1. Budowa Wszechświata
Wszechświat współcześnie pojmowany jest jako wszystko, co istnieje.
Stanowią go materia, promieniowanie, energia i przestrzeń. Nie jest znana
zarówno jego przeszłość, jak i przyszłość. Jedyna rzecz, do której zgodnie
doszli wszyscy badacze, to stwierdzenie, że każde znane nam dziś ciało
niebieskie jest przejściową formą występowania materii. Miało zatem swój
początek i będzie miało koniec - gdy materia zmieni formę.
Najczęściej przyjmowana dziś hipoteza powstania Wszechświata to Wielki
Wybuch (Big Bang). Zakłada się, że miał on miejsce ok. 20 mld lat temu i był
wynikiem skupienia się całej materii w jednym punkcie. Od momentu
Wielkiego Wybuchu do dziś Wszechświat rozszerza się we wszystkich
kierunkach z jednakową prędkością. Zmniejsza się również temperatura
budującej go materii oraz jej gęstość. Według praw fizyki Wielki Wybuch
powinien pozostawić po sobie fale radiowe. W 1965 r. wykryto takie słabe
promieniowanie, docierające z wszystkich kierunków.
Częściami składowymi Wszechświata są galaktyki, czyli skupiska gwiazd
wraz z materią międzygwiezdną. Około 90% materii budującej galaktykę jest
skupiona w gwiazdach tej galaktyki. Gwiazda to ciało niebieskie zbudowane
ze zjonizowanych gazów, głównie wodoru i helu, w których na skutek
ogromnej gęstości materii dochodzi do reakcji termojądrowych. Dzięki nim
gwiazda wytwarza własne światło w przeciwieństwie do planety świecącej
światłem odbitym. Galaktyki mogą mieć różne kształty i rozmiary. Ze względu
na kształt wyróżniamy galaktyki eliptyczne, spiralne i nieregularne. Kilka
tysięcy galaktyk tworzy gromadę galaktyk. Gromady łączą się w większe
jednostki - supergromady. Średnice supergromad dochodzą do 70 min lat
świetlnych. Między supergromadami występuje niemal pusta przestrzeń
wielkości 100 - 200 min lat świetlnych. Rok świetlny to astronomiczna
jednostka odległości, równa drodze, jaką przebywa promień świetlny w próżni
w ciągu roku, biegnąc z prędkością ok. 300 tyś. km/s.
Galaktyka, w której położona jest Ziemia, nosi nazwę Układu Mlecznej
Drogi. Jest to galaktyka spiralna o średnicy ok. 100 000 lat świetlnych, wirują-
ca z dużą prędkością wokół centralnie położonej wypukłości. Słońce znajduje
się na peryferiach Drogi Mleczne5
w odległości ok. 30 000 lat świetlnych od
centrum galaktyki i krąży wokoło centrum z prędkością 220 km/sęk.
Przyjmuje się, że Układ Słoneczny powstał z wirującej zagęszczonej materii
międzygwiezdnej ok. 6 mld lat temu. Według jednej z teorii, Słońce i planety
powstały niemal równocześnie z obłoku materii zagęszczającej się w części
centralnej. Wraz z kurczeniem się materii rosła jej temperatura i ciśnienie oraz
prędkość ruchu wirowego. Z centralnej części zagęszczenia powstał zalążek
Słońca. Wirujące dookoła niego pyły zderzały się i tworzyły coraz większe
bryły, co dało początek planetom. Zróżnicowanie temperatury w
poszczególnych miejscach układu zadecydowało o składzie chemicznym i
gęstości praplanet. Formowanie się planet polegało na skupianiu się w ich
jądrach ciężkich substancji. W ten sposób powstały koncentryczne warstwy o
różnym składzie chemicznym, które zbudowały planety. Powolne stygnięcie
wnętrza doprowadziło do powstania na powierzchni niektórych planet sztywnej
skorupy skalnej.
Budowa Układu Słonecznego
Składnikami Układu Słonecznego są planety i ich księżyce, planetoidy,
komety, meteoroidy i materia międzyplanetarna. Wszystkie wymienione ciała
niebieskie krążą wokół Słońca, utrzymywane siłami jego grawitacji.
Układ Słoneczny ma kształt zbliżony do dysku. Niemal cała masa Układu
skupiona jest w Słońcu - 99,87%.
Słońce - jest gwiazdą średniej wielkości, zbudowaną głównie z wodoru (ok.
70%) i helu (ok. 27%). W jego wnętrzu zachodzą reakcje termojądrowe
będące źródłem energii słonecznej. Temperatura powierzchni Słońca wynosi
ok. 5500°C, natomiast jego wnętrza ok. 14 min °C. Przejawem aktywności są
wybuchy materii wyrzucanej przez Słońce na duże odległości, widoczne z
Ziemi w postaci rozbłysków. Z Ziemi widoczne są również plamy słoneczne.
Są to obszary promieniujące znacznie słabszym światłem - stąd wrażenie
ciemnej barwy. Ich ilość, wielkość, kształt i położenie ulegają zmianom. W
zwiększonej ilości plamy na Słońcu pojawiają się co ok. 11-12 lat. Oblicza się,
że w ciągu jednej sekundy na skutek promieniowania Słońce traci 5 min ton
swojej masy.
Planety typu ziemskiego - to Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Mają
niewielkie rozmiary, natomiast bardzo dużą gęstość budującej je materii.
Wszystkie mają metaliczne jądro i twardą skorupę zbudowaną głównie ze skał
krzemianowych. Otoczone są atmosferą o różnym składzie chemicznym,
różnej gęstości i grubości. Na powierzchni wszystkich planet tej grupy znajdują
się ślady uderzeń meteorytów i ślady działalności wulkanicznej. Planety typu
ziemskiego, ze względu na swoje położenie w Układzie Słonecznym, tworzą
grupę planet wewnętrznych.
Planety olbrzymie - należą do nich Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Mają
znacznie większe średnice niż planety wewnętrzne, natomiast znacznie
mniejszą gęstość materii, z której są zbudowane. Przypuszczalnie są to
gazowe bryły, zbudowane głównie z wodoru, posiadające niewielkie stałe
jądra, nie mają natomiast skalistej skorupy. Przypuszcza się również, że gazy
budujące planety olbrzymie są pod tak dużym ciśnieniem, że pod jego
wpływem ulegają skropleniu. Planety mogą być więc kulami cieczy, utrzy-
mującymi swój kształt dzięki sile grawitacji. Badanie planet olbrzymich jest
utrudnione z powodu ich gęstych atmosfer, składających się z wodoru, helu,
metanu i amoniaku. Charakterystyczną cechą tych planet jest duże
spłaszczenie biegunowe, będące skutkiem bardzo szybkiego ruchu
obrotowego. Planety olbrzymie posiadają liczne księżyce i pierścienie
utworzone z pyłów rozproszonej materii (np. Jowisz i Uran) lub bryłek lodu (np.
Saturn).
Księżyce - ciała niebieskie krążące wokół planet. Liczba księżyców obie-
gających planety jest różna: Ziemia i Pluton są okrążane przez l księżyc, Mars
przez 2, Jowisz przez 16, a Saturn przez 23. Księżyce na ogół nie posiadają
atmosfery.
Z Ziemi obserwujemy oświetloną w dużym stopniu tę stronę Księżyca, która
jest zwrócona w kierunku Ziemi. Czas obiegu Księżyca jest równy okresowi
jego obrotu (27 dni 7 godzin 43 minuty), przez co mieszkańcy Ziemi mogą
obserwować tylko jedną stronę tego naturalnego satelity naszego globu.
Obserwujemy fazy Księżyca. Należą do nich: nów - gdy Księżyc znajduje się
między Ziemią i Słońcem a jego tarcza jest niewidoczna, pierwsza kwadra -
widzimy oświetloną połowę tarczy Księżyca, pełnia - widoczna jest cała tarcza
Księżyca, trzecia kwadra - widoczna druga połowa tarczy Księżyca.
Planetoidy (asteroidy) - małe ciała niebieskie o nieregularnych kształtach i
średnicach od kilkudziesięciu do kilkuset kilometrów, krążące między
planetami wokół Słońca. Największe z nich to Ceres, Pallas i Vesta. Obecnie
znanych jest ponad 3000 planetek. Przypuszcza się, że planetki są szczątkami
jednej wielkiej planety, która niegdyś obiegała Słońce między orbitami Marsa i
Jowisza i uległa rozbiciu.
Komety - małe ciała niebieskie, poruszające się okresowo wokół Słońca po
bardzo wydłużonych torach. Są to bryły zbudowane z dwutlenku węgla,
amoniaku i metanu zmieszanych z pyłem i spojonych lodem. Obecnie znamy
około 1000 komet, z których np. kometa Halleya pojawia się co 75 lat. Gdy
kometa zbliża się do Słońca, powstaje wokół jej jądra pyłowo-gazowa otoczka,
tzw. koma, która wraz z jądrem stanowi głowę komety. Kometa posiada
również warkocz składający się z pyłów i gazów pochodzących z głowy
komety. Warkocz może mieć długość kilkuset milionów kilometrów. Po
przejściu obok Słońca warkocz i koma zanikają. Wyparowywanie lodowego
spoiwa komety powoduje rozluźnienie jądra i z biegiem czasu jego rozpad na
meteoroidy.
Meteoroidy - skalne bryły materii i drobnego pyłu, krążące w Układzie Sło-
necznym. Po wejściu w atmosferę ziemską wywołują zjawisko świecenia—
spalaj ą się częściowo lub całkowicie i noszą nazwę meteorytów. Spadające
na powierzchnię Ziemi meteory najczęściej są bryłami kamiennymi
(krzemiany), rzadziej kamienno-żelaznymi lub żelaznymi.
Położenie i ruch planet w Układzie Słonecznym
Do czasów Mikołaja Kopernika (1473 - 1543) sądzono, że centralne
miejsce w Układzie Słonecznym zajmuje Ziemia. Przyjmowano
geocentryczny model Wszechświata, opracowany w II w n.e. przez
Ptolemeusza. Według tego modelu centrum Wszechświata zajmowała
nieruchoma Ziemia, wokół której krążyły po sferach (orbitach) kolejno: Księżyc,
Merkury, Wenus, Słońce, Mars, Jowisz, Saturn i gwiazdy stałe, tzn. nie
zmieniające położenia względem siebie, lecz krążące dookoła Ziemi.
W 1543 r. została opublikowana teoria heliocentryczna, której twórcą był
Mikołaj Kopernik. Według teorii Kopernika centrum Wszechświata zajmuje
nieruchome Słońce, wokół którego po orbitach kołowych krążą planety
znajdujące się również w mchu obrotowym dookoła własnej osi. Teorię
heliocentryczną uznano dopiero w XVII w. W latach 1609-1619 J. Kepler
ogłosił teorię dotyczącą ruchu planet, w której modyfikuje teorię
heliocentryczną, a mianowicie dowodzi, że orbity planet mają kształt elipsy,
natomiast Słońce znajduje się w jednym z jej ognisk. Odkrycie przez I.
Newtona prawa powszechnego ciążenia wyjaśnia eliptyczny kształt orbit.
Budowa i cechy Układu Słonecznego:
• wielkość planet zwiększa się w miarę oddalania od Słońca i krańców Układu
w stronę jego części środkowej;
• w miarę oddalania się od Słońca prędkość ruchu planet po orbicie
zmniejsza się, co dodatkowo wydłuża okres obiegu wokół Słońca;
• prędkość ruchu planet wokół własnej osi zwiększa się w miarę oddalania od
Słońca (poza Plutonem). Inne cechy ruchu planet to:
• położenie płaszczyzn orbit planet niemal w jednej płaszczyźnie,
• zgodność kierunku ruchu planet po orbitach z kierunkiem ruchu obrotowego
Słońca,
• zgodność kierunku ruchu obrotowego planet wokół własnej osi z kierunkiem
ruchu obiegowego (poza Wenus i Uranem, które wirują w kierunku
przeciwnym).
Kształt i rozmiary Ziemi
Współcześnie ani kształt, ani rozmiary Ziemi nie budzą wątpliwości.
Jednakże rozwój wiedzy na te tematy przechodził skomplikowane losy, wśród
których należy wymienić następujące pomiary i poglądy:
• Pitagoras (VI w. p.n.e.) - pierwszy pogląd o kulistości Ziemi wysunięty z
rozważań filozoficznych - kula ma idealny kształt.
• Arystoteles (IV w. p.n.e.) - pierwsze dowody na kulistość Ziemi, a
mianowicie:
- widnokrąg w kształcie okręgu,
- kolistość cienia Ziemi na Księżycu w czasie jego częściowego zaćmienia,
- stopniowe wyłanianie się obiektów zza linii horyzontu zasłoniętych przez
krzywiznę Ziemi, np. statków począwszy od wierzchołków masztów, gór od ich
szczytów.
• Eratostenes (III w. p.n.e.) - pierwszy pomiar wielkości Ziemi dokonany
na podstawie obserwacji astronomicznych przy przyjęciu trzech założeń,
Znając odległość między miastami, do obliczenia obwodu Ziemi zastosował
twierdzenie Talesa-jeśli dwie proste równoległe przecięte są trzecią prostą, to
odpowiednie pary kątów są równe. Na tej podstawie obliczył obwód Ziemi
(długość równika) na ok. 40 tyś. km i promień Ziemi na ponad 6 tyś. km.
Obliczenia Eratostenesa odbiegają niewiele od obecnie przyjętych rozmiarów
Ziemi, mimo że popełnił on błąd, przyjmując położenie Syene i Aleksandrii na
tym samym południku.
Przyjęto, że Ziemia ma kształt geoidy, tj. bryły, której powierzchnia jest w
każdym miejscu prostopadła do pionu wyznaczonego przez siłę ciężkości.
Powierzchnia geoidy na obszarach lądowych przebiega z reguły poniżej
rzeczywistej powierzchni Ziemi. Natomiast w stosunku do powierzchni
elipsoidy, powierzchnia geoidy przebiega na obszarach lądowych powyżej, a
w obrębie oceanów poniżej.
Stwierdzono ponadto, że równik nie jest okręgiem lecz elipsą. Półkula
północna jest większa od półkuli południowej, natomiast spłaszczenie
biegunowe jest nieco większe na półkuli południowej. Ponadto równoleżniki na
półkuli północnej są krótsze niż odpowiadające im równoleżniki na półkuli
południowej. Współcześnie przyjmujemy następujące rozmiary Ziemi:
• średni promień równikowy - 6 378 km
• średni promień biegunowy - 6 357 km
• obwód równika - 40 075 km
• powierzchnia Ziemi - 510 min km
• objętość Ziemi - l 083 mld km3
Cechy obrotowego ruchu Ziemi:
1. Ziemia wykonuje pełny obrót w ciągu tzw. doby gwiazdowej, która trwa 23
godz. 56 min. 04 sęk. Natomiast doba słoneczna to okres czasu, równy 24
godzinom, który upływa między dwoma kolejnymi górowaniami Słońca na
tym samym południku.
2. Ziemia obraca się z zachodu na wschód.
3. Oś obrotu Ziemi nachylona jest do płaszczyzny orbity pod kątem 66°33'.
4. Wszystkie punkty położone na powierzchni Ziemi (poza biegunami) w
czasie pełnego obrotu, tj. 23 godz. 56 min. 04 sęk., zakreślają okręgi w
płaszczyźnie prostopadłej do osi obrotu.
5. Długość drogi pokonywanej w czasie pełnego obrotu, przez punkty
położone na powierzchni Ziemi, zmniejsza się wraz z oddalaniem od
równika w kierunku biegunów.
Prędkość liniowa punktów, tj. prędkość mierzona wzdłuż linii zataczanych
okręgów, maleje wraz ze wzrostem szerokości geograficznej. Na równiku jest
największa i wynosi 1669 km/h. Każdy punkt położony na powierzchni Ziemi w
ciągu 24 godzin zmienia swoje położenie o 360° niezależnie od wielkości
okręgu, który zatacza. Zatem prędkość kątowa wszystkich punktów na Ziemi
jest taka sama.
Konsekwencje ruchu obrotowego:
1. następstwo dnia i nocy - w wyniku ruchu obrotowego każdy punkt na po-
wierzchni Ziemi wyłania się z nocnego cienia, jest oświetlany przez Słońce
(dzień) i ponownie kryje się w mroku nocnego cienia. Mamy do czynienia z
ciągłym następstwem dnia i nocy (- noc - dzień - noc, itd.).
2. pozorna wędrówka Słońca po sklepieniu niebieskim w ciągu dnia - ten
pozorny ruch odbywa się ze wschodu na zachód, czyli w kierunku
przeciwnym do ruchu Ziemi. Gdy obserwowany punkt na powierzchni Ziemi
przekracza granicę nocy i dnia. Słońce wyłania się zza linii horyzontu -
moment wschodu Słońca. W miarę upływu dnia Słońce wznosi się nad
linią horyzontu, do momentu gdy obserwowany punkt w wyniku obrotu
Ziemi znajdzie się dokładnie na wprost Słońca. Jest to moment południa
słonecznego. Słońce jest wtedy położone najwyżej nad linią horyzontu. Od
tego momentu Słońce widoczne jest coraz niżej nad linią horyzontu, aż
skryje się za nią - zachód Słońca.
3. widomy ruch sfery niebieskiej - wszystkie ciała niebieskie pozornie
wędrują ze wschodu na zachód. Nieruchome są jedynie bieguny niebieskie
-- północny w pobliżu Gwiazdy Polarnej, południowy w gwiazdozbiorze
Krzyża Południa. Pozorny ruch sfery niebieskiej odbywa się w
płaszczyznach prostopadłych do osi ziemskiej. Dlatego gdy obserwujemy
gwiazdy z Bieguna Północnego, spostrzegamy, że Gwiazda Polarna jest
nieruchoma, a pozostałe gwiazdy zataczają wokół niej współśrodkowe
okręgi.
4. biegunowe spłaszczenie Ziemi - spowodowane działaniem siły
odśrodkowej powstającej w wyniku obrotu dookoła osi. Spłaszczenie Ziemi
na biegunach wpływa na zróżnicowanie przyciągania ziemskiego, które
rośnie wraz ze wzrostem szerokości geograficznej.
5. siła Coriolisa - spowodowana zróżnicowaną prędkością liniową punktów
położonych na różnych szerokościach geograficznych. Polega na zmianie
kierunku ciał będących w ruchu. Ponieważ działa prostopadle do kierunku
ruchu, powoduje odchylenie będących w ruchu ciał w prawo na półkuli
północnej i w lewo na półkuli południowej. Siła Coriolisa jest przyczyną
odchylenia kierunku wiatrów cyklonalnych i antycyklonalnych, skręcania
pasatów i prądów morskich oraz silniejszego podcinania brzegów przez
rzeki - na półkuli północnej prawych, na półkuli południowej lewych.
Dobowa rachuba czasu
Pełny obrót Ziemi wokół własnej osi trwający l dobę sprawia, że wszystkie
punkty położone na powierzchni Ziemi, z wyjątkiem biegunów, zakreślają
okręgi, czyli zmieniają swoje położenie o 360°. Mają zatem taką samą
prędkość kątową, niezależnie od szerokości geograficznej, na której są
położone. Ponieważ dób; podzielono na 24 godziny, zatem każdy punkt w
ciągu l godziny przesuwa się o 15° (360° : 24 h). Skoro w ciągu l godziny
równej 60 minutom punkt na powierzchni Ziemi pokonuje łuk kąta o wartości
15°, to przesunięcie o kąt wartości l ° nastąpi w ciągu 4 minut (60' : 15°).
Przedstawione wyliczenie jest podstawą obliczania różnicy czasu słonecznego
punktów mających różną długość geograficzną, jak i obliczania różnicy
długości geograficznej na podstawie różnicy czasu.
Słoneczny czas miejscowy to czas wyznaczany dla danego południka na
podstawie położenia Słońca na sferze niebieskiej. Jest on taki sam dla całego
południka miejscowego, lecz inny, w danym momencie, dla każdego innego
południka. Stosowanie w praktyce miejscowego czasu słonecznego jest
wyjątkowo uciążliwe, gdyż wymaga np. w czasie podróży w kierunku
wschodnim lub zachodnim ciągłego przesuwania wskazówek zegara. Dlatego
w drugiej połowie XIX w. wprowadzono czas strefowy.
Czas strefowy to czas umowny obowiązujący w danej strefie. Na Ziemi
wydzielono 24 południkowe strefy czasowe obejmujące po 15° długości
geograficznej. Czas w strefach sąsiadujących ze sobą różni się o jedną pełną
godzinę. W całej strefie obowiązuje ten sam czas. Odpowiada on wartości
czasu słonecznego południka przechodzącego przez środek strefy. Za
południki takie przyjęto południk 0°, 15° oraz wielokrotność 15 na wschód i na
zachód od południka początkowego. Granice stref czasowych przechodzą
zatem wzdłuż południków położonych o 7° 30' na wschód i 7° 30' na zachód
od środkowych południków stref czasowych.
Czas uniwersalny UT (Uniwersał Time) - to czas słoneczny południka 0°
stosowany jako podstawa wszelkiej rachuby czasu na całym świecie.
Odpowiednio do czasu nazwano strefę wyznaczoną przez południki 7° 30' E i
7° 30' W jako strefę czasu uniwersalnego. W stosunku do czasu
uniwersalnego podaje się czas pozostałych stref, dodając lub odejmując od
niego pełne godziny.
Czas urzędowy (ustawowy, oficjalny) - tj. czas ustalony urzędowo. Czas
urzędowy ustala się w państwach małych terytorialnie, w których niewielki
obszar odcina południk będący granicą strefy czasowej. Aby na stosunkowo
małym obszarze nie stosować dwóch czasów, modyfikuje się granicę strefy
czasowej, przesuwając ją na granicę polityczną. Sytuacja taka występuje
praktycznie na wszystkich zamieszkiwanych obszarach. Ponadto w wielu
państwach, ze względu na oszczędność energii, wprowadza się urzędowy
czas letni i urzędowy czas zimowy. Przykładem jest Polska, gdzie czas
słoneczny południka 30° E przyjmuje się jako czas letni, a czas słoneczny
południka 15° E jako czas zimowy. Czas zimowy w Polsce jest zgodny ze
strefą czasową, w której Polska jest położona.
Granica zmiany daty - wprowadzenie stref czasowych spowodowało
konieczność ustalenia granicy zmiany daty. Przesuwając się od strefy czasu
uniwersalnego na wschód, gdy osiągniemy strefę z południkiem środkowym
180°, czas w stosunku do czasu uniwersalnego będzie wynosił UT + 12h
. Z
kolei przy przesuwaniu się w kierunku zachodnim, zgodnie z zasadami
rachuby czasu, ta sama strefa z południkiem środkowym 180° będzie miała
czas UT – 12h
. Dlatego wzdłuż południka 180° przeprowadzono
międzynarodową granicę zmiany daty. Przyjęto zasadę, że obszary lądowe
przecięte przez południk 180° muszą w całości znajdować się po jednej stronie
tej granicy. Przekraczanie granicy zmiany daty powoduje „zgubienie" lub
„zyskanie" dnia przy zachowaniu godziny. Jeśli linię zmiany daty przekraczamy
od strony półkuli wschodniej (UT + 12h
) ku zachodniej czyli
przemieszczamy się na wschód, na półkuli zachodniej (UT –12h
) jeszcze danej
daty nie było - zyskujemy jeden dzień. Przy przekroczeniu granicy od strony
półkuli zachodniej (UT - 12h
) znajdziemy się na półkuli wschodniej (UT +
12h
), gdzie data, z którą przekraczamy granicę była dobę wcześniej - gubimy
jeden dzień.
Obieg Ziemi dookoła Słońca
Ziemia, będąc jedną z planet Układu Słonecznego, wykonuje, tak jak
pozostałe planety Układu, ruch obiegowy dookoła Słońca. Ruch ten odbywa
się po orbicie zbliżonej kształtem do elipsy. Pełny obieg Ziemi dookoła Słońca
trwa 365 dni 5 godzin 49 minut 9 sekund, czyli rok. Ziemia obiega Słońce ze
średnią prędkością 30 km/sęk. Kształt orbity oraz położenie Słońca w jednym z
ognisk elipsy powodują, że odległość Ziemi od Słońca zmienia się w ciągu
roku. Najmniejsza jest w peryhelium przypadającym na dzień 2 stycznia i
wynosi 147 min km, największa w dniu 3 lipca w tzw. aphelium i wynosi 152
min km. Ruch obiegowy Ziemi, tak jak jej obrót wokół własnej osi, odbywa się
z zachodu na wschód. W ciągu całego roku oś Ziemi zachowuje stałe
nachylenie do płaszczyzny orbity wynoszące 66° 33', nie zmienia się
również jej kierunek. Stałe położenie osi ziemskiej powoduje zmianę
oświetlenia różnych części Ziemi w ciągu roku, co jest przyczyną:
• zmian wysokości Słońca nad horyzontem, w momencie górowania, w ciągu
roku. W zależności od wysokości Słońca zmienia się ilość energii cieplnej
pochłanianej przez powierzchnię Ziemi. Im wysokość Słońca jest wyższa, tym
ilość dostarczanego ciepła na jednostkę powierzchni jest większa. Przy małej
wysokości Słońca zwiększa się oświetlana powierzchnia i energia cieplna
ulega rozproszeniu.
• występowania termicznych pór roku zależnych od zmian wysokości Słońca
nad horyzontem w momencie górowania
• zmian miejsc wschodu i zachodu Słońca w ciągu roku
• zmian długości trwania dnia i nocy w zależności od astronomicznej pory
roku
• występowania zjawiska dnia i nocy polarnej na obszarach podbie-
gunowych
• strefowości oświetlenia Ziemi powodującej strefowość klimatyczną, glebową
i szaty roślinnej
Oświetlenie Ziemi w ciągu roku
Pozorny ruch Słońca po sferze niebieskiej w ciągu roku odbywa się po drodze
zbliżonej do koła zwanej ekliptyką. Płaszczyzna ekliptyki wyznaczona jest
przez płaszczyznę orbity ziemskiej i pokrywa się z nią. Ponieważ oś Ziemi
nachylona jest do płaszczyzny orbity pod kątem 66° 33', to płaszczyzna
ekliptyki musi być nachylona do płaszczyzny równika pod kątem 23° 27', co
wynika z prostego wyliczenia 90° - 66° 33' = 23° 27'. Nachylenie w stosunku
do siebie obu płaszczyzn powoduje, że w dwóch punktach płaszczyzny te
przecinają się, a w dwóch innych są od siebie oddalone o kąt 23° 27'. Punkty
przecięcia płaszczyzny ekliptyki z płaszczyzną równika to punkty równonocy
wiosennej i jesiennej, natomiast punkty największych odchyleń obu płaszczyzn
to przesilenia letnie i zimowe. Wymienione cztery punkty stanowią początek
astronomicznych pór roku. W każdym z nich Ziemia oświetlona jest przez
Słońce w charakterystyczny sposób.
Równonoc wiosenna - 21 III - pierwszy dzień astronomicznej wiosny na
półkuli północnej i pierwszy dzień astronomicznej jesieni na półkuli
południowej. Słońce tego dnia w swej pozornej wędrówce po sklepieniu
niebieskim zakreśla koło w płaszczyźnie równika niebieskiego, którego
odbiciem (umownym) na powierzchni globu jest równik ziemski.
W dniu równonocy wiosennej w każdym punkcie na Ziemi można bardzo
łatwo wyznaczyć wartość szerokości geograficznej, ponieważ tworzy ona z
kątem, pod którym widoczne jest Słońce w momencie południa, kąt prosty.
Wysokość Słońca w południe według wzoru h = 90° - (p).
Dzień równonocy wiosennej kończy noc polarną na biegunie północnym, na
którym od tego dnia rozpoczyna się dzień polarny, natomiast na biegunie
południowym odwrotnie. Od dnia 21 marca rozpoczyna się również wzrost
intensywności oświetlenia półkuli północnej oraz zmniejsza się oświetlenie
półkuli południowej.
Przesilenie letnie - 22 VI - pierwszy dzień astronomicznego lata na półkuli
północnej i astronomicznej zimy na półkuli południowej. Słońce w dniu 22 VI
zakreśla w swej pozornej wędrówce koło równoległe do równika. Ponieważ na
półkuli północnej widoczne jest na tle gwiazdozbioru Raka, stąd równoleżnik,
nad którym świeci w zenicie, nazywamy zwrotnikiem Raka.
Na północ od równoleżnika 66° 33' N do bieguna północnego występuje dzień
polarny, tj. dzień trwający dłużej niż 24 godziny, co oznacza, że w ciągu całej
doby Słońce znajduje się nad linią horyzontu; równoleżnik 66° 33' N to koło
podbiegunowe północne;
Nad biegunem północnym Słońce w południe krąży nad linią horyzontu na
wysokości 23° 27';
Na południe od równoleżnika 66° 33' S aż po biegun południowy występuje
noc polarna, czyli noc trwająca dłużej niż 24 godziny - Słońce nie jest
widoczne nad linią horyzontu; równoleżnik 66° 33' S to koło podbiegunowe
południowe;
Obliczanie szerokości geograficznej, na podstawie pomiaru wysokości
Słońca w południe oraz wysokości Słońca dla znanej szerokości geograficznej,
jest trudniejsze niż w dniu równonocy. Wysokość Słońca w momencie
górowania obliczamy z zastosowaniem wzoru h = 90° - (p) ± 23° 27' , dla:
- wszystkich punktów położonych na południe od zwrotnika odejmujemy
wartość 23° 27',
- wszystkich punktów położonych na północ od zwrotnika
dodajemy wartość 23° 27'.
Równonoc jesienna - 23 IX - pierwszy dzień astronomicznej jesieni na
półkuli północnej i pierwszy dzień astronomicznej wiosny na półkuli
południowej. Położenie Ziemi w jej ruchu dookoła Słońca jest identyczne jak w
dniu równonocy wiosennej. Identyczne jest również jej oświetlenie. Dlatego
sposób wyznaczania szerokości geograficznej na podstawie pomiaru
wysokości Słońca jest również taki sam jak 21 marca. Inna natomiast jest
sytuacja na biegunach - na biegunie północnym rozpoczyna się noc polarna,
na południowym dzień polarny. Od dnia równonocy jesiennej do przesilenia
zimowego systematycznie zwiększa się oświetlenie półkuli południowej i
zmniejsza półkuli północnej.
Przesilenie zimowe - 22 XII - pierwszy dzień zimy na półkuli północnej i
pierwszy dzień lata na półkuli południowej. W dniu przesilenia zimowego
Słońce widoczne jest na tle gwiazdozbioru Koziorożca i świeci w zenicie na
zwrotniku Koziorożca. Tak jak w dniu przesilenia letniego półkule północna i
południowa nie są oświetlone tak samo. W dniu przesilenia zimowego półkula
południowa jest oświetlona tak jak półkula północna w czasie przesilenia
letniego. Natomiast półkula północna przyjmuje wszystkie cechy oświetlenia
półkuli południowej z dnia 22 czerwca. Podobne „odwrócenie" wzorów h = 90°
- (p) ± 23° 27' , dla:
- wszystkich punktów położonych na północ od zwrotnika odejmujemy wartość
23° 27',
- wszystkich punktów położonych na południe od zwrotnika
dodajemy wartość 23° 27'.