Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Astronomia sferyczna i praktyczna  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Sfera niebieska
- Czas i kalendarz
- Astronomia praktyczna i figura Ziemi
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Czas i kalendarz
 
 [ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]

Dla ułatwienia życia codziennego wprowadzono tzw. czas strefowy. Ziemia podzielona została na 24 sektory w długości geograficznej i przyjęto, że w każdym sektorze (strefie) wszystkie zegary nastawia się tak, by pokazywały czas średni słoneczny południka centralnego, którego długość geograficzna wyrażona w stopniach jest podzielna przez 15. Każda strefa obejmuje obszar do 7o,5 w długości geograficznej w obie strony od południka centralnego, z poprawkami na granice państwowe i regionalne (rysunek). W ten sposób czasy w sąsiednich strefach różnią się o pełną godzinę, choć są od tej reguły wyjątki. Polska leży w strefie czasu środkowoeuropejskiego, o godzinę późniejszego od czasu uniwersalnego, a na okres lata wprowadzany jest czas letni, równy czasowi wschodnioeuropejskiemu, późniejszy od UT o 2 h.

... >>>


Strefy czasowe oraz linia zmiany daty wg ustaleń na 1997 r.
Wg HM Nautical Almanac Office.

   

Wzdłuż południka o długości geograficznej 180o przebiega linia zmiany daty (również z poprawkami na granice państwowe). Gdy na linii zmiany daty jest północ, na całej Ziemi panuje ten sam dzień. Zaraz potem między linią zmiany daty a południkiem, na którym panuje północ, pojawia się sektor, w którym jest już dzień następny. Sektor ten z upływem czasu powiększa się kosztem sektora, gdzie panuje dzień poprzedni. Przekraczanie linii zmiany daty podczas podróży dookoła świata prowadzi do pozornej niezgodności rachuby dni u podróżnika z rachubą dni u obserwatora zajmującego stałe położenie na Ziemi.

Rachubę dni w dużych przedziałach czasu nazywa się kalendarzem. Rok kalendarzowy ma dwie cechy: musi zawierać całkowitą (choć z roku na rok być może inną) liczbę dni oraz jego średnia długość musi być możliwie dokładnie równa długości roku zwrotnikowego. Osiąga się to przez narzucenie reguł co do liczby dni w kolejnych latach kalendarzowych. Pierwszy kalendarz, przyjęty ostatecznie prawie w całej Europie, został wprowadzony przez Juliusza Cezara (kalendarz juliański) w 45 r. p.n.e. Trzy kolejne lata tego kalendarza były latami zwyczajnymi, mającymi po 365 dni, a co czwarty rok - rokiem przestępnym, liczącym 366 dni. Średni rok juliański miał więc 365,25 dnia, podczas gdy rok zwrotnikowy ma 365,242199 dnia. Kumulujący się z czasem błąd wymusił reformę kalendarza. Obecnie praktycznie cały świat stosuje tzw. kalendarz gregoriański (od imienia papieża Grzegorza XIII, który w 1582 r. wprowadził go w świecie chrześcijańskim). Reguły kalendarza gregoriańskiego są następujące: większość lat to lata zwykłe, ale rok o numerze podzielnym przez 4 jest rokiem przestępnym, chyba że jego numer dzieli się przez 100 - wówczas pozostaje rokiem zwykłym, pod warunkiem jednak, że nie dzieli się przez 400, gdyż wtedy jest znowu rokiem przestępnym. Np. rok 1900 był zwykły, a rok 2000 jest rokiem przestępnym. W ten sposób średni rok gregoriański ma w cyklu 400-letnim 303 lata zwykłe i 97 przestępnych, a więc liczy 356,2425 dnia. Jest to na tyle zgodne z długością roku zwrotnikowego, że choć są do pomyślenia kalendarze dokładniejsze, obecnie świat nie czuje potrzeby nowej reformy.

Dla wygodnego liczenia dni w dużych przedziałach czasu (co często jest potrzebne w astronomii) wprowadzona została w XVI w. tzw. juliańska rachuba dni (nie ma to nic wspólnego z Juliuszem Cezarem i kalendarzem juliańskim). Polega ona na tym, że momentowi południa czasu uniwersalnego dnia 1 stycznia 4713 r. p.n.e. przypisano liczbę 0.0, i od tej chwili liczy się kolejne doby. W ten sposób np. 1 stycznia 2000 r. w południe UT odpowiada data juliańska 2 451 545.0. Daty juliańskie są publikowane w rocznikach astronomicznych, istnieją też algorytmy na ich obliczanie.

Ruch Ziemi wokół Słońca, niestałość kierunku ziemskiej osi obrotu oraz ruchy samych gwiazd w przestrzeni powodują, że obserwowane współrzędne gwiazd ulegają krótko- i długookresowym zmianom i np. przed wpisaniem do katalogu wymagają uwzględnienia tych właśnie zjawisk. Po pierwsze - wskutek tego, że Ziemia zmienia położenie w wyniku ruchu rocznego, gwiazdy bliskie przesuwają się pozornie na tle "nieskończenie odległych". Zjawisko to nazywa się paralaksą (heliocentryczną lub roczną), taką też nazwę nosi kąt, pod jakim z gwiazdy byłoby widać średni promień ziemskiej orbity, tj. jednostkę astronomiczną. Uwolnienie obserwowanych współrzędnych od paralaksy daje współrzędne, jakie miałaby gwiazda, gdyby obserwowało się ją ze Słońca, a zarazem pomiar paralaksy umożliwia wyznaczenie odległości gwiazdy. Gwiazdy są tak odległe, że paralaksa jest zawsze kątem mniejszym od 1", a pomiary pierwszych paralaks zostały wykonane dopiero w XIX w. Odległość odpowiadająca paralaksie równej 1" jest jednostką wygodną do określania odległości międzygwiazdowych, nazywa się parsekiem (pc) i wynosi około 3 x 1016 m, lub 3,26 roku świetlnego. Zarazem odległość wyrażona w parsekach jest równa odwrotności paralaksy wyrażonej w sekundach kątowych. Z powierzchni Ziemi można mierzyć paralaksy do 0,01", z orbity do 0,001" (satelita Hipparcos), zatem tą najprostszą metodą daje się wyznaczać odległości do 1000 pc, co, niestety, obejmuje nieduży fragment naszej Galaktyki.

Po drugie, ruch Ziemi powoduje wektorowe dodawanie się jej prędkości do prędkości światła, w wyniku czego wszystkie gwiazdy widać nieco bliżej punktu, ku któremu Ziemia akurat zmierza, niż gdyby była ona nieruchoma. Zjawisko to nazywa się aberracją, taką też nazwę nosi kąt tego pozornego przesunięcia. W ruchu okołosłonecznym wektor prędkości Ziemi nieustannie się zmienia, zatem przesunięcie aberracyjne każdej gwiazdy również. W mierze kątowej maksymalna jego wartość może wynosić tyle, ile stosunek prędkości Ziemi do prędkości światła, czyli około 0,0001 radiana, a zatem 20,5". Uwolnienie obserwowanych współrzędnych od aberracji daje współrzędne, jakie miałaby gwiazda, gdyby obserwowało się ją z nieruchomej Ziemi. Do katalogów wpisywane są współrzędne gwiazd poprawione na paralaksę i aberrację.

Grawitacyjne oddziaływanie Księżyca i Słońca na Ziemię (która nie jest dokładnie kulista) powoduje, że jej oś powoli opisuje powierzchnię boczną stożka o rozwartości 2, którego oś jest osią ekliptycznego układu współrzędnych. Innymi słowy, bieguny świata zataczają małe koła o promieniu wokół biegunów ekliptyki. Zjawisko to nazywa się precesją. Okres zataczania się ziemskiej osi wynosi około 24 000 lat, precesja jest więc zjawiskiem powolnym, niemniej wymaga uwzględnienia przy porównywaniu współrzędnych pochodzących z różnych dat. Głównym jej przejawem jest przesuwanie się punktów równonocy po ekliptyce (w kierunku przeciwnym niż roczny ruch Słońca) w tempie około 50" rocznie, co powoduje nieustanne narastanie długości ekliptycznej gwiazd. To wskutek precesji punkt Barana znajduje się obecnie w gwiazdozbiorze Ryb, a blisko północnego bieguna świata leży teraz Gwiazda Polarna. Ponadto oprócz precesji oś ziemska wykonuje tzw. nutację, czyli drobne ruchy okresowe, nakładające się na systematyczny ruch precesyjny. Skutkiem nutacji jest przesuwanie się punktów równonocy niejednostajnie po ekliptyce oraz małe zmiany nachylenia równika do ekliptyki.

Wreszcie położenia gwiazd na niebie zmieniają się z upływem czasu wskutek ruchów samych gwiazd w przestrzeni, przy czym dają się zmierzyć jedynie dla gwiazd niezbyt odległych od Słońca. Te tzw. ruchy własne gwiazd, czyli ich przesunięcia w rektascensji i deklinacji w ciągu np. stulecia, również publikowane są w katalogach. Wszystkie te zjawiska muszą być uwzględnione, zanim współrzędne gwiazdy zostaną podane w katalogu. Katalogi gwiazd sporządzane są z reguły na datę wyrażającą się okrągłą liczbą lat, np. na początek roku 2000 (mówi się wtedy, że epoką katalogu jest rok 2000).

 [ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach