b'\n_START_ARTICLE_\nSiderski \xc4\x8das\n_START_PARAGRAPH_\nSid\xc3\xa9rski \xc4\x8d\xc3\xa0s ali zv\xc3\xa9zdni \xc4\x8d\xc3\xa0s je \xc4\x8das s katerim merimo lego Zemlje pri njenem vrtenju okrog svoje osi glede na oddaljene zvezde. Siderski \xc4\x8das je dolo\xc4\x8den kot \xc4\x8dasovni kot pomladi\xc5\xa1\xc4\x8da. Ko je poldnevnik pomladi\xc5\xa1\xc4\x8da v nadglavi\xc5\xa1\xc4\x8du opazovalca, je zanj krajevni zvezdni \xc4\x8das enak 00\xc2\xa0:00 h. Krajevni zvezdni \xc4\x8das se za vsakih 15\xc2\xb0 proti vzhodu pove\xc4\x8da za 1 h, proti zahodu pa zmanj\xc5\xa1a za 1 h. Grinvi\xc5\xa1ki zvezdni \xc4\x8das (GST) je \xc4\x8dasovni kot pomladi\xc5\xa1\xc4\x8da na grinvi\xc5\xa1kem poldnevniku (ni\xc4\x8delni, greenwi\xc5\xa1ki poldnevnik). Grinvi\xc5\xa1ki zvezdni \xc4\x8das se od univerzalnega \xc4\x8dasa UT1 razlikuje za stalno razmerje (GST = 1, 00273790935 \xc2\xb7 UT1)._NEWLINE_To je tudi \xc4\x8das, ki ga dolo\xc4\x8da navidezno gibanje pomladi\xc5\xa1\xc4\x8da. Gibanje pomladi\xc5\xa1\xc4\x8da je zelo blizu gibanju zvezd, od njega se zelo malo razlikuje zaradi precesije Zemljine vrtilne osi.\n_START_SECTION_\nUporaba\n_START_PARAGRAPH_\nZvezdni \xc4\x8das uporabljajo astronomski observatoriji, ker je delo z njim enostavnej\xc5\xa1e. Lega nebesnih teles na nebu se obi\xc4\x8dajno podaja z dvema koordinatama horizontskega koordinatnega sistema: rektascenzijo in deklinacijo. Ko je zvezdni \xc4\x8das na kraju opazovanja enak rektascenziji, je telo najvi\xc5\xa1je na nebu (kulminacija). To je tudi najprimernej\xc5\xa1i \xc4\x8das za opazovanje._NEWLINE_Osnovna enota siderskega \xc4\x8dasa je zvezdni ali siderski dan.\n_START_SECTION_\nZvezdni in Son\xc4\x8dev dan\n_START_PARAGRAPH_\nSon\xc4\x8dev dan se dolo\xc4\x8da s pomo\xc4\x8djo navideznega dnevnega gibanja Sonca na nebu. Tako je krajevni poldan dolo\xc4\x8den kot trenutek, ko je Sonce najvi\xc4\x8dje na nebu (v kulminaciji). V \xc4\x8dasu, ko Zemlja naredi en obrat okrog svoje osi, se premakne za pribli\xc5\xbeno 1\xc2\xb0 na svoji poti okrog Sonca. Zaradi tega mora narediti pri svojem vrtenju okrog osi \xc5\xa1e dodatni kot, da pride Sonce v najvi\xc5\xa1jo to\xc4\x8dko. To pomeni, da je zvezdni dan malo kraj\xc5\xa1i (za pribli\xc5\xbeno 4 minute) od Son\xc4\x8devega dneva (glej sliko). Pri tem smo seveda upo\xc5\xa1tevali, da se smer proti oddaljeni zvezdi ni spremenila (zanemarljiva paralaksa)._NEWLINE_Navidezno Sonce potuje okrog Zemlje, za pot potrebuje 1 leto. Tako je v enem letu 1 Son\xc4\x8dev dan manj kot je zvezdnih dni. Zaradi tega je zvezdni dan pribli\xc5\xbeno 365,24/366,24 Son\xc4\x8devega dne, ki ima 24 h. To nam da za zvezdni dan 23 ur 56 minut in 4,1 sekund (86.164,1 sekund). Zemeljska os nima stalne smeri, saj naredi v pribli\xc5\xbeno 25.765 letih krog. To \xc4\x8dasovno obdobje se imenuje platonsko ali veliko leto in je posledica precesije enakono\xc4\x8dij. Zaradi tega se gibljejo zvezde navidezno malo bolj zapleteno. Za uporabo v astronomiji in geodeziji je primerneje, \xc4\x8de vzamemo, da koordinatni sistem precesira. Na ta na\xc4\x8din postane vrtenje Zemlje skoraj konstantno, izgleda pa kot, da se zvezde vrtijo s periodo 25.765 let'