Katalog

Maria Brodowska
Geografia, Artykuły

Ruchy Ziemi: rok, miesiąc, doba

- n +

Ruchy ziemi - rok, miesiąc, doba

Poznanie prawdziwego ruchu Ziemi dookoła Słońca związane jest z nazwiskiem wielkiego polskiego astronoma Mikołaja Kopernika. Poznanie tego ruchu oraz jego skutków jest konieczne ze względu na określenie roku jako jednostki czasu.

Droga Ziemi dookoła Słońca ma kształt elipsy bardzo zbliżonej do koła. Słońce znajduje się w ognisku tej elipsy i dlatego Ziemia co roku przechodzi około 3 lipca przez punkt najbardziej odległy od Słońca zwany aphelium i około 2 stycznia przez punkt najbliższy - perihelium. Dlatego odległość Ziemi od Słońca zmienia się w ten sposób, że od 2 stycznia do 3 lipca wzrasta od 147000000km do 152000000km, przez następne zaś półrocze maleje z powrotem do 147000000km. W związku z tą zmianą odległości o 5000000km należałoby się spodziewać zmian w natężeniu oświetlenia Ziemi. Zwracając uwagę na fakt, że 5 mln km stanowi zaledwie 3% średniej odległości Ziemi od Słońca, będzie jasne, że tak drobna różnica nie może wywołać wyraźnych zmian na Ziemi, zwłaszcza, że istnieje inny czynnik, który powoduje roczne zmiany oświetlenia Ziemi o znacznie większej rozpiętości. Tym czynnikiem jest nachylenie osi obrotu Ziemi do płaszczyzny, w której odbywa się ruch obiegowy. Istotną cechą ruchu Ziemi dookoła Słońca jest równoległe przesuwanie się osi obrotu.


{ Rys.1 Roczny ruch Ziemi dookoła Słońca }

Rysunek przedstawia cztery położenia Ziemi na jej drodze dookoła Słońca. W położeniu Z1 Ziemia znajduje się 22 czerwca. Oś obrotu jest skierowana tak, że półkula północna osiąga swoje największe nachylenie w stronę Słońca. Po upływie pół roku Ziemia znajdzie się w punkcie Z3. Oś obrotu przesunie się równolegle do poprzedniego położenia i półkula południowa będzie zwrócona w stronę Słońca. Położenie takie zajmuje Ziemia 22 grudnia. Gdyby oś obrotu Ziemi była prostopadła do płaszczyzny orbity, wzniesienie Słońca nad horyzontem w obu położeniach Ziemi byłoby jednakowe. Wskutek odchylenia osi ziemskiej o kąt 23,4º od położenia prostopadłego, występuje różnica wysokości Słońca wynosząca 2 x 23,4º czyli 46,8º. Dzięki temu można wyznaczyć nachylenie osi ziemskiej mierząc największą i najmniejszą wysokość Słońca w południe w dniach 22 czerwca i 22 grudnia. Równolegle ze zmianą tej wysokości występują zmiany długości dnia w granicach od 16 godzin 46 minut do 7 godzin 43 minut. Czynniki te, wysokość Słońca i długość dnia, określają przede wszystkim ilość promieniowania słonecznego, jakie otrzymują poszczególne części powierzchni Ziemi. W porównaniu z tymi czynnikami wpływ zmian odległości Ziemi od Słońca zanika zupełnie. W położeniach pośrednich, 21 marca (Z4) i 23 września (Z2), oś Ziemi przebiega w ten sposób, że Słońce świeci prostopadle na równik ziemski i część oświetlona sięga do obu biegunów.

Gdybyśmy patrzyli ze Słońca na krążącą Ziemię, widzielibyśmy, że wskutek ruchu obiegowego Ziemia przesuwa się wśród gwiazd i zakreśla w ciągu roku pełne koło. Patrząc zaś z Ziemi na Słońce zauważymy, że w tym samym czasie przesunie się ono pozornie na kuli niebieskiej po kole zwanym ekliptyką. Ekliptyka przebiega między gwiazdami, które już w starożytności połączono w 12 gwiazdozbiorów tworzących tzw. zodiak. Gwiazdozbiory te otrzymały następujące nazwy: Baran, Byk, Bliźnięta, Rak, Lew, Panna, Waga, Niedźwiadek, Strzelec, Koziorożec, Wodnik, Ryby.

Ekliptykę podzielono również na 12 równych części, czyli tzw. "znaków", które nazwano tak samo jak odpowiednie gwiazdozbiory zodiaku. Znaków tych używa się często do oznaczania położenia Słońca na ekliptyce. W dniu 21.III. Słońce przesuwa się pozornie ze znaku Ryb do znaku Barana - wyraża się to w formie: Słońce wstępuje w znak Barana. Podobnie w trzech następnych datach Słońce wstępuje kolejno w znaki: Raka, Wagi i Koziorożca.

Jeżeli przeprowadzimy płaszczyznę przez równik ziemski, a więc prostopadle do osi obrotu Ziemi aż do przecięcia się z kulą niebieską, na której znajdują się gwiazdy i Słońce, to płaszczyzna ta wyznaczy koło wielkie, zwane równikiem niebieskim. W dniach 21.III. i 23.IX. Słońce znajduje się prostopadle nad równikiem ziemskim, a więc patrząc z Ziemi zobaczymy Słońce na równiku niebieskim. W tych dniach Słońce znajduje się więc w punktach przecięcia się równika niebieskiego z ekliptyką. Punkty te nazywamy punktami równonocy wiosennej i jesiennej (w tych dniach dzień na całej Ziemi trwa równie długo jak noc), albo punktami Barana i Wagi.

W starożytności, gdy nadawano nazwy gwiazdozbiorom i znakom zodiaku, pokrywały się one ze sobą w ten sposób, że punkt Barana, będący początkiem znaku Barana, znajdował się równocześnie w gwiazdozbiorze Barana. Od tego czasu nastąpiła wyraźna zmiana. Punkty przecięcia się równika niebieskiego z ekliptyką przesuwają się powoli z szybkością 50" na rok. Jest to wynikiem powolnego ruchu osi ziemskiej zwanego ruchem precesyjnym. Działanie precesji zmieni w tym czasie kierunek osi ziemskiej. Zmiana tego kierunku pociąga za sobą zmianę płaszczyzny równika niebieskiego oraz przesuwanie się punktów przecięcia równika z ekliptyką. Dlatego obecnie punkt Barana znajduje się w tej części kuli niebieskiej, którą zajmuje gwiazdozbiór Ryb. Mimo to nie zmieniono nazwy tego punktu określając go nadal punktem Barana i zachowano dawną rachubę znaków zodiaku: Baran, Byk... itd.. Dlatego obecnie wszystkie znaki zodiaku są przesunięte w stosunku do gwiazdozbiorów oznaczonych tymi samymi nazwami.

Przesuwanie się Słońca po ekliptyce można śledzić w ten sposób, że będziemy sprawdzać, jaki gwiazdozbiór zodiaku widoczny jest o północy na południowej części nieba. W tym czasie Słońce znajduje się nad horyzontem po północnej stronie, więc przebywa w tym gwiazdozbiorze, który leży po przeciwnej stronie ekliptyki niż gwiazdozbiór obserwowany na południu. Obserwacje takie wykażą, że w ciągu roku wszystkie gwiazdozbiory przesuną się kolejno o północy przez południową część nieba, czyli w tym czasie Słońce wykona swój pozorny ruch po ekliptyce, Ziemia zaś swój rzeczywisty ruch dookoła Słońca.

Znając rozmiary Ziemi i jej odległości od Słońca możemy obliczyć szybkości, jakie powstają wskutek ruchu obrotowego i obiegowego Ziemi. Obrót Ziemi dookoła osi powoduje ruch każdego punktu znajdującego się na równiku z prędkością około 0,5 km/s, ruch zaś obiegowy Ziemi dookoła Słońca przesuwa całą kulę ziemską z prędkością 30 km/s.

Obieg Ziemi dookoła Słońca pozwolił na ustalenie jednostki czasowej zwanej rokiem.
Warunki klimatyczne i rozwojowe na Ziemi powtarzają się w tym okresie, w którym oś ziemska przejdzie wszystkie możliwe nachylenia względem Słońca i powróci do pierwotnego położenia. Okres ten nazwano rokiem zwrotnikowym. Cztery położenia osi ziemskiej na rys.8 określają tzw. cztery pory roku:
wiosna : od 21 marca do 21 czerwca
lato : od 22 czerwca do 22 września
jesień : od 23 września do 21 grudnia
zima : od 22 grudnia do 20 marca.


Podane daty mogą w poszczególnych latach ulegać małym zmianom. Obserwując pozorny ruch Słońca po ekliptyce stwierdzimy, że w czasie 1 roku zwrotnikowego Słońce powraca do punktu równonocy wiosennej.

Oprócz ruchu dookoła Słońca, Ziemia wykonuje równocześnie ruch obrotowy dookoła własnej osi. Ruch ten powoduje pozorne zmiany dzienne w położeniu Słońca wraz ze zjawiskami wschodów i zachodów oraz okresów dnia i nocy. Dlatego też ruch ten stał się podstawą do określenia jednostki czasu zwanej dobą średnią słoneczną.

Znając dwie jednostki czasowe, dobę średnią słoneczną oraz rok zwrotnikowy, należało ustalić dokładną zależność między tymi wielkościami. Według obecnych danych: 1 rok zwrotnikowy = 365,2422... dni średnich. Liczba ta jest bardzo niewygodna. Dokładne ustalenie wielkości ułamka 0,2422... wymagało długich lat prac astronomicznych. Samo istnienie tego ułamka jest bardzo kłopotliwe przy układaniu kalendarza. Ze względów praktycznych rok kalendarzowy musi składać się z całkowitej ilości dni. Z drugiej strony rok kalendarzowy musi być możliwie dokładnie uzgodniony z rokiem zwrotnikowym, ponieważ tylko w tym przypadku pory roku i wszystkie zjawiska przyrodnicze z nimi związane będą powtarzały się stale w tych samych datach.

Inną trudnością, która łączy się z naszymi jednostkami czasowymi jest wprowadzenie podziału pośredniego, koniecznego ze względu na dużą różnicę między rokiem a dobą. Takich pośrednich podziałów jest wiele, ale żaden z nich nie skorzystał z tego, że liczbę 365 można przedstawić jedynie jako iloczyn 5 x 73. Z tej zależności nigdy nie skorzystano i nie podzielono roku na 5 części po 73 dni. Możemy śledzić rozwój i zmiany rozmaitych sposobów dzielenia roku na miesiące. Mówiąc o miesiącach zwracamy uwagę na ruch Księżyca, który występuje obok Słońca jako drugi czynnik normujący nasz sposób liczenia czasu. Ruch Księżyca dookoła Ziemi i związane z tym zjawisko faz dało podstawę do określenia jednostki czasowej, zwanej miesiącem.

Księżyc obiega Ziemię i wraz z nią wykonuje ruch dookoła Słońca. Średnia odległość Księżyca od Ziemi wynosi 380 000 km, średnica zaś jego jest około 4 razy mniejsza od średnicy Ziemi.

Księżyc jest ciałem zupełnie ciemnym i dlatego widzimy tylko te części jego powierzchni, które są oświetlone promieniami słonecznymi, czyli znajdują się na tej połowie Księżyca, która w danej chwili jest zwrócona do Słońca. Dlatego w czasie obiegu Księżyca dookoła Ziemi następują kolejne zmiany w jego wyglądzie, zwane fazami.

{ Rys.2 Fazy Księżyca.}

W położeniu P widzimy całą oświetloną połowę Księżyca - fazę tę nazywamy pełnią. W położeniu N jest nów, oświetlona część Księżyca jest odwrócona od Ziemi - Księżyc staje się niewidoczny. Pomiędzy tymi fazami Księżyc przechodzi przez kwadrę pierwszą (Kp) i kwadrę ostatnią (Ko), kiedy widzimy tylko połowę oświetlonej części Księżyca.

Faza Księżyca zależy od położenia tego ciała w stosunku do linii łączącej Ziemię ze Słońcem. Nów powstaje zawsze, gdy Księżyc znajduje się między Ziemią a Słońcem, pełnia zaś, gdy Księżyc jest po przeciwnej stronie Ziemi niż Słońce. Dlatego czas powtarzania się faz Księżyca, czyli tzw. miesiąc synodyczny, jest okresem, w którym Księżyc obserwowany z Ziemi powraca do tego samego położenia w stosunku do Słońca. Średnia długość tego okresu wynosi:
1 miesiąc synodyczny = 29,5306 dni.

Liczba ta jest równie niewygodna, jak liczba określająca ilość dni w roku. Zawiera ułamek dnia i nie mieści się całkowitą ilość razy w roku zwrotnikowym. Powoduje to powstanie nowych trudności przy układaniu kalendarzy, które muszą możliwie dokładnie i wygodnie dla celów praktycznych powiązać ze sobą naturalne jednostki czasowe: rok, miesiąc i dobę.

O tym jak ludzie radzili sobie z tymi trudnościami, jakich kalendarzy używali, zadecydowało wiele czynników: pomiary astronomiczne, wierzenia religijne, warunki miejscowe, tradycje, zwyczaje - wszystko to miało swój wpływ na taki lub inny system liczenia lat i miesięcy.

Rok jest podstawowym miernikiem czasu dla kalendarzy. Jego długość znali już starożytni Majowie, Egipcjanie, Babilończycy, Chińczycy, mieszkańcy Wysp Brytyjskich. Wartość miesiąca synodycznego poznano również bardzo wcześnie.

Tydzień, to twór sztuczny, wymyślony dla dzielenia czasu na krótsze odcinki. Miał on i dotąd ma charakter czysto porządkowy, organizujący nasze życie praktyczne. Siedmiodniowy tydzień nie ma tak wyraźnego związku ze zjawiskami astronomicznymi. Długość tygodnia związana jest właściwie z fazami Księżyca, gdyż okresy np. od nowiu do pierwszej kwadry, od pierwszej kwadry do pełni itp. wynoszą w przybliżeniu 7 dni. Historyczne pochodzenie siedmiodniowego tygodnia jest jednak inne. W starożytności mianowicie liczba 7 była liczbą świętą, gdyż odpowiadała ilości ciał niebieskich, znanych wówczas przez człowieka. Do tych 7 ciał niebieskich zaliczano Słońce, Księżyc oraz pięć znanych wówczas planet. Każdemu ciału niebieskiemu poświęcano jeden dzień i stąd powstał siedmiodniowy tydzień. W rzeczywistości poszczególne dni tygodnia nie mają żadnego związku z ciałami niebieskimi jak również liczba 7 nie ma żadnego znaczenia, gdyż później odkryto więcej planet - znamy ich obecnie 9. Gdyby zaś dodać Słońce i Księżyc, jak to czynili starożytni, otrzymalibyśmy liczbę 11, a nie 7. Możemy więc powiedzieć, że tydzień jest zupełnie dowolnie wybranym okresem czasu i ma tylko tradycyjne pochodzenie astronomiczne, jeżeli nie uwzględni się faz naturalnych Księżyca.

Doba słoneczna - jest to czas, który upływa z chwilą, gdy Słońce w swym ruchu pozornym wróci do tego samego południka i wynosi nie 24 godziny, lecz nieco mniej lub nieco więcej. Doby słoneczne są więc nierówne. Jest to m.in. następstwo eliptycznej drogi, jaką Ziemia odbywa dookoła Słońca. Z największą szybkością porusza się Ziemia w punkcie przysłonecznym, tj. w miejscu największego zbliżenia względem Słońca, z najmniejszą w punkcie odsłonecznym, tj. w miejscu największego oddalenia od Słońca. Różnica między najdłuższą a najkrótszą prawdziwą dobą słoneczną wynosi 51 sekund. Nasza 24 - godzinna doba jest zatem "średnią dobą słoneczną", a więc przeciętną dobą roczną.

Wyznacznikiem naszego roku jest Słońce, ściślej - pozorny jego ruch dookoła Ziemi.
- Rok księżycowy - 12 miesięcy synodycznych - wynosi 354 dni 8 godzin 48 minut i 36 sekund.
- Rok słoneczny - 365 dni 5 godzin 48 minut i 46 sekund.
- Rok słoneczny odpowiadający zwrotnikowemu, jest więc dłuższy od księżycowego o 11 dni i wynosi dokładnie 12,36 miesiąca synodycznego.

Rok słoneczny nie wszędzie znalazł zastosowanie w kalendarzach. W większości krajów starożytnych podstawą pierwszych kalendarzy stał się rok księżycowy. Tak było w Babilonii, Indiach, Chinach, Izraelu, Grecji. Nawet Egipcjanie, uchodzący za twórców słonecznej rachuby czasu, zaczęli od liczenia czasu według miesięcy synodycznych. Kalendarze te nie były doskonałe. Żeby doprowadzić je do zgodności z rzeczywistą długością roku zwrotnikowego, trzeba było uciekać się do pomocy Słońca lub innych gwiazd, umożliwiających dokładne obliczenie długości roku.

Dalszym etapem były już kalendarze oparte na systemie słonecznym. W nich również występowała nierówność długości roku zwrotnikowego, niedającego się podzielić na równą ilość dni. Radzono sobie z tym problemem w różny sposób, jednak nigdy nie osiągnięto pełnej zgodności.

Literatura:
1. Elwira Milewska i Włodzimierz Zonn: "Niebo i kalendarz", Biuro Wydawniczo - Propagandowe RSW "Prasa - Książka - Ruch", Warszawa 1973.
2. Tadeusz Jarzębowski: "O Słońcu, Ziemi i Księżycu", "Wiedza Powszechna", Państwowe Wydawnictwo Popularno - Naukowe, Warszawa 1954.
3. Eugeniusz Rybka: "Astronomia ogólna", wydanie IV, Państwowe Wydawnictwo Naukowe, Warszawa 1970.

Opracowanie: Maria Brodowska

Wyświetleń: 4328


Uwaga! Wszystkie materiały opublikowane na stronach Profesor.pl są chronione prawem autorskim, publikowanie bez pisemnej zgody firmy Edgard zabronione.