Treść książki
Przejdź do opcji czytnikaPrzejdź do nawigacjiPrzejdź do informacjiPrzejdź do stopki
2.13.Czassłonecznyigwiazdowy
41
ijednocześniezaczynasiękolejnydzieńgwiazdo-
wywmiejscowości,gdzienacentralnymplacustoi
olbrzymiastrzałka.Poupływie1dobygwiazdowej
ZiemiaprzesuniesięnaorbiciedopunktuB,zakre-
ślającłukokącieśrodkowymΔ,niecomniejszym
od10.Wtymmomenciejednakwmiejscowości
zestrzałkąSłońcejeszczeniegóruje.Abytaksię
stało,ZiemiamusisiędodatkowoobrócićokątΔ.
Azatemdobasłoneczna,czylisynodyczna(czas
pomiędzynastępującymiposobiegórowaniami
Słońca),jesto3m565(czasugwiazdowego)dłuższa
odsyderycznej.Każdegokolejnegodniapoczątek
dobygwiazdowejbędzieprzypadałoinnejgodzi-
niesłonecznej,abyporokuzgraćsięponownie.
Wefekciedóbgwiazdowychjestwciąguroku
o1więcejniżsłonecznych.
Przezpojęcieokresuobrotuplanetyzwykle
rozumiemyjejokressyderyczny.Mówiącodługo-
ścidnia,mamynamyślidobęsynodyczną.Niech
PoznaczaokresobieguSłońcaprzezplanetę,τ
*-
długośćdobysyderycznej,zaśτ-długośćdobysy-
nodycznej.Wiemyjuż,żeliczbadnisyderycznych
wokresieP,P/τ
*jestwiększao1odliczbydnisy-
nodycznych,P/τ:
czyli
(2.43)
Odnosisiętodoplanetwirującychwkierunku
zgodnymzruchemobiegowym(odwrotniedo
wskazówekzegara).Jeśliobrótjestwkierunku
przeciwnym,liczbadnisyderycznychjestmniejsza
o1odliczbydnisynodycznych-wtedy:
(2.44)
DlaZiemiP=365,2564d,τ=1d,więczewzoru
2.43otrzymujemyτ
*=0,99727d=23h56m045,cza-
susłonecznego.
Rytmnaszegocodziennegożyciaregulujena-
stępstwodniinocy.Wygodniejjestwięcoprzeć
rachubęczasunapozornymruchuSłońca,anie
gwiazd.Niestetyczassłonecznyniepłyniewrów-
nymtempie.Popierwsze,orbitaZieminiejestokrę-
giem,leczelipsą,więcprędkość,zjakąZiemiaobie-
gaSłońce,niejeststała.Podrugie,Słońceporusza
siępoekliptyce,anierówniku.Skutkiemtegojego
rektascensjanierośnierównomiernie:najszybciej
wkońcugrudnia(4m275nadobę),najwolniejwpo-
łowiewrześnia(3m355nadobę).Wkonsekwencjikąt
godzinnySłońca(któryjestmiarączasusłoneczne-
go)takżeprzyrastawzmiennymtempie.
Naszezegarkiniepotrafiąmierzyćczasupłyną-
cegoniejednostajnie.Dlategowprowadzonopojęcie
fikcyjnegosłońcaśredniego-punktu,któryporu-
szasięporówniku(anieekliptyce)zestałąpręd-
kościąkątową,dokonującpełnegoobieguwciągu
roku.Mamynamyślirokzwrotnikowy,czyliod-
stępczasupomiędzydwomakolejnymiprzejściami
Słońcaprzezpunktrównonocywiosennej.Wciągu
rokuzwrotnikowegorektascensjaSłońcawzrasta
dokładnieo24h.Długośćrokuzwrotnikowegowy-
nosi365d5h48m465=365,2422d.Ponieważpunkt
Baranaprzesuwasięnaskutekprecesjiwkierunku
przeciwnymdoruchuSłońca,więcrokzwrotni-
kowyjestniecokrótszyodrokugwiazdowego,po
którymSłońcepowracawtosamomiejscenatle
gwiazd.Rokgwiazdowytrwa365,2564d.
Wykorzystującsztucznepojęciesłońcaśrednie-
go,możemyzdefiniowaćrównomierniepłynący
średniczassłoneczny(lubwskrócieczasśredni)
T
Mjakokątgodzinnysłońcaśredniegoh
Mplus12h
(abydatyzmieniałysięopółnocy,kuutrapieniu
astronomów):
(2.45)
Różnicępomiędzyprawdziwymczasemsło-
necznymTaczasemśrednimnazywamyrówna-
niemczasu(niefortunneokreślenie,aletradycyjne):
E=T-T
M.
(2.46)
WartośćEwahasięwgranicachodok.-14mdook.
+16m(rys.2.28)*.Jesttorównieżróżnicapomiędzy
Rys.2.28.Równanieczasu.Zegarysłonecznezawszepo-
kazujączasprawdziwymiejscowy(jeślisąpoprawnie
zbudowane).Chcącpoznaćczasśrednimiejscowy,należy
odjąćwartośćrównaniaczasuodgodzinywskazanej
przezzegarsłoneczny
*Częstospotykasięodwrotnądefinicjęrównaniaczasu.
Zawszetrzebasprawdzić,czyjesieniąEjestdodatnie,azimą
ujemne(jaktutaj),czyprzeciwnie.
