Doba słoneczna i gwiazdowa

Czym właściwie jest doba?
Jedni powiedzą, że jest to czas między kolejnymi górowaniami Słońca czyli południami, albo czas między kolejnymi północami. Inni, że jest to czas jaki Ziemia potrzebuje na pełny obrót dokoła własnej osi.
Wydawało by się, że jest to dokładnie to samo... Tak jednak nie jest. W pewnym sensie rację mają i jedni i drudzy, gdyż nie zdefiniowaliśmy o jaką dobę nam chodzi.
Tę pierwszą czyli czas między kolejnymi południami nazywamy dobą słoneczną, zaś tę drugą, czyli czas jaki zajmuje obrót Ziemi o 360o wokół własnej osi nazywamy dobą gwiazdową.
O tym, że nie są one równe łatwo przekonać się na podstawie poniższego rysunku.

Doba słoneczna i gwiazdowa w Modelu Kopernika


Omawiane zagadnienie można przedstawić następująco:

Rys. 1.
.
Pamiętajmy, że Ziemia wiruje przeciwnie do ruchu wskazówek zegara. Oś obrotu Ziemi przecina płaszczyznę ekranu.
Oczywiście powyższy rysunek jest jedynie poglądowy - objaśnia ideę. W rzeczywistości kąt o jaki przesunie się Ziemia na orbicie w ciągu doby jest bardzo mały i wynosi nieco mniej niż 1o.
Załóżmy, że jednego dnia równo o północy notujemy pozycję jakiejś gwiazdy G. Dla uproszczenia niech leży ona na przedłużeniu odcinka łączącego Słońce i Ziemię.
Gdy Ziemia wykona pełny obrót wokół własnej osi (dzień 2.), wówczas gwiazda ta leży dokładnie w tym samym punkcie. Ale czy wtedy również mamy północ?
Okazuje się, że nie, ponieważ Ziemia podczas jednego dnia zdążyła przebyć niewielki, ale zauważalny odcinek swojej orbity. Kąt tego przesunięcia α wynosi niecały 1o. Zanim nastanie północ, to Ziemia musi się o o ten sam kąt α "dokręcić". Wówczas o północy zarejestrujemy już nie gwiazdę G, tylko inną gwiazdę H. Dzieje się tak niezależnie od pory roku - zawsze doba słoneczna jest dłuższa od gwiazdowej.
Wskutek narastania tej różnicy rok ma o jedną dobę gwiazdową więcej niż jest dób słonecznych.
Dygresja pomiarowa.
Aby przekonać się czy rzeczywiście u nas jest już północ wystarczy zsynchronizować zegarek z momentem przejścia Słońca przez lokalny południk i dodać 12 godzin - zegary chodzą wg czasu słonecznego.
Koniec dygresji

Doba słoneczna trwa 24 godziny, zaś doba gwiazdowa trwa 23 godziny, 56 minut i 4 sekundy.
Łatwo przekonać się o tym osobiście. W tym celu wystarczy wybrać jakąś charakterystyczną gwiazdę, jednej nocy zanotować dokładną godzinę, o której chowa się ona za jakąś przeszkodą, np. dachem innego budynku (ewentualnie chowa się pod horyzontem, ale w warunkach miejskich ciężko o goły horyzont), następnej nocy należy powtórzyć ten sam pomiar, oczywiście z dokładnie tego samego miejsca i porównać czasy. Wbrew oczekiwaniom nie wyjdą 24 godziny, tylko tyle ile napisano powyżej, tj. 23 godziny, 56 minut i 4 sekundy.

W świetle teorii Kopernika jest to zjawisko oczywiste.

Doba słoneczna i gwiazdowa w Modelu Mariusza Najdy


Zagadnienie to najłatwiej opisać rysując orbitę Ziemi z Modelu Mariusza Najdy w rzucie prostopadłym do tej płaszczyzny, tak aby biegun północny Ziemi był widoczny od góry. Wówczas pozycje Ziemi jesienią i wiosną znajdą się w skrajnych położeniach narysowanej orbity.
Widać to na rysunku poniżej:


Rys. 2.

Pamiętajmy, że Ziemia wiruje przeciwnie do ruchu wskazówek zegara.
Rysunek został wykonany jako rzut od strony północnego bieguna Ziemi w płaszczyźnie orbity. Oś obrotu przecina płaszczyznę ekranu.
Spójrzmy co się dzieje:
W tym rzucie najbardziej skrajne są pozycje Ziemi podczas równonocy wiosennej i zimowej. Rozważmy wobec tego dwa przedziały czasu: jesień - wiosna i wiosna - jesień. Podczas tego pierwszego okresu podczs wybranej nocy notujemy o północy pozycję gwiazdy G. Czekamy do następnej północy i okazuje się, że wybrana przez nas gwiazda G jeszcze nie osiągnęła pozycji z poprzedniej nocy. A zatem musimy jeszcze chwilę poczekać zanim to się stanie. Stąd wynika, że doba słoneczna jest krótsza od gwiazdowej.
Rozważmy teraz sytuację w drugiej połowie roku, tj okres wiosna- jesień:
Tym razem o północy wybieramy gwiazdę M i podczas następnej północy okazuje się, że ta gwiazda minęła już pozycję z ostatniej nocy, czyli tym razem doba słoneczna jest dłuższa od gwiazdowej.
Co ciekawe ta różnica (podczas obu okresów) skraca się i wydłuża. Jest największa podczas przesileń, zaś najmniejsza (praktycznie równa zero) w okolicach równonocy.
Przyczyna jest prosta: jeśli rozważamy ruch jednostajny po okręgu i obserwujemy ten ruch w płaszczyźnie okręgu, to ruch ten najwolniej odbywa się w okolicach maksymalnych wychyleń - u nas jest to jesień i wiosna, zaś najszybciej w połowie obserwowanego odcinka (rzutu okręgu na prostą) - u nas w latem i zimą.

Podsumowanie:


W Modelu Kopernika różnica między dobą słoneczną i gwiazdową jest stała, zawsze doba słoneczna jest dłuższa od gwiazdowej.
W Modelu Mariusza Najdy różnica między dobą słoneczną i gwiazdową jest zmienna, doba słoneczna jest krótsza, a w drugiej połowie roku dłuższa od gwiazdowej.
Jak już wspominałem fakt ten łatwo sprawdzić doświadczalnie - nie potrzeba do tego, żadnego wyrafinowanego sprzętu astronomicznego - wystarczy dobry zegarek.
Dodatkowo w ciągu roku w Modelu Mariusza Najdy powinno być tyle samo dób gwiazdowych co i słonecznych, ze względu na symetrię zagadnienia - przez pół roku dłuższa jest doba gwiazdowa, a przez połowę roku - doba słoneczna. Zachęcam do samodzielnego wykonania opisanego na górze strony eksperymentu, najlepiej kilka razy - warto porównać czasy przejść przez tę samą pozycję zarówno gwiazd jak i Słońca - musimy jednak obserwować zawsze z tego samego miejsca Da nam to jednoznaczy wynik, który z obu modeli przewiduje prawidłowy wynik.



Powrót


Manifo.com - make your own free website