Podstawy astronomii Ruch roczny Słońca na sferze niebieskiej Rozdział 4 Konsekwencją ruchu obrotowego Ziemi wokół własnej osi (z zachodu na wschód) jest codzienny wschód Słońca, jego górowanie w południe i zachód wieczorem. Baczna obserwacja tych zjawisk wykazuje, że nie przebiegają one stale w taki sam sposób. Miejsca wschodu i zachodu Słońca na horyzoncie nie są te same w ciągu roku. Podobnie zmienia się wysokość górowania. Tak samo długość dnia ulega w ciągu roku wyrażnym wahaniom.
Słońce porusza się (widzialny z Ziemi, pozorny ruch Słońca) po ekliptyce, nachylonej do równika pod kątem ε = 23°26'. Jego rektascensja i deklinacja zmieniają się w ciągu doby (rektascensja ok. 1°/dobę, deklinacja
Wzdłuż ekliptyki ciągnie się tzw. pas zodiakalny, który składa się z 12 gwiazdozbiorów. Wiosenne
Letnie
Jesienne
Zimowe
Słońce przebywa w danym znaku średnio przez jeden miesiąc.
Granice stref klimatycznych Jednym z następstw rocznego ruchu Słońca po ekliptyce jest możliwość wyróżnienia na Ziemi pięciu stref zwanych tradycyjnie, choć nieściśle, klimatycznymi, a będących właściwie obszarami rozgraniczanymi za pomocą kryteriów określających cechy oświetlenia tych obszarów. Wyróżniamy: strefę gorącą, dwie strefy umiarkowane i dwie strefy polarne. Strefa gorąca to obszar na powierzchni Ziemi, w którym górowanie Słońca może zachodzić w zenicie. Dla gwiazd górujących w zenicie zachodzi warunek: φ = δ Maksymalna i minimalna deklinacja Słońca są odpowiednio równe +23°26' i −23°26'. Tym samym obszar gorący rozciąga się od −ε ≤ φ ≤ +ε Wartości krańcowe określają szerokości geograficzne zwrotników Raka (φmax = +ε) i Koziorożca (φmin = −ε). Zwrotniki te są granicznymi równoleżnikami pomiędzy strefą gorącą a strefami umiarkowanymi.
Strefy polarne oddzielone są od stref umiarkowanych kołami podbiegunowymi. Począwszy od kół podbiegunowych rozpoczynają się zjawiska dni i nocy polarnych, tzn. Słońce jest tam przez około pół roku gwiazdą nie zachodzącą, a następną część roku gwiazdą nie wschodzącą. φ = 90° − ε = 66°34' natomiast południowego φ = −90° + ε = −66°34'
Pory roku
Pory roku są również skutkiem widomego ruchu rocznego Słońca po ekliptyce nachylonej pod kątem 23°5 do równika. Gdyby ekliptyka leżała w tej samej płaszczyźnie co równik ziemski, nasłonecznienie poszczególnych rejonów byłoby ciągle takie samo i nie obserwowalibyśmy zmian pór roku.
Długość dnia i nocy
W wyniku ruchu obrotowego Ziemi dookoła własnej osi Słońce, oraz wszystkie inne ciała niebieskie, wykonując pozorny ruch dobowy. Po wschodzie Słońca ponad horyzont mamy dzień, a po zachodzie Słońca zapada noc. Wzory umożliwiające obliczenie czasu wschodu i zachodu Słońca, oraz miejsca na horyzoncie, w jakim to zjawisko nastąpi wyprowadza się rozwiązując tzw. trójkąt paralaktyczny, to jest trójkąt rozpięty na sferze (rys. 18).
W trójkątach paralaktycznych, w odróżnieniu od trójkątów płaskich suma wszystkich kątów może być większa od 180°. Wyobraźmy sobie na przykład trójkąt sferyczny ABC (Rys. 19), którego dwa boki tworzą dwa południki, a trzecim bokiem jest zawarty pomiędzy tymi południkami równik. Południki przecinają się z równikiem pod kątem prostym, suma tych dwóch kątów już jest równa 180°. Reguły rozwiązywania trójkątów są inne niż trójkątów płaskich. Dla naszych celów podamy tylko dwa, najczęściej używane w trygonometrii sferycznej, wzory. Pierwszym jest tzw. wzór kosinusów, służący do poszukiwania długości cos a = cos b cos c + sin b sin c cos A Drugim jest wzór sinusów, mówiący, że iloraz sinusa boku do sinusa kąta leżącego naprzeciwko niego, jest liczbą stałą dla danego trójkąta. sin a
sin A
=
sin b
sin B
=
sin c
sin C
Przypomnijmy, że czas słoneczny, zgodnie ze wzorem [T b) gdy zachodzi. W sytuacji b), stosujemy wzór kosinusowy [cos a = cos b cos c + sin b sin c cos A] do boku 90°, aby wyznaczyć kąt godzinny momentu zachodu tW. Następnie ten sam wzór stosujemy do boku 90° + |δ|, aby znaleźć położenie Słońca na horyzoncie AW w momencie zachodu. W pierwszym przypadku mamy: cos 90° = cos (90° − φ)cos(90° + |δ|)+sin(90° − φ)sin(90° + |δ|)cos tW Po zastosowaniu trygonometrycznych wzorów redukcyjnych
cos(90° − α) = sin α, sin(90° − α) = cos α, można powyższe równanie zapisać w prostszej postaci: 0 = sin φ(− sin |δ|) + cos φ cos|δ| cos tW Następnie dzieląc przez cos φ cos δ otrzymujemy: cos tW = tan φ tan|δ|
Czas słoneczny, odpowiadający tej chwili otrzymamy zgodnie z równaniem [T
T Dla obliczenia azymutu stosujemy wzór kosinusowy do boku 90° + δ, otrzymując kolejno:
cos(90° + |δ|) = cos(90° − φ)cos 90° + sin(90° − φ) sin 90° cos(360° −AW), cos AW = −
sin |δ|
cos φ
Ze względu na symetryczne położenie punktów wschodu i zachodu w stosunku do południka miejscowego, wystarczy obliczyć tylko azymut i kąt godzinny punktu wschodu, ponieważ dla punktu zachodu zachodzi:
T
Wzory te są przybliżone, nie uwzględniają pewnych błędów obserwacyjnych np. refrakcji. Należy też pamiętać, że podajemy moment czasu w skali czasu prawdziwego, a nie średniego, i że obie skale związane są ze sobą równaniem [T cos tW = tan(|− 23°26'|) tan 52° = tan 23°26' tan 52° = 0.556534, stąd tW = arccos(0.556534) = 56°183528, a po przeliczniu na godziny tW = 56°183528 *
24h
360°
= 3h 745569 = 3h44m44s
Prawdziwy czas słoneczny zachodu [równanie T
T
Taki jest moment zachodu Słońca w czasie prawdziwym. Czas, jakim posługujemy się na codzień jest średnim czasem słonecznym. Aby zamienić czas słoneczny prawdziwy na średni, trzeba zgodnie z równaniem [T
T
Świt, zmierzch, białe noce
Wschód rozpoczyna się w momencie gdy Słońce górnym brzegiem 'dotyka' horyzontu, a zachód w momencie gdy dolny brzeg tarczy słonecznej dotyka horyzontu.
1. zmierzch cywilny, który kończy się w momencie gdy wysokość środka tarczy słonecznej, bez uwzględniania refrakcji wynosi h
2. zmierzch żeglarski, inaczej nawigacyjny, trwa po zakończeniu zmierzchu cywilnego, kończy się gdy h
3. zmierzch astronomiczny, trwa po zakończeniu zmierzchu nawigacyjnego i kończy się w momencie gdy h W odwrotnym porządku następują momenty początkowe świtów:
1. gdy h
2. gdy h
3. gdy h Świt kończy się w momencie wschodu Słońca. Białe noce W strefach polarnych i graniczących z nimi obszarach stref umiarkowanych na obydwu półkulach obserwujemy zjawisko tzw. białych nocy. Polega ono na tym, że zmierzch przechodzi bezpośrednio w świt gdyż Słońce nie schodzi niżej pod horyzont niż na wysokość −6°. Zatem warunkiem zaistnienia białej nocy na danym obszarze jest nie mniejsza niż −6° wysokość Słońca w czasie dołowania:
− 6° < h Ponieważ wysokość dołowania dowolnego obiektu na półkuli północnej wyraża się wzorem: hd = φ − 90° + δd
można ten wzór zastosować również do Słońca i wówczas (hd = h
−6° < φ − 90° + δ Białe noce mogą więc zachodzić dla szerokości
84° − δ
Okres czasu, w którym występuje sezon białych nocy dla danej szerokości można wyznaczyć przekształcając nierówność [84°−δ
84° − φ < δ
Np. W dniu przesilenia letniego δ 60°34' < φ < 66°34'
Wdniu równonocy wiosennej i jesiennej δ 84° < φ < 90°
Trzeba przy tym pamiętać, że deklinacja Słońca δ Zadania
1. Gdzie leżałyby koła podbiegunowe, a gdzie zwrotniki, gdyby c) ε = 90°, d) ε = 9° ? Odpowiedź: (a) ± 45°, ± 45°, (b) ± 30°, ± 60°, (c) 0°, ± 90°, (d) ± 90°, 0° 2. Jak wyglądałyby zmiany pór roku i długości dnia i nocy gdyby oś Ziemi była prostopadła do ekliptyki? Odpowiedź: Bez zmian pór roku, noc i dzień po 12h. |
Ziemia znajduje się w nieustannym ruchu. Obraca się wokół własnej osi zjawisko to nazywamy ruchem obrotowym, a jednocześnie dokonuje obiegu wokół Słońca jest to ruch obiegowy. Oś obrotu Ziemi zmienia również położenie w przestrzeni zjawisko to nazywamy ruchem precesyjnym.
Dzisiaj wszyscy wiemy, że Ziemia obraca się wokół osi ziemskiej przechodzącej przez bieguny. Ruchu obrotowego nie odczuwamy, gdyż odbywa się on w sposób prawie idealnie jednostajnie, natomiast odnosimy wrażenie, że ciała niebieskie poza Ziemią-Słońce, planety, gwiazdy- krążą wokół nas, poruszając się na sferze niebieskiej ze wschodu na zachód. Widome, pozorne ruchy ciał niebieskich wskazują nam rzeczywisty kierunek obrotu Ziemi wokół osi. Ruch Ziemi wokół własnej osi odbywa się z zachodu na wschód. W trakcie obrotu wokół swej osi Ziemia zwraca się ku Słońcu coraz to inną częścią powierzchni. Powoduje to, że na półkuli oświetlonej jest dzień, a na nie oświetlonej noc. Są to najważniejsze konsekwencje ruchu obrotowego na Ziemi, gdyż maja one decydujący wpływ na życie na naszej planecie. Ruch obrotowy Ziemi jest powodem spłaszczenia Ziemi przy biegunach. Różnica w długości promienia biegunowego i równikowego powoduje zróżnicowanie siły przyciągania ziemskiego. Przyciąganie ziemskie rośnie ze wzrostem szerokości geograficznej.
Nieustanny obrót Ziemi wokół osi z zachodu na wschód powoduje ciągłą zmianę jej ustawienia względem Słońca. Czasy miejscowe zmieniają się. Dla jednych punktów Słońce wschodzi, dla innych góruje, a dla innych zachodzi. Posługiwanie się czasami miejscowymi poszczególnych południków byłoby uciążliwe w codziennym życiu. Podróżując ze wschodu na zachód, należałoby po dotarciu do każdego następnego południka cofać wskazówki zegara o 4 minuty. W 1884 roku, gdy zaczęła się rozwijać się komunikacja kolejowa , wprowadzono na podstawie umowy międzynarodowej podział Ziemi na 24 południkowe strefy czasu. Każda strefa liczy sobie 15 stopni długości geograficznej. W całej strefie używa się tego samego czasu , który jest równy czasowi południka przechodzącego przez środek strefy. W strefach bezpośrednio sąsiadujących czasy strefowe różnią się o jedną godzinę. Podstawa ustalania czasów sferowych jest czas miejscowy południka Greenwich, w stosunku do której ustala się czasy strefowe, nazwana została strefą czasu uniwersalnego.
Ruch Słońca na niebie jest wynikiem dwu ruchu, które wykonuje Ziemia: ruchu dziennego, będącego następstwem ruchu obrotowego wokół osi, oraz ruchu obiegowego Ziemi wokół Słońca. Droga, po której Ziemia obiega Słońce nazywa się orbitą. Kształt orbity Ziemi jest zbliżony do elipsy. Ziemia obiega Słońce w odległości około 150 000 000 km.
Czas, jaki upływa między kolejnymi przejściami Słońca przez punkt równonocy wiosennej 21 marca, nazywamy rokiem. W tym dniu słońce pojawia się na tle gwiazdozbioru Barana. Długość tego okresu wynosi 365 dni 5 godzin 48 minut 46 sekund i wydzielono w nim cztery astronomiczne pory roku. Rok kalendarzowy zwykły trwa 365 dni. Rachubę dni rozpoczyna się 1 stycznia, nawiązując do starorzymskiego obyczaju obejmowania władzy przez konsulów w tym dniu. A brakujące 5 godzin 48 minut 46 sekund, składają się one co cztery lata na 1 dobę i wówczas luty ma 29 dni, a cały rok liczy 366 dni. Taki znów okres czasu nazywamy rokiem przestępnym.