• Granice stref klimatycznych
• Pory roku
• Długość dnia i nocy
• Świt, zmierzch, białe noce
• Zadania

Konsekwencją ruchu obrotowego Ziemi wokół własnej osi (z zachodu na wschód) jest codzienny wschód Słońca, jego górowanie w południe i zachód wieczorem. Baczna obserwacja tych zjawisk wykazuje, że nie przebiegają one stale w taki sam sposób. Miejsca wschodu i zachodu Słońca na horyzoncie nie są te same w ciągu roku. Podobnie zmienia się wysokość górowania. Tak samo długość dnia ulega w ciągu roku wyrażnym wahaniom.

Słońce porusza się (widzialny z Ziemi, pozorny ruch Słońca) po ekliptyce, nachylonej do równika pod kątem ε = 23°26'. Jego rektascensja i deklinacja zmieniają się w ciągu doby (rektascensja ok. 1°/dobę, deklinacja ok. 80'/dobę). Na ekliptyce wyróżniamy cztery punkty kardynalne:

• punkt równonocy wiosennej - punkt Barana (), w którym Słońce znajduje się około 21 marca
  (α = 0°, δ = 0°)
• punkt przesilenia letniego - punkt Raka (), w którym Słońce znajduje się około 21 czerwca
  (α = 6^h, δ = +ε)
• punkt równonocy jesiennej - punkt Wagi (), w którym Słońce znajduje się około 22/23 września
  (α = 12^h, δ = 0°)
• punkt przesilenia zimowego - punkt Koziorożca (), w którym Słońce znajduje się około 21 grudnia
  (α = 18^h, δ = −ε)

Wzdłuż ekliptyki ciągnie się tzw. pas zodiakalny, który składa się z 12 gwiazdozbiorów.
Gwiazdozbiory zodiaku mają następujące nazwy i symbole:

Wiosenne Baran Byk Bliźnięta

Letnie Rak Lew Panna

Jesienne Waga Skorpion Strzelec

Zimowe Koziorożec Wodnik Ryby

Słońce przebywa w danym znaku średnio przez jeden miesiąc.

Granice stref klimatycznych

Jednym z następstw rocznego ruchu Słońca po ekliptyce jest możliwość wyróżnienia na Ziemi pięciu stref zwanych tradycyjnie, choć nieściśle, klimatycznymi, a będących właściwie obszarami rozgraniczanymi za pomocą kryteriów określających cechy oświetlenia tych obszarów. Wyróżniamy: strefę gorącą, dwie strefy umiarkowane i dwie strefy polarne.

Strefa gorąca to obszar na powierzchni Ziemi, w którym górowanie Słońca może zachodzić w zenicie. Dla gwiazd górujących w zenicie zachodzi warunek:

Maksymalna i minimalna deklinacja Słońca są odpowiednio równe +23°26' i −23°26'. Tym samym obszar gorący rozciąga się od

Wartości krańcowe określają szerokości geograficzne zwrotników Raka (φ_max = +ε) i Koziorożca (φ_min = −ε). Zwrotniki te są granicznymi równoleżnikami pomiędzy strefą gorącą a strefami umiarkowanymi.

Strefy polarne oddzielone są od stref umiarkowanych kołami podbiegunowymi. Począwszy od kół podbiegunowych rozpoczynają się zjawiska dni i nocy polarnych, tzn. Słońce jest tam przez około pół roku gwiazdą nie zachodzącą, a następną część roku gwiazdą nie wschodzącą.
Szerokość geograficzna północnego koła podbiegunowego wynosi

natomiast południowego

Pory roku

Pory roku są również skutkiem widomego ruchu rocznego Słońca po ekliptyce nachylonej pod kątem 23°5 do równika. Gdyby ekliptyka leżała w tej samej płaszczyźnie co równik ziemski, nasłonecznienie poszczególnych rejonów byłoby ciągle takie samo i nie obserwowalibyśmy zmian pór roku.
Pory roku identyfikujemy z sezonami, w czasie których Słońce przemierza kolejne 90° stopniowe łuki ekliptyki, leżące między jej czterema punktami kardynalnymi.

• Podczas wędrówki Słońca od punktu Raka do punktu Wagi na półkuli północnej jest lato, a na południowej zima. Ziemia przechodzi wóczas przez najodleglejszy punkt swojej orbity - aphelium (na Rys. 16 punkt A).
  Deklinacja Słońca zmienia się w tym czasie od +23°26' > δ > 0°.
  Okres trwa od 22.VI do 22.IX (około 93^d15^h).
• Gdy Słońce przemierza drogę od punktu Wagi do Koziorożca na północnej półkuli panuje jesień, a na południowej wiosna.
  Deklinacja Słońca osiąga wartości ujemne 0° > δ > −23°26'.
  Okres trwa od 23.IX do 21.XII (około 89^d19^m)
• Ostatni łuk przebiega Słońce od punktu Koziorożca do punktu Barana, wtedy na północnej półkuli jest zima, a na południowej lato. Ziemia w tym czasie znajduje się najbliżej Słońca, przechodzi przez perihelium (na Rys. 16 punkt P).
  W tym czasie deklinacja Słońca zaczyna rosnąć od −23°26' < δ < 0°.
  Jest to okres od 22.XII do 20.III (trwa około 89^d0^h).

Astronomiczne pory roku mają zróżnicowane długości. Przyczyną tego jest eliptyczność orbity Ziemi (rys.16). Różnica w długości trwania poszczególnych pór roku może dochodzić do 4 dni. Na półkuli północnej dłużej trwają wiosna i lato. Wiąże się to z tym, że w momencie trwania u nas tych pór roku, Ziemia znajduje się w aphelium - najdalszym punkcie swojej orbity. Wtedy porusza się najwolniej po swojej orbicie. Odwrotnie w przypadku jesieni i zimy. Ziemia przechodzi wówczas przez perihelium i porusza się najszybciej.

Rysunek 17: Ruch dobowy Słońca na niebie w zależności od jego położenia na ekliptyce: a) w dniu przesilenia zimowego, b) przesilenia letniego.

Długość dnia i nocy

W wyniku ruchu obrotowego Ziemi dookoła własnej osi Słońce, oraz wszystkie inne ciała niebieskie, wykonując pozorny ruch dobowy. Po wschodzie Słońca ponad horyzont mamy dzień, a po zachodzie Słońca zapada noc.
Wprzeciwieństwie do odległych gwiazd, deklinacja Słońca nie jest stała lecz zmienia się od −23°26' < δ < +23°26'.
Z tego powodu długość dnia i nocy nie są sobie równe lecz zmieniają się w zależności od tego, gdzie na ekliptyce znajduje się Słońce oraz w którym miejscu powierzchni Ziemi jest obserwator.
Wzory umożliwiające obliczenie czasu wschodu i zachodu Słońca, oraz miejsca na horyzoncie, w jakim to zjawisko nastąpi wyprowadza się rozwiązując tzw. trójkąt paralaktyczny, to jest trójkąt rozpięty na sferze (rys. 18).

W trójkątach paralaktycznych, w odróżnieniu od trójkątów płaskich suma wszystkich kątów może być większa od 180°. Wyobraźmy sobie na przykład trójkąt sferyczny ABC (Rys. 19), którego dwa boki tworzą dwa południki, a trzecim bokiem jest zawarty pomiędzy tymi południkami równik. Południki przecinają się z równikiem pod kątem prostym, suma tych dwóch kątów już jest równa 180°. Reguły rozwiązywania trójkątów są inne niż trójkątów płaskich. Dla naszych celów podamy tylko dwa, najczęściej używane w trygonometrii sferycznej, wzory. Pierwszym jest tzw. wzór kosinusów, służący do poszukiwania długości jednego z boków, gdy dane są długości boków pozostałych i znany jest kąt leżący naprzeciw poszukiwanego boku.

Drugim jest wzór sinusów, mówiący, że iloraz sinusa boku do sinusa kąta leżącego naprzeciwko niego, jest liczbą stałą dla danego trójkąta.

Rysunek 20: a) Trójkąt paralaktyczny w momencie wschodu Słońca, b) w momencie zachodu Słońca

Przypomnijmy, że czas słoneczny, zgodnie ze wzorem [T = t + 12h], otrzymujemy mierząc kąt godzinny Słońca prawdziwego. Aby znaleźć momenty wschodu i zachodu Słońca w danym dniu, trzeba więc znaleźć kąt godzinny Słońca w tych chwilach. Położenie na horyzoncie znajdziemy obliczając azymut Słońca w danych momentach. Rysunek (20) pokazuje nam dwa trójkąty sferyczne, jakie można opisać na niebie w chwili, gdy
a) Słońce wschodzi nad horyzont, i
b) gdy zachodzi.
W sytuacji b), stosujemy wzór kosinusowy [cos a = cos b cos c + sin b sin c cos A] do boku 90°, aby wyznaczyć kąt godzinny momentu zachodu t_W. Następnie ten sam wzór stosujemy do boku 90° + |δ|, aby znaleźć położenie Słońca na horyzoncie A_W w momencie zachodu. W pierwszym przypadku mamy:

Po zastosowaniu trygonometrycznych wzorów redukcyjnych

można powyższe równanie zapisać w prostszej postaci:

Następnie dzieląc przez cos φ cos δ otrzymujemy:

Czas słoneczny, odpowiadający tej chwili otrzymamy zgodnie z równaniem [T = t + 12h] jako

T_W = t_W + 12h

Dla obliczenia azymutu stosujemy wzór kosinusowy do boku 90° + δ, otrzymując kolejno:

Ze względu na symetryczne położenie punktów wschodu i zachodu w stosunku do południka miejscowego, wystarczy obliczyć tylko azymut i kąt godzinny punktu wschodu, ponieważ dla punktu zachodu zachodzi:

T_E = 24^h − T_W
A_E = 360° − A_W

Wzory te są przybliżone, nie uwzględniają pewnych błędów obserwacyjnych np. refrakcji. Należy też pamiętać, że podajemy moment czasu w skali czasu prawdziwego, a nie średniego, i że obie skale związane są ze sobą równaniem [T – T = t – t = α – α].
Dla przykładu wyliczymy momenty wschodu i zachodu Słońca w Poznaniu (φ = 52°), w dniu 21.XII, kiedy deklinacja Słońca wynosi −23°26':

stąd

a po przeliczniu na godziny

Prawdziwy czas słoneczny zachodu [równanie T = t + 12h] będzie

T_W = t_W + 12h = 15h43m44s

Taki jest moment zachodu Słońca w czasie prawdziwym. Czas, jakim posługujemy się na codzień jest średnim czasem słonecznym. Aby zamienić czas słoneczny prawdziwy na średni, trzeba zgodnie z równaniem [T – T = t – t = α – α] znać rektascensję Słońca prawdziwego i średniego na dany moment. Dane te podawane są w rocznikach astronomicznych.
Czas wschodu Słońca, zgodnie ze wzorami [A_E = 360° − A_W] wyniesie

T_E = 24h − T_W = 8h15m16s

Świt, zmierzch, białe noce

Wschód rozpoczyna się w momencie gdy Słońce górnym brzegiem 'dotyka' horyzontu, a zachód w momencie gdy dolny brzeg tarczy słonecznej dotyka horyzontu.
Rozróżniamy trzy rodzaje świtów i zmierzchów:

1. zmierzch cywilny, który kończy się w momencie gdy wysokość środka tarczy słonecznej, bez uwzględniania refrakcji wynosi h = −6°.
Wczasie trwania zmierzchu cywilnego udaje się bez trudu czytanie drobnego druku, o ile niebo jest pogodne i znajdujemy się na zewnątrz pomieszczeń zamkniętych. Pod koniec trwania zmierzchu cywilnego zaczynamy odczuwać potrzebę włąaczenia świateł pozycyjnych w ruchu drogowym pojazdów, ale nie odczuwamy potrzeby oświetlania drogi.

2. zmierzch żeglarski, inaczej nawigacyjny, trwa po zakończeniu zmierzchu cywilnego, kończy się gdy h = −12°.
W ruchu na morzu przestaje być widoczny wschodni horyzont, w ruchu lądowym tę fazę zmierzchu nazywamy potocznie zmrokiem i odczuwamy wyraźną potrzebę oświetlenia drogi.

3. zmierzch astronomiczny, trwa po zakończeniu zmierzchu nawigacyjnego i kończy się w momencie gdy h = −18°.
Wtedy oświetlenie dawane przez pogodne niebo i górne warstwy atmosfery rozpraszające promienie ukrytego pod horyzontem Słońca jest słabsze od światła dawanego przez gwiazdy. W momencie końca zmierzchu astronomicznego zapada dopiero zupełna noc.

W odwrotnym porządku następują momenty początkowe świtów:

1. gdy h = −18° rozpoczyna się świt astronomiczny,
2. gdy h = −12° rozpoczyna się świt żeglarski,
3. gdy h = −6° rozpoczyna się świt cywilny.

Świt kończy się w momencie wschodu Słońca.

Białe noce
W strefach polarnych i graniczących z nimi obszarach stref umiarkowanych na obydwu półkulach obserwujemy zjawisko tzw. białych nocy. Polega ono na tym, że zmierzch przechodzi bezpośrednio w świt gdyż Słońce nie schodzi niżej pod horyzont niż na wysokość −6°.

Zatem warunkiem zaistnienia białej nocy na danym obszarze jest nie mniejsza niż −6° wysokość Słońca w czasie dołowania:

− 6° < h < 0°

Ponieważ wysokość dołowania dowolnego obiektu na półkuli północnej wyraża się wzorem:

można ten wzór zastosować również do Słońca i wówczas (h_d = h, δ_d = δ) mamy:

−6° < φ − 90° + δ < 0°

Białe noce mogą więc zachodzić dla szerokości

84° − δ < φ < 90° − δ

Okres czasu, w którym występuje sezon białych nocy dla danej szerokości można wyznaczyć przekształcając nierówność [84°−δ<φ<90°−δ] tak, aby wyznaczyć δ:

84° − φ < δ < 90° − φ

Np. W dniu przesilenia letniego δ = 23°26', są to szerokości

Wdniu równonocy wiosennej i jesiennej δ = 0° i wówczas białe noce mogąą występować w szerokościach geograficznych:

Trzeba przy tym pamiętać, że deklinacja Słońca δ może przyjmować wartości tylko z przedziału ( 23°26'; +23°26'). A czas, odpowiedź na pytanie 'kiedy', ustalimy sprawdzając którego dnia Słońce ma określoną deklinację.
Aby określić szerokości geograficzne, dla których występuje sezon białych nocy na półkuli południowej, należy zamiast wzoru h_d=φ−90°+δ_d użyć wzoru opisującego wysokość dołowania na półkuli południowej.
Wzory nie uwzględniają zjawiska refrakcji.

Zadania

1. Gdzie leżałyby koła podbiegunowe, a gdzie zwrotniki, gdyby
a) ε = 45°,
b) ε = 60°,
c) ε = 90°,
d) ε = 9° ?
Odpowiedź:

2. Jak wyglądałyby zmiany pór roku i długości dnia i nocy gdyby oś Ziemi była prostopadła do ekliptyki? Odpowiedź: