истинная
долгота Солнца в начальную эпоху
Л0 = Х0 + с = 333;8° = 3;8° Рыб.
67.	В главе 8 излагается методика определения истинной долготы Солнца AQ в
произвольный момент времени t При этом последовательно определяются:
    1)	интервал At = t - t0 от начальной эпохи до заданного момента; для Солнца
не требуется производить преобразование промежутка истинного времени At,
полученного из наблюдений, в промежуток среднего времени At, для которого
составлены таблицы, поскольку разность долгот, обусловленная уравнением
времени, в случае Солнца не превосходит 0;2° [РА, р.172, п.70];
2)	приращение средней эксцентрической аномалии Ак (= ДА~0), соответствующее
At, по таблице гл.2 (см. рис. 3-G);
3)	средняя аномалия к = кп + Ак;

4)	средняя долгота Солнца AQ = к + ХА = к0 + Дк + Л^;
    5)	уравнение с, соответствующее Дк, по таблице гл.6, причем с < 0, если
0° < Дк < 180°   и   о 0,   если 180° < Дк < 360°;
6)	истинная долгота Солнца AQ = AQ + с.

    Птолемей в своих вычислениях нередко опре-
деляет также истинную эксцентрическую аномалию
Солнца к = к + с.
    Примеры определения средней долготы Солнца
согласно методике Птолемея см. в коммент. 26, 28,
30, 70 к кн.IV, коммент. 14 к KH.V и др.
68.  В  настоящей главе Птолемей исследует
ТО   понятие уравнения времени.  Предварительно он
дает несколько важных определений, касающихся
измерения суток. Птолемей различает следующие
три категории суток.
                           1.  Звездные,   или  сидерические,   сутки   (эти
Рис. 3-G	термины он не использует в явном виде) — период,
                                     в течение которого сфера звезд совершает 
один
оборот вокруг полюсов равноденственного круга относительно горизонта или
меридиана. Звездные сутки есть величина постоянная.
    2. Истинные солнечные сутки (сшвцсАа уих6т)цера, букв, «неравномерные дни») 
—
промежуток между двумя последовательными прохождениями Солнца через линию
горизонта или меридиана. Отсчет суток от горизонта (от восхода до восхода или
от заката до заката) был широко распространен в античности, однако он был
неудобен с астрономической точки зрения, так как получающаяся в результате
временная единица зависела от широты места и сезонов. Если же вести отсчет
суток от момента прохождения центра Солнца через меридиан, то указанная
зависимость будет устранена. При этом истинные солнечные сутки будут изменяться
с течением времени по двум причинам: во-первых, в силу неравномерности движения
Солнца по эклиптике (ускорения в окрестности перигея и замедления в окрестности
апогея), во-вторых, потому что Солнце движется не по экватору, а по эклиптике,
которая пересекает меридиан под различными углами на протяжении года. Поэтому,
даже если предположить, что движение Солнца по эклиптике равномерно, тем не
менее, ее равные дуги будут пересекать меридиан за неравные промежутки времени,
что и приводит к неравенству суток.
    3. Средние солнечные сутки (бшЛа \ч)х6т)цера, букв, «равномерные дни») —
это промежуток времени, в течение которого равноденственный круг перемещается
суточным вращением относительно горизонта или меридиана на постоянный угол
360° + 0;59°, как если бы в плоскости небесного экватора равномерно двигалась
точка со скоростью, равной средней угловой скорости Солнца.
    Фактически Птолемей здесь использует понятие «среднего экваториального
Солнца», не определяя его в явном виде. Средние солнечные сутки больше звездных
суток на величину среднего суточного движения Солнца по долготе в направлении,
обратном суточному вращению.
    Средние солнечные сутки, определенные таким образом, лежат в основе таблиц
средних движений Солнца, Луны и планет. Они задают линейную равномерную
шкалу среднего солнечного времени U Однако реальные солнечные сутки,
наблюдаемые астрономически, не совпадают с этой теоретической величиной,
поскольку их продолжительность меняется с течением времени. Они образуют шкалу
истинного солнечного времени t. Соотношение между ними можно записать в виде
t - 7 = Е,
где Е — величина, известная в современной астрономии под названием «уравнения
времени». Происхождение этого термина остается невыясненным. Античные астро-

номы им не пользовались. Соответствующая величина в византийской, исламской
и латинской астрономической литературе называлась «уравнением дня» (на 
латинском
equatio dierum) [НАМА, р.61, n.2; SA, р.154-155].
    69.	Истинная скорость Солнца равняется его средней скорости в точках 
эксцент-
ра, где истинная эксцентрическая аномалия к равна 90° или 270° и уравнение
с = с     = 2;23° (рис. 3-D). Когда Солнце переходит из одной такой точки в 
дру-