Nasze Gwiazdozbiory

 

 

 

 

 

 

Jednostki czasu

 

        Przy pomiarach czasu przywyklimy u篡wa dwu naturalnych jednostek podstawowych: doby i roku. Jeden obr鏒 Ziemi wok馧 osi trwa jedn dob, jeden obieg Ziemi wok馧 S這鎍a - rok. Oba te ruchy 章cznie s przez nas obserwowane jako dzienny (dobowy) ruch nieba. Jednak ani obr鏒 Ziemi, ani obieg Ziemi wok馧 S這鎍a nie s ca趾owicie regularne. Te nieprawid這woci w ruchu naszej planety, a tak瞠 z這瞠nie ruchu obrotowego i obiegowego Ziemi, odczuwane jako obserwowany ruch nieba, sprawiaj, 瞠 pozorny dobowy ruch nieba i zwi頊ane z nim pozorne ruchy S這鎍a i gwiazd na niebie nie pozwalaj na dok豉dny pomiar czasu. Ale dla cel闚 篡cia codziennego dok豉dno jednostki czasu opartej na obrocie Ziemi jest ca趾owicie wystarczaj鉍a. R闚nie astronomowie nie musz w swojej pracy u篡wa zegar闚 atomowych, gdy niedok豉dno czasu efemeryd, tj. czasu, kt鏎ego definicja opiera si na ruchu Ziemi wok馧 S這鎍a, nie przewy窺za 5 s w ci鉚u tysi鉍a lat. Tak瞠 i nam dla zapoznania si z niebem wystarcz jednostki zwi頊ane z dobowym ruchem gwiazd i S這鎍a po niebie.

        Ziemia na swej drodze wok馧 S這鎍a porusza si w kierunku przeciwnym ni dobowy ruch sfery niebieskiej, a zatem z zachodu na wsch鏚. To sprawia, 瞠 odst瘼 czasu pomi璠zy dwoma nast瘼uj鉍ymi po sobie przejciami S這鎍a przez po逝dnik miejscowy - tzw. doba s這neczna jest w przybli瞠niu o 4 min d逝窺za od doby gwiazdowej, czyli od odst瘼u czasu mi璠zy dwoma nast瘼uj鉍ymi po sobie przejciami dowolnie wybranej gwiazdy przez po逝dnik miejscowy. Obr鏒 Ziemi narzuca nam zatem dwa rodzaje czasu: s這neczny i gwiazdowy, w zale積oci od tego czy ruch obrotowy Ziemi odnosimy do S這鎍a, czy te do gwiazd. W 篡ciu codziennym jest jednak wygodniej opiera si na nast瘼stwie dni i nocy, a zatem na czasie zwi頊anym z obserwowanym ruchem S這鎍a po niebie. Do identyfikacji gwiazd i innych cia niebieskich wygodniejszy jest czas gwiazdowy, gdy jest on zwi頊any z ruchem tych cia po niebie.

Czas s這neczny

        Jak ju wspomnielimy, Ziemia nie obiega S這鎍a z jednostajn pr璠koci. Aby odbicie ruchu obiegowego Ziemi w obserwowanym ruchu S這鎍a na niebie by這 jeszcze bardziej skomplikowane, p豉szczyzna r闚nika niebieskiego nie le篡 w p豉szczynie orbity Ziemi, ale jest nachylona do niej pod k靖em 23,4. S這鎍e zatem nie porusza si po niebie jednostajnie, a odst瘼 czasu up造waj鉍y pomi璠zy dwoma nast瘼uj鉍ymi po sobie przejciami S這鎍a przez po逝dnik miejscowy zmienia si w ci鉚u roku z dnia na dzie. Czas oparty na obserwowanym ruchu S這鎍a po niebie nazywamy czasem prawdziwym s這necznym; wskazuj go nam zegary s這neczne. Poniewa jednak nie up造wa on jednostajnie, nie jest u篡teczny dla potrzeb 篡cia codziennego, tote na co dzie stosujemy czas redni s這neczny, kt鏎ego jednostka, rednia doba s這neczna, jest sta豉. rednia doba s這neczna jest zdefiniowana podobnie jak prawdziwa doba s這neczna, z tym 瞠 zamiast S這鎍a prawdziwego wprowadzamy fikcyjne S這鎍e rednie, poruszaj鉍e si po r闚niku niebieskim ruchem jednostajnym. R騜nica pomi璠zy czasem prawdziwym s這necznym i czasem rednim w niekt鏎ych dniach roku si璕a a 16 min.

Czas strefowy

        Poniewa ka盥y po逝dnik na powierzchni Ziemi ma sw鎩 w豉sny czas miejscowy s這neczny, prawdziwy lub redni, ze wzgl璠闚 praktycznych musiano dokona dalszej reformy czasu. W roku 1884 zosta wprowadzony tzw. czas strefowy. Kula ziemska zosta豉 podzielona na strefy pomi璠zy po逝dnikami odleg造mi od siebie o 15, co w jednostkach czasowych odpowiada dok豉dnie 1 h (pr璠ko ruchu obrotowego Ziemi wynosi w przybli瞠niu 360/24 h). W ka盥ej strefie u篡wa si tego samego czasu, kt鏎y jest r闚ny redniemu czasowi s這necznemu po逝dnika przechodz鉍ego przez rodek strefy. Czasem strefowym pos逝gujemy si w 篡ciu codziennym i odmierzaj go nasze dobrze znane zegary.

        Podstawowym czasem na Ziemi jest czas uniwersalny (UT), odpowiadaj鉍y redniemu czasowi s這necznemu po逝dnika przechodz鉍ego przez Greenwich, czyli po逝dnika o d逝goci geograficznej 0. W kierunku na wsch鏚 w ka盥ej dalszej strefie czasowej mamy czas o jedn godzin pniejszy ni w strefie poprzedzaj鉍ej, natomiast w kierunku zachodnim o jedn godzin wczeniejszy. Analogicznie czas uniwersalny jest r闚ny czasowi strefowemu pomniejszonemu o wyra穎n w godzinach d逝go geograficzn rodkowego po逝dnika danej strefy czasowej. D逝go geograficzna wyra穎na w godzinach ma znak minus na wsch鏚 i znak plus na zach鏚 od Greenwich.

        Europa rodkowa, w kt鏎ej si znajdujemy, le篡 w strefie s零iaduj鉍ej od wschodu ze stref po逝dnika Greenwich. Czas naszej strefy nosi nazw czasu rodkowoeuropejskiego. Jest to miejscowy czas redni s這neczny po逝dnika 15 wschodniej d逝goci geograficznej, tj. po逝dnika przechodz鉍ego m.in. przez Zgorzelec. Tutaj S這鎍e kulminuje o godzin wczeniej ni na po逝dniku o d逝goci geograficznej 0, st鉅 czas rodkowoeuropejski jest w stosunku do czasu uniwersalnego przesuni皻y o godzin naprz鏚. Dany moment wyra穎ny w czasie rodkowoeuropejskim jest r闚ny czasowi uniwersalnemu powi瘯szonemu o jedn godzin.

        W niekt鏎ych pa雟twach, r闚nie w Polsce, wprowadza si tzw. czas letni. Jest to czas przesuni皻y sztucznie zwykle o godzin do przodu w stosunku do czasu strefowego. Czas letni stosuje si na og馧 od wiosny do jesieni (u nas w miesi鉍ach od kwietnia do wrzenia). W czasie letnim wszystkie zjawiska na niebie widzimy o jedn godzin pniej w stosunku do czasu strefowego, w kt鏎ym na og馧 publikowane s momenty tych zjawisk.

Linia zmiany daty

        Z praktycznym u篡ciem czasu wi嘀 si jeszcze dalsze problemy. Tak na przyk豉d, gdy w strefie czasu uniwersalnego jest godzina 23, to u nas, w strefie czasu rodkowoeuropejskiego, zaczyna si w豉nie nast瘼na doba. Gdzie jednak jest miejsce, w kt鏎ym po raz pierwszy na kuli ziemskiej spotyka si poprzedni dzie z nowym? Aby ta tzw. linia zmiany daty w jak najmniejszym stopniu narusza豉 normalny porz鉅ek rzeczy, trzeba j by這 ustali w miejscach mo磧iwie ma這 zaludnionych. St鉅 linia zmiany daty le篡 w pobli簑 po逝dnika 180 d逝goci geograficznej i przechodzi przez Ocean Spokojny, omijaj鉍 przyl鉅ki i wyspy. Przy przejciu przez lini zmiany daty przechodzimy zatem z jednego dnia w drugi.

        Gdy przelatujemy samolotem nad lini zmiany daty albo przep造wamy j okr皻em w kierunku na wsch鏚, data zmienia si o jeden dzie wstecz. Gdy przekraczamy lini zmiany daty w kierunku na zach鏚, dat przesuwamy o jeden dzie do przodu.

Czas gwiazdowy

        Aby zale積o pomi璠zy czasem gwiazdowym i rektascensj cia豉 niebieskiego by豉 mo磧iwie prosta, czas gwiazdowy definiuje si w odniesieniu do punktu r闚nonocy wiosennej, maj鉍ego rektascensj r闚n 0h. Dob gwiazdow nazywamy zatem odst瘼 czasu up造waj鉍y mi璠zy dwiema nast瘼uj鉍ymi po sobie g鏎nymi kulminacjami punktu r闚nonocy wiosennej. Z tej definicji czasu gwiazdowego wynika, 瞠 przez po逝dnik miejscowy przechodz cia豉, kt鏎ych rektascensja jest dok豉dnie r闚na miejscowemu czasowi gwiazdowemu. Wystarczy zatem zna czas gwiazdowy w danym momencie, aby wiedzie, jakie gwiazdy w豉nie kulminuj w po逝dniku.

        Punkt r闚nonocy wiosennej pod wp造wem oddzia造wania grawitacyjnego S這鎍a, Ksi篹yca i planet zmienia swoje po這瞠nie wr鏚 gwiazd. Dlatego te, gdy chcemy wyrazi si dok豉dnie, musimy - podobnie jak przy czasie s這necznym - m闚i o prawdziwym i rednim czasie gwiazdowym. R騜nica pomi璠zy nimi jest jednak nieznaczna, 0,0084 s, st鉅 nie pope軟imy wielkiego b喚du zak豉daj鉍, 瞠 doba gwiazdowa ma sta章 d逝go.

        Jak ju wspomnielimy, doba gwiazdowa jest w przybli瞠niu o 4 min (dok豉dnie o 3 min 56,555 s) kr鏒sza od redniej doby s這necznej. Aby przeliczy czas s這neczny na czas gwiazdowy, musimy jeszcze wiedzie, kiedy oba te czasy s sobie r闚ne. Nast瘼uje to co roku w dniu r闚nonocy jesiennej o p馧nocy. Od tego momentu czas gwiazdowy wyprzedza redni czas s這neczny codziennie w przybli瞠niu o 4 min, a co miesi鉍 o 2 h.

        Dla naszych potrzeb czas gwiazdowy mo瞠my wyznaczy w nast瘼uj鉍y spos鏏: do czasu strefowego, u篡wanego w 篡ciu codziennym, w danym dniu roku dodamy 2 h pomno穎ne przez ca趾owit liczb miesi璚y, kt鏎e up造n窸y od 23 wrzenia do danej daty, i dodamy ponadto 4 min pomno穎ne przez liczb dni, jakie pozosta造 w ostatnim niepe軟ym miesi鉍u. Gdy otrzymamy warto wi瘯sz ni 24 h, odejmiemy od niej 24 h. Otrzymany rezultat jest czasem gwiazdowym centralnego po逝dnika danej strefy czasowej.

STRONA G紟NA

 

 

ASTROFOTOGRAFIA

 

P茛NOCNY CI乎 BIEGUNOWY

 

JASNOCI GWIAZD

 

TELESKOPY ASTRONOMICZNE

 

ZJAWISKA WIETLNE W ATMOSFERZE

 

JEDNOSTKI CZASU

 

RUCH SΜ哸A

 

RUCH KSI坒YCA

 

ZA鱟IENIA

 

POWR紘

 

 

 

 

Opracowano na podstawie ksi嘀ki E.Pittich D.Kalmancok - "Niebo na d這ni"