина истинных суток в течение года
изменяется. Из рис. 44 видно, что солнечные
сутки продолжительнее звездных на
∆α.
вследствие неравномерности движения
Солнца и наклона эклиптики величина
∆α
меняется в течение года неравномерно
Переменность длительности истинных
суток делает их неудобными в качестве
единицы измерения, и истинное солнечное
время применяется теперь только как
часовой угол Солнца.
Средние
солнечные сутки.
Средняя
за год продолжительность истинных
суток принята за средние
сутки. Среднее
Солнце (рис. 45) располагается на
экваторе и движется в ту же сторону,
что и истинное, но равномерно.
Его прямое восхождение изменяется
каждые сутки на одну и ту же величину:
Движение
Солнца по эклиптике заменено движением
среднего эклиптического Солнца C1
(см. рис. 45), совпадающего с истинным
в апогее и перигее; их
связывает «уравнение центра».
Средними
сутками называется
промежуток времени между двумя
последовательными одноименными
кульминациями среднего Солнца на
одном и том же меридиане.
За начало средних
суток принята нижняя кульминация
среднего Солнца — полночь.
Средним
солнечным или
просто средним
временем Т
называется промежуток времени от
момента нижней кульминации среднего
Солнца на данном меридиане до данного
момента (данного положения ),
выраженный в средних единицах. Среднему
времени обязательно приписывается
дата. T = t
+(-)12ч (72) т.
е. среднее время численно равно часовому
углу среднего Солнца плюс 12Ч (180°)
Уравнением
времени η
называется разность среднего и истинного
времени, численно равная разности их
часовых углов (рис 47), т е η
= t
— t
(73) также
η = α
— α
Если среднее
Солнце впереди истинного в суточном
движении, то η
имеет знак «+», если позади, то «—».
Связь среднего
и истинного времени.
1.Получение
часового угла Солнца t
по известному
Т. t
= T +(-)12ч — η
(74)
где
η
выбирается из МАЕ или графиков.
2.
Получение времени кульминации Солнца.
Для верхней кульминации t
= 0°, поэтому
Т = 12ч + η
Связь среднего
и звездного времени.
2ч,
поэтому
т.
е. среднее время связано со звездным
величиной α
Гринвичское,
местное, поясное, стандартное, летнее
и судовое время.
местным
временем
называется среднее (Тм) или звездное
(Sм) время, считаемое от данного
меридиана с долготой λ, соответственно
в средних или звездных единицах.
Спутник
проходит точки S1, S2 и т. д., расстояние
между которыми называется базой
(рис. 16.11). Ее длина b
:
следовательными
моментами наблюдения спутника; Т —
период обращения спутника.
Если
измерить разность расстояний ∆р1
= р2- р1 двух
последовательных положений спутника,
то место наблюдателя К
окажется на изоповерхности, представляющей
собой гиперболоид вращения, фокусы
которого совпадают с концами базы. Место
судна получается в точке пересечения
двух, трех и более гипербол.
Соседние файлы в предмете [НЕСОРТИРОВАННОЕ]
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
Вся наша жизнь связана со временем и регулируется периодической сменой дня и ночи, а также времён года. Вам известно, что Солнце всегда освещает только половину земного шара: на одном полушарии — день, а на другом в это время ночь. Следовательно, на нашей планете всегда есть точки, где в данный момент полдень, и Солнце находится в верхней кульминации, а есть полночь, когда Солнце находится в нижней кульминации.
Момент верхней кульминации центра Солнца называется истинным полднем, момент нижней кульминации — истинной полночью. А промежуток времени между двумя последовательными одноимёнными кульминациями центра Солнца называется истинными солнечными сутками.
Казалось бы, их можно использовать для точного счёта времени. Однако из-за эллиптической орбиты Земли, солнечные сутки периодически меняют свою продолжительность. Так, когда Земля находится ближе всего к Солнцу, она движется по орбите примерно со 30,3 км/с. А через полгода Земля оказывается в самой удалённой точке от Солнца, где её скорость падает на 1 км/с. Такое неравномерно движение Земли по своей орбите вызывает неравномерное видимое перемещение Солнца по небесной сфере. Иными словами, в разное время года Солнце «перемещается» по небу с различной скоростью. Поэтому продолжительность истинных солнечных суток постоянно меняется и пользоваться ими в качестве единицы измерения времени неудобно. В связи с этим в повседневной жизни используются не истинные, а средние солнечные сутки, продолжительность которых принята постоянной и равной 24 часам. Каждый час среднего солнечного времени в свою очередь делится на 60 минут, а каждая минута — на 60 секунд.
Измерение времени солнечными сутками связано с географическим меридианом. Время, измеренное на данном меридиане, называется его местным временем, и оно одинаково для всех пунктов, находящихся на нём. При этом, чем восточнее земной меридиан, тем раньше на нём начинаются сутки. Если учесть, что за каждый час наша планета поворачивается вокруг своей оси на 15о, то разность времени двух пунктов в один час соответствует и разности долгот в 15°. Следовательно, местное время в двух пунктах будет отличаться ровно на столько, на сколько отличается их географическая долгота, выраженная в часовой мере:
T1 – T2 = λ1 – λ2.
Из курса географии вам известно, что за начальный (или, как его ещё называют, нулевой) меридиан принят меридиан, проходящий через Гринвичскую обсерваторию, находящуюся недалеко от Лондона. Местное среднее солнечное время Гринвичского меридиана называется всемирным временем — Universal Time (сокращённо UT).
Зная всемирное время и географическую долготу какого-либо пункта, можно легко определить его местное время:
T1 = UT + λ1.
Эта формула также позволяет находить географическую долготу по всемирному времени и местному времени, которое определяется из астрономических наблюдений.
Однако, если бы в повседневной жизни мы с вами пользовались местным временем, то по мере передвижения между населёнными пунктами, находящимися восточнее или западнее постоянного места проживания, нам бы приходилось непрерывно передвигать стрелки часов.
Для примера, давайте определим, на сколько позже наступает полдень в Санкт-Петербурге по сравнению с Москвой, если их географическая долгота заранее известна.
Иными словами, в Санкт-Петербурге полдень наступит примерно на 29 мин 12 с позднее, чем в Москве.
Возникающие неудобства столь очевидны, что в настоящее время практически всё население земного шара пользуется поясной системой счёта времени. Она была предложена преподавателем из США Чарльзом Даудом в 1872 году для использования на железных дорогах Америки. А уже в 1884 году в Вашингтоне прошла Международная меридианная конференция, итогом которой стала рекомендация применения гринвичского времени в качестве всемирного времени.
Согласно этой системе, весь земной шар разделён на 24 часовых пояса, каждый из которых простирается по долготе на 15° (или на один час). Часовой пояс Гринвичского меридиана считается нулевым. Остальным же поясам в направлении от нулевого на восток присвоены номера от 1 до 23. В пределах одного пояса во всех пунктах в каждый момент поясное время одинаково, а в соседних поясах оно отличается ровно на один час.
Таким образом, поясное время, которое принято в конкретном месте, отличается от всемирного на число часов, равных номеру его часового пояса:
Т = UT + n.
Если посмотреть на карту часовых поясов, то не трудно заметить, что их границы совпадают с меридианами только в малонаселённых местах, на морях и океанах. В остальных же местах границы поясов для большего удобства проведены по государственным и административным границам, горным хребтам, рекам и другим естественным рубежам.
Также от полюса до полюса по поверхности земного шара проходит условная линия, по разные стороны которой местное время отличается почти на сутки. Эта линия получила название линии перемены даты. Она примерно проходит по меридиану 180о.
В настоящее время более надёжным и удобным временем считается атомное время, которое было введено Международным комитетом мер и весов в 1964 году. А эталоном времени были приняты атомные часы, ошибка хода которых примерно составляет одну секунду за 50 тысяч лет. Поэтому с 1 января 1972 года страны земного шара ведут счёт времени по ним.
Для счёта длительных промежутков времени, в которых устанавливается определённая продолжительность месяцев, их порядок в году и начальный момент отсчёта лет, был введён календарь. В его основе лежат периодические астрономические явления: вращение Земли вокруг оси, изменение лунных фаз, обращение Земли вокруг Солнца. При этом любая календарная система (а их насчитывается более 200) опирается на три основные единицы измерения времени: средние солнечные сутки, синодический месяц и тропический (или солнечный) год.
Напомним, что синодический месяц — это промежуток времени между двумя последовательными одинаковыми фазами Луны. Он примерно равен 29,5 суток.
А тропический год — это промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия. Его средняя продолжительность с 1 января 2000 года составляет 365 д 05 ч 48 мин 45,19 с.
Как видим, синодический месяц и тропический год не содержат в себе целого числа средних солнечных суток. Поэтому многие народы по-своему пытались согласовать сутки, месяц и год. Это, в последствии, и привело к тому, что в разное время у разных народов была своя календарная система. Однако все календари можно условно разделить на три типа: лунные, лунно-солнечные и солнечные.
В лунном календаре год делится на 12 лунных месяцев, которые попеременно содержат в себе 30 или 29 суток. Вследствие этого, лунный календарь короче солнечного года примерно на десять суток. Такой календарь получил широкое распространение в современном исламском мире.
Лунно-солнечные календари самые сложные. В их основе лежит соотношение, что 19 солнечных лет равны 235 лунным месяцем. Вследствие этого, в году содержится 12 или 13 месяцев. В настоящее время такая система сохранилась в еврейском календаре.
В солнечном календаре за основу берётся продолжительность тропического года. Одним из первых солнечных календарей считается древнеегипетский календарь, созданный примерно в 5 тысячелетии до нашей эры. В нём год делился на 12 месяцев по 30 дней в каждом. А в конце года добавлялось ещё 5 праздничных дней.
Непосредственным предшественником современного календаря был календарь, разработанный 1 января 45 года до нашей эры в Древнем Риме по приказу Юлия Цезаря (отсюда и его название — юлианский).
Он содержал в себе 365,25 суток, что соответствовало известной в то время длине тропического года. Для удобства в нём три года считалось по 365 суток. А в каждый год, кратный четырём, добавлялись одни дополнительные сутки в феврале. Такой год был назван високосным.
Но и юлианский календарь не был совершенным, так как в нём продолжительность календарного года отличалась от тропического года на 11 минут и 14 секунд. Казалось бы, всего-ничего. Но к середине 16 века было замечено смещение дня весеннего равноденствия, с которыми связаны церковные праздники, на 10 суток.
Чтобы компенсировать накопившуюся ошибку и избежать подобного смещения в будущем, в 1582 году римский папа Григорий XIII провёл реформу календаря, передвинувшую счёт дней на 10 суток вперёд.
При этом, чтобы средний календарный год лучше соответствовал солнечному, Григорий XIII изменил правило високосных лет. По-прежнему високосным оставался год, номер которого кратен четырём, но исключение делалось для тех, которые были кратны ста. Такие годы были високосными только тогда, когда делились ещё и на 400. Например, 1700, 1800 и 1900 годы являлись простыми. А вот 1600 год и 2000 — високосными.
Исправленный календарь получил название григорианского календаря или календаря нового стиля.
В России новый стиль был введён лишь в 1918 году. К этому времени между ним и старым стилем накопилось разница в 13 дней.
Однако старый календарь всё ещё жив в памяти многих людей. Именно благодаря ему во многих странах бывшего СССР в ночь с 13 на 14 января отмечается «старый Новый год».