Astronomiczna rachuba czasu

Astronomia jest najstarszą nauką przyrodniczą. Nauka ta powstała w wyniku zaspokajania potrzeb zarówno natury poznawczej, jak i natury praktycznej. Do tej drugiej grupy należy m.in. problem rachuby czasu. Jednym z pierwszych zastosowań astronomii dla potrzeb gospodarki ludzkiej było utworzenie kalendarzowej rachuby czasu.

W życiu i pracy człowieka konieczna jest dokładna rachuba czasu oraz podział czasu na pewne okresy. Taką naturalną podstawową jednostką czasu jest doba słoneczna. Jest to okres czasu stosunkowo krótki. Obok doby drugą, najbardziej naturalną jednostką czasu jest rok.

Obok roku i doby wielkie znaczenie ma również trzecia jednostka czasu - miesiąc, chociaż w mniejszym stopniu powiązana z naturalną pracą człowieka.

Rok i miesiąc podobnie jak doba są okresami czasu uzależnionymi bezpośrednio od zjawisk astronomicznych. Doba słoneczna związana jest z obrotem Ziemi dookoła osi, miesiąc z ruchem Księżyca dookoła Ziemi, rok zaś - z ruchem Ziemi dookoła Słońca.

Każdemu może się na pozór wydawać, że sposób rachuby czasu jest bardzo prosty i nie powinien nasuwać żadnych trudności. Okazuje się, że ani miesiąc, ani rok nie zawierają całkowitej liczby dni jak również w ciągu roku nie ma całkowitej liczby miesięcy księżycowych. Z tego też powodu musiano ustalić szereg reguł, jak łączyć dni w dłuższe okresy, aby były zbliżone do prawdziwego miesiąca i roku. Zbiór takich reguł i przepisów nazywa się kalendarzem.

Mówiąc o kalendarzach nie sposób pominąć takiego pojęcia, jak czas. Izaak Newton pisał w "Zasadach": "Absolutny, prawdziwy i matematyczny czas, sam w sobie i ze swej własnej natury, płynie równomiernie bez związku z czymkolwiek zewnętrznym".

Albert Einstein zrelatywizował czas, który rozważany był jako bezwzględny. Okazało się, że istnieje nie jeden, lecz wiele czasów, a dwa zjawiska mogą ze sobą być i zarazem nie być jednoczesne. Względności czasu towarzyszy względność stosunków przestrzennych. W przestrzeni kosmicznej panuje inny czas niż na Ziemi. Inna jest doba na Ziemi, inna na Marsie, Wenus czy Plutonie.

Nasz czas wyznacza ruch Ziemi wokół Słońca i wokół swej osi. Dlatego mamy rok, a także dnie i noce, odczuwalny fizycznie bieg dobowego czasu - godziny, minuty, sekundy. Ten czas jest różny w różnych częściach naszego globu. W życiu społecznym czas odgrywa ogromną rolę. Całe nasze życie wplecione jest w rytm lat, miesięcy, tygodni, dni, godzin, minut, nawet sekund i ułamków sekund.

Istnieją różne określenia czasu: czas słoneczny prawdziwy, czas słoneczny średni, czas uniwersalny, czas efemeryd, czas gwiazdowy, czas strefowy, lokalny.

Nie rozumiejąc istoty czasu, obserwujemy zmiany, jakie wokół nas zachodzą, obserwujemy ruch. O mijaniu czasu mówią nam zegarki i kartki z kalendarza. Pojęcie czasu towarzyszy ludzkości od początku powstania cywilizacji. Nie ma i nie było społeczności, która nie podporządkowałaby się czasowi - jego wpływowi i rytmowi. Chociaż człowiek nie wymyślił czasu, dostrzegł go i zaczął mierzyć. Było to wielkie odkrycie. Czas, bowiem określa nas nie tylko indywidualnie, określa również naszą planetę i jej miejsce we Wszechświecie.

Bazę, na której opiera się rachuba czasu stanowią elementarne zjawiska na sferze niebieskiej, jak jej ruch dzienny, określający dobę, oraz ruch roczny Słońca, określający rok. Doba i jej części służą do określania krótkich odstępów czasu, a rok wraz z miesiącami i tygodniami - odstępów dłuższych, kalendarzowych. Do rachuby kalendarzowej czasu bywał dawniej wykorzystywany jeszcze ruch Księżyca na niebie.

Ruch dzienny sfery niebieskiej jest obrazem ruchu obrotowego Ziemi dookoła osi, a ruch roczny Słońca - obrazem ruchu obiegowego Ziemi dookoła Słońca.

Mówiąc o czasie astronomicznym mamy na myśli przeważnie krótkie odstępy czasu związane z dobą, a więc z ruchem obrotowym Ziemi dookoła osi.

W ciągu doby położenia wszystkich ciał niebieskich ulegają zmianom. Ruch tych ciał odbywa się w jednym kierunku, z lewa na prawo dla obserwatora na północnej półkuli Ziemi zwróconego twarzą ku południowi. Charakter tego ruchu jest taki, jak gdyby cała sfera niebieska obracała się ruchem jednostajnym dookoła osi, zajmującej niezmienne położenie w przestrzeni, i jak gdyby przy tym ruchu sfera niebieska unosiła znajdujące się na jej powierzchni ciała niebieskie. W ruchu tym gwiazdy zakreślają koła, zwane równoleżnikami niebieskimi, w płaszczyznach prostopadłych do osi obrotu sfery. Punkty, w których oś ruchu dziennego przebija sferę niebieską, noszą nazwę biegunów niebieskich. Zajmują one nieruchome położenia względem obserwatora na powierzchni Ziemi. Położenie ich na niebie jest określone przez to, że są one środkami sferycznymi wszystkich równoleżników niebieskich. Równoleżnik niebieski przechodzący przez środek sfery niebieskiej nosi nazwę równika niebieskiego.

Położenia punktów na sferze niebieskiej można określać w odniesieniu do wybranych na niej wielkich kół. W astronomii mamy do czynienia z kilkoma układami współrzędnych: układ współrzędnych horyzontalnych, pierwszy układ współrzędnych równikowych, drugi układ współrzędnych równikowych, układ współrzędnych ekliptycznych.

W astronomii czas rozumiemy zawsze jako kąt godzinny określonego punktu na sferze niebieskiej.

Drugim elementarnym zjawiskiem astronomicznym, odnoszącym się do Słońca, jest jego ruch roczny na tle gwiazd. Słońce systematycznie przesuwa się na tle gwiazd z zachodu na wschód okrążając całe niebo w ciągu roku. Droga ruchu rocznego Słońca jest wielkim kołem sfery niebieskiej - koło to nosi nazwę ekliptyki. Kąt nachylenia ekliptyki do równika wynosi 23º27'. Punkty przecięcia się ekliptyki z równikiem niebieskim noszą nazwę punktów równonocy (wiosennej i jesiennej).

W praktyce astronomicznej czas określamy więc jako pewien kąt i tym tłumaczy się stosowanie jednostek czasowych do określania kątów godzinnych, rektascensji ciał niebieskich i długości geograficznych.

Czas gwiazdowy.

Czas gwiazdowy związany jest z okresowością ruchu dziennego sfery niebieskiej. Gdyby gwiazdy były ściśle nieruchomymi punktami sfery niebieskiej, to za obiekt, służący do wyznaczania czasu, moglibyśmy wybrać dowolną gwiazdę i czas mierzyć jej kątem godzinnym. Gwiazdy jednak nie są ściśle mówiąc nieruchomymi punktami sfery niebieskiej, lecz w ich położeniach występują niewielkie wzajemne przesunięcia. Poza tym czas dogodniej jest wiązać z układami współrzędnych, do czego najlepiej nadaje się drugi układ współrzędnych równikowych, w którym wybieramy za podstawowy punkt sfery niebieskiej w rachubie czasu punkt równonocy wiosennej i kąt godzinny tego punktu nazywamy czasem gwiazdowym. Odstęp czasu między kolejnymi kulminacjami górnymi punktu równonocy wiosennej nosi nazwę doby gwiazdowej. Gdyby kierunek ku punktowi równonocy wiosennej nie ulegał zmianom, to doba gwiazdowa byłaby jednocześnie okresem obrotu Ziemi dookoła osi. Wskutek jednak zjawiska precesji, sprawiającego, że punkt równonocy wiosennej przesuwa się na niebie ze wschodu na zachód, doba gwiazdowa jest nieco krótsza (o około 1/120s) od okresu obrotu Ziemi dookoła osi.

Doba gwiazdowa dzieli się na 24 godziny gwiazdowe, z których każda dzieli się na 60 minut gwiazdowych, a z kolei każda minuta gwiazdowa dzieli się na 60 sekund gwiazdowych.

Czas słoneczny.

Czas gwiazdowy nie znajduje zastosowania przy zaspokajaniu potrzeb życia codziennego. Rytm bowiem życia ludzkiego jest ściśle związany z ruchem dziennym Słońca, jego wschodami i zachodami, należy zatem czas zaspokajający te potrzeby oprzeć na obserwowanym ruchu dziennym Słońca.

Spośród wszystkich zjawisk niebieskich pierwotny człowiek poznał najpierw zmianę światła i ciemności w ciągu doby, którą dzielił na dwie części: dzień, od wschodu do zachodu Słońca i noc, od zachodu do wschodu. Wraz z rozwojem cywilizacji nauczono się dzielić dzień i noc na mniejsze jednostki czasu. Na przykład w starożytnym Egipcie wprowadzono pojęcie godziny, dzieląc dzień na 12 godzin dziennych i noc na 12 godzin nocnych. System ten był również stosowany w Grecji, skąd go przejęli Rzymianie i Arabowie, a od nich narody europejskie czasów średniowiecza. Oczywiście w różnych porach roku godziny te miały różną wartość. W krajach podzwrotnikowych, gdzie długość nocy i dni nie ulega w ciągu roku wielkim zmianom, godziny letnie nie różniły się zbytnio od zimowych, jednakże w krajach położonych na północ od zwrotników, różnice te są już znaczne i to tym większe, im dalej na północ dany kraj jest położony.

W czasach nowożytnych, wraz z postępem astronomii przyjęto za miarę czasu kąt godzinny środka tarczy słonecznej. Odstęp czasu między kolejnymi górnymi (lub dolnymi) kulminacjami środka tarczy Słońca nosi nazwę prawdziwej doby słonecznej, chwila zaś kulminacji górnej tego środka nazywa się prawdziwym południem, a chwila kulminacji dolnej - prawdziwą północą. W astronomicznej rachubie czasu przed r.1925, za początek prawdziwej doby słonecznej przyjmowano południe. Czasem prawdziwym słonecznym nazywano w tej rachubie kąt godzinny tarczy słonecznej. Obecnie na ogół za początek prawdziwej doby słonecznej przyjmujemy północ, czas prawdziwy słoneczny określamy więc jako kąt godzinny środka tarczy słonecznej, powiększony o 12h.

Czas prawdziwy słoneczny nie jest czasem jednostajnym, bo kąt godzinny środka tarczy słonecznej nie narasta jednostajnie. Wskutek tego poszczególne prawdziwe doby słoneczne nie są sobie równe, bo z jednej strony Słońce porusza się z niejednostajną prędkością po ekliptyce, z drugiej zaś strony, gdyby nawet ruch ten był jednostajny, to kąty godzinne Słońca nie narastałyby jednostajnie, gdyż rzuty na równik równych łuków ekliptyki w różnych jej miejscach nie są równe, np. większe blisko stanowisk Słońca, a mniejsze blisko punktów równonocy. Przy obliczaniu niejednostajnego wzrostu kątów godzinnych Słońca należy uwzględnić oba nakładające się efekty.

Do rejestracji w czasie zarówno zjawisk fizycznych jak i astronomicznych wymagany bywa czas wzrastający jednostajnie. Czas taki otrzymujemy przez wprowadzenie pojęcie słońca średniego, określanego jako punkt matematyczny, który poruszałby się po równiku ze stałą prędkością kątową równą średniej prędkości kątowej ruchu rzeczywistego Słońca po ekliptyce. Z definicji tej wynika, że rektascensja słońca średniego równa się jego średniej długości ekliptycznej.

Średnia długość ekliptyczna Słońca wzrasta z prędkością jednostajną, rektascensja słońca średniego też wzrasta z prędkością jednostajną, wskutek czego kąt godzinny słońca średniego rośnie jednostajnie. Za miarę czasu jednostajnego można zatem przyjąć kąt godzinny słońca średniego i ten kąt godzinny, powiększony o 12h, nosi nazwę czasu średniego słonecznego. Odstęp czasu między kolejnymi kulminacjami dolnymi słońca średniego nazywamy dobą średnią słoneczną. Dzieli się ona na 24 godziny, które z kolei dzielą się na 60 minut, a te ostatnie na 60 sekund, wszystko w jednostkach średnich słonecznych. Sekunda średnia słoneczna została uznana za podstawową jednostkę czasu.

Czas efemeryd.

Obracająca się dookoła osi Ziemia przyjmowana była za podstawowy zegar, który stanowił miernik czasu zarówno dla potrzeb fizyki, jak i astronomii. Już jednak w XIX w. znane było systematyczne powolne zmniejszanie prędkości ruchu obrotowego Ziemi sprawiające, że doba gwiazdowa wzrasta o 0,001s na stulecie. Tłumaczymy to tarciem wód przypływowych o lądy, w wyniku czego wywiązuje się energia cieplna kosztem energii ruchu obrotowego Ziemi.

Obserwacje położeń Słońca, Księżyca i planet doprowadziły do stwierdzenia, że występuje nieregularność w ruchu obrotowym Ziemi. Z obserwacji tych wynika, że położenia tych ciał odchylają się jednocześnie w jedną stronę od położeń przewidzianych przez teorię. Odchylenia te dadzą się wytłumaczyć jedynie zmianami w jednostajności czasu, opartego na ruchu obrotowym Ziemi dookoła osi. Fluktuacje w długości doby mogą w ciągu szeregu lat akumulować się tak, że Ziemia może się śpieszyć lub spóźniać w stosunku do zegara chodzącego jednostajnie do 30s. Kontrolując prędkość kątową ruchu obrotowego Ziemi, wykryto krótkookresowe zmiany w okresie rocznym i w okresach krótszych. Zmiany tego rodzaju sprawiają, że Ziemia na wiosnę spóźnia się około 0,03s, a na jesieni tyleż śpieszy się w stosunku do zegara chodzącego jednostajnie. Występują też wahania typu nieregularnego. Zarówno regularne, jak i nieregularnie wahania krótkookresowe są spowodowane między innymi zmianami w rozkładzie mas powietrznych i śniegu na Ziemi.

W związku z wykryciem nierównomierności w ruchu obrotowym Ziemi czas wyznaczany bezpośrednio z obserwacji astronomicznych nie może być stosowany do tych zagadnień, które wymagają czasu jednostajnego np. do teorii ruchów ciał niebieskich. Z tego powodu w r. 1956 wprowadzono nową skalę czasu niezależną od założenia jednostajności ruchu obrotowego Ziemi, sprowadzoną jednak do średniego okresu obrotu Ziemi w wybranej epoce. Czas określony w ten sposób otrzymał nazwę czasu efemeryd, w czasie tym bowiem podawane są efemerydy, czyli tabele zawierające w równych odstępach czasu położenia ciał niebieskich. Za podstawę czasu efemeryd wybrano długość roku zwrotnikowego w r. 1900, długość zaś sekundy określono jako 1/31 556 925,9747 tego roku. Z obserwacji astronomicznych, głównie położeń Księżyca, otrzymujemy poprawki, które należy dodawać algebraicznie do czasu uniwersalnego, aby otrzymać jednostajny czas efemeryd.

Czas strefowy.

Czas gwiazdowy, czas prawdziwy słoneczny i czas średni słoneczny należą do kategorii czasów miejscowych, tj. czasów ściśle związanych z południkiem niebieskim miejsca obserwacji. Czasy miejscowe odniesione do różnych południków niebieskich różnią się o kąt, jaki tworzą ze sobą płaszczyzny tych południków. Płaszczyzny południków niebieskich przecinają powierzchnię Ziemi wzdłuż linii noszących nazwę południków geograficznych. Miejscowości położone na tym samym południku geograficznym mają w jednej i tej samej chwili jednakowy czas zarówno gwiazdowy, jak i średni słoneczny, gdyż kąty godzinne punktu równonocy wiosennej lub słońca średniego są w nich jednakowe. Natomiast dla miejscowości położonych na dwóch różnych południkach geograficznych czasy miejscowe różnią się dokładnie o kąt, jaki płaszczyzny obu tych południków tworzą ze sobą. Kąt ten nazywamy różnicą w długości geograficznej. Długość geograficzną L liczymy od południka przechodzącego przez środek lunety ustawionej w obserwatorium astronomicznym w Greenwich (przedmieście Londynu). Liczymy ją jako dodatnią na zachód od Greenwich i jako ujemną na wschód. Do oznaczania długości geograficznej astronomowie stosują przeważnie miarę czasową.

Czas średni słoneczny zaczęto wprowadzać do powszechnego użytku dopiero przy końcu XVIII w.. Przez cały prawie XIX w. zegary wskazywały czas miejscowy, co zmuszało podróżnych do przestawiania wskazówek zegara przy przejeżdżaniu z jednej miejscowości do drugiej. Rozwój środków komunikacyjnych, budowa kolei żelaznych, stosowanie telegrafu, wywołały potrzebę ujednostajnienia czasu na znacznych obszarach Ziemi, a następnie na całej kuli ziemskiej. Zagadnienie to wiązało się z wyborem fundamentalnego południka, za który pod koniec XIX w. uznano ostatecznie południk obserwatorium w Greenwich, a czas średni słoneczny tego południka liczony od północy uznano za podstawowy na całej kuli ziemskiej. Aby jednak wszędzie doba mogła rozpoczynać się w momencie niezbyt wiele różniącym się od miejscowej północy, podzielono całą Ziemię na 24 strefy po 15º (od zerowej do 23), wprowadzając 24 południki strefowe, rozmieszczone tak na Ziemi, aby ich różnice długości geograficznej względem południka w Greenwich wyrażały się całkowitą liczbą godzin. W każdym kraju przyjmuje się zatem czas jednego z południków strefowych, zwykle najbliżej położonego, co jest równoważne dodaniu do czasu średniego południka w Greenwich, lub odjęciu od niego całkowitej liczby godzin.

Czas średni słoneczny południka w Greenwich liczony od północy otrzymał nazwę czasu uniwersalnego.

W każdej strefie obowiązuje czas południka przechodzącego przez środek strefy. Czas w sąsiednich strefach różni się o 1h.

Z zagadnieniem czasu strefowego wiąże się sprawa datowania dni w rozmaitych częściach Ziemi. Weźmy pod uwagę północ 0h czasu uniwersalnego. W strefie południka L = -1h jest wówczas godzina pierwsza po północy, w strefie południka L = -2h jest druga godzina tej samej daty itd.. Na południku L = -12h będziemy mieli czas o 12 godzin większy od uniwersalnego, czyli południe 12h daty rozpoczynającej się w Greenwich. Przesuwając się ku zachodowi, w chwili 0h czasu uniwersalnego, mamy na południku L = +1h godzinę 23 ubiegłej daty, na południku L = +2h godzinę 22 itd.. Na południku L = +12h będziemy mieli czas o 12h mniejszy od rozpoczynającej się daty w Greenwich, czyli południe dnia ubiegłego. Dwaj podróżni, z których jeden dotarłby do południka L = 12h od zachodu, a drugi od wschodu, datowaliby dzień odmiennie i różniliby się w rachubie daty dokładnie o jedną dobę. Na południku tym powinna nastąpić zmiana daty.

Na podstawie umowy międzynarodowej została wprowadzona linia zmiany daty. Umówiono się, że granica zmiany daty nie biegnie ściśle wzdłuż południka L= 12h, lecz przebiega Pacyfik nie przecinając wysp i lądów. Cały kontynent azjatycki pozostaje po stronie dat późniejszych, wyspy Aleuty leżą po stronie dat wcześniejszych. Dla szerokości geograficznych południowych od -20º do -40º (na wschód od Nowej Zelandii) linia zmiany daty przebiega wzdłuż południka L= +11h30m. Przekraczając linię zmiany daty z zachodu na wschód, liczymy datę dnia przekroczenia dwukrotnie. Przekraczając zaś tę linię ze wschodu na zachód, opuszczamy jeden dzień w rachubie czasu. Zmiana daty następuje zwykle o najbliższej północy po przekroczeniu linii zmiany daty. Jest rzeczą ciekawą i na pierwszy rzut oka dziwną, lecz każda kalendarzowa data trwa na Ziemi nie dobę, lecz 48 godzin od momentu swojego pierwszego pojawienia się po zachodniej stronie linii zmiany daty aż do zniknięcia po wschodniej stronie tej linii.

Pierwszym krajem, który zastosował się do podziału strefowego była Japonia. Wprowadzono tu jednolity czas według południka oddalonego od Greenwich o 135º. Odpowiada to różnicy czasu 9h. Następnymi krajami były: Austro - Węgry, Holandia, Belgia, Niemcy, Włochy, Dania, Norwegia, Szwajcaria, Francja. W Polsce czas strefowy obowiązywał powszechnie od 1915 r., ale ustawowo dopiero od 1.VI.1922r.. Od tego dnia doba zaczyna się u nas oficjalnie w momencie dołowania Słońca średniego w południku 15º na wschód od Greenwich. Zegary (z wyjątkiem słonecznych) powinny wskazywać czas środkowoeuropejski, właściwy dla południka 15º. Począwszy od 3.IV.1977r. wprowadzono u nas przejściowo czas "letni" i "zimowy". Wprowadzono również czas lokalny, który wskazują nasze zegarki (jest to czas obowiązujący w granicach danego kraju).

Świat przyjął czasy strefowe bez większego oporu. Z wyjątkiem niektórych krajów mahometańskich, gdzie nadal obowiązuje słoneczny czas prawdziwy.

Rok gwiazdowy i zwrotnikowy.

Ruch roczny Słońca określa dłuższą jednostkę czasu, zwaną rokiem. Rozróżniamy dwie tego rodzaju jednostki: rok gwiazdowy i rok zwrotnikowy. Pierwszy z nich odnosimy do punktu nieruchomego sfery niebieskiej np. do jakiejś fikcyjnej nieruchomej gwiazdy położonej dokładnie na ekliptyce. Odstęp czasu, który upływa między kolejnymi przejściami Słońca przez taki stały punkt, nosi nazwę roku gwiazdowego. Jest on okresem obiegu Ziemi dookoła Słońca. Jego przybliżona wartość wynosi 365 dni 6 godzin 9 minut 10 sekund (365,2564d) czasu średniego słonecznego. Drugi okres roczny określamy jako odstęp czasu między kolejnymi przejściami Słońca przez punkt równonocy wiosennej. Ponieważ na skutek precesji punkt równonocy cofa się średnio o 50 "rocznie w stosunku do gwiazd, czyli o taki kąt przesuwa się ze wschodu na zachód w kierunku przeciwnym rocznemu ruchowi Słońca, to ten odstęp czasu jest krótszy od roku gwiazdowego i wynosi w przybliżeniu 365 dni 5 godzin 48 minut 46 sekund (365,2422d). Otrzymał on nazwę roku zwrotnikowego. W okresie tym zarówno długość ekliptyczna Słońca, jak i jego rektascensja przebiegają pełny zakres zmian od 0º do 360º. Rok zwrotnikowy jako okres zmian pór roku, które regulują tryb życia na Ziemi, został przyjęty za podstawową jednostkę rachuby lat.

Miesiąc synodyczny.

Również ruch Księżyca na niebie może być przyjęty jako miernik czasu. Księżyc porusza się znacznie szybciej na niebie niż Słońce. W ciągu doby przesunięcie Księżyca na tle gwiazd z zachodu na wschód wynosi około 13º, podczas gdy Słońce przesuwa się na niebie w tym samym kierunku około 1º na dobę. Księżyc ponadto oddala się na sferze niebieskiej od Słońca w kierunku wschodnim przeciętnie o 12º w ciągu doby. Aby oddalić się o 360º potrzebuje okrągło 30 dni.

Ruch Księżyca względem Słońca na niebie określa nową jednostkę czasu, która nosi nazwę miesiąca synodycznego. Znalazł on istotne zastosowanie w kalendarzowej rachubie czasu. Przy ściślejszym określeniu miesiąca synodycznego rozpatrujemy różnicę między długością ekliptyczną Słońca i Księżyca. Gdy te długości są sobie równe, mówimy, że Księżyc jest w nowiu, gdy zaś one różnią się o 180º, to Księżyc jest w pełni. Miesiącem synodycznym nazywamy odstęp czasu między dwoma kolejno po sobie następującymi nowiami Księżyca. Średnia jego wartość wynosi 29 dni 12 godzin 44 minuty 8 sekund
(29,5306d) średnich słonecznych.

Kalendarz.

Doba średnia słoneczna, miesiąc synodyczny i rok zwrotnikowy są podstawowymi jednostkami, na których oparto kalendarzową rachubę czasu. Są to jednostki niewspółmierne w stosunku do siebie, dlatego potrzebne były umowne reguły pozwalające łączyć doby w dłuższe okresy czasu tak, aby okresy te mogły być z należytym przybliżeniem uzgodnione z jednostkami naturalnymi: miesiącem i rokiem. Zbiór takich przepisów jest istotną treścią kalendarza.

" Encyklopedia Popularna "PWN określa definicję kalendarza w następujący sposób: " Kalendarz- system rachuby dni i dłuższych odstępów czasu, opierający się na 2 okresowych zjawiskach astronomicznych: cyklu zmian pór roku (związanych z obiegiem Ziemi wokół Słońca) i zmian faz Księżyca; stąd podział na kalendarze słoneczne (solarne), księżycowe (lunarne) i księżycowo- słoneczne ( lunisolarne). "

" Kalendarz słoneczny (solarny) - system rachuby czasu oparty na cyklu obiegu Ziemi wokół Słońca (rok zwrotnikowy); 12 miesięcy roku nie jest związanych z fazami Księżyca. "

" Kalendarz księżycowy (lunarny) - system rachuby czasu oparty na cyklu zmian faz Księżyca; ma rok krótszy od roku zwrotnikowego o około 11 dni, dlatego początek roku księżycowego w ciągu 33 lat przechodzi kolejno przez wszystkie pory roku. "

" Kalendarz księżycowo - słoneczny (lunisolarny) - system rachuby czasu łączący kalendarz księżycowy ze słonecznym; dla wyrównania różnicy dni roku (około 11) w obu kalendarzach dodaje się w określonych latach 13 miesiąc. "

Rachuba kalendarzowa czasu była najdawniejszym zastosowaniem wiadomości astronomicznych do potrzeb życia praktycznego. Początki stosowanej przez nas rachuby kalendarzowej czasu znajdujemy w starożytności.

Dokonywano wielu reform kalendarza. Najbardziej owocne były reformy przeprowadzone przez Juliusa Cezara w r. 45 p.n.e., a następnie przez papieża Grzegorza XIII w r. 1582.

Rachuba ciągła dni.

Zamiast określania daty jakiegoś zjawiska przez podanie dnia, miesiąca i roku stosowana bywa niekiedy w astronomii rachuba ciągła dni, zaproponowana w 1583 roku przez Józefa Scaligera i nosząca nazwę daty juliańskiej.

Opiera się ona na trzech chronologicznych cyklach: słonecznym złożonym z 28 lat juliańskich po 365 1/4 dni, cyklu Metona złożonym z 19 lat juliańskich (235 miesięcy synodycznych) i indykcji rzymskiej wynoszącej 15 lat.

W danym cyklu każdy rok bywał oznaczany kolejnym numerem, od 1 do 19 w cyklu Metona, od 1 do 28 w cyklu słonecznym i od 1 do 15 w indykcji rzymskiej.

W roku 4713 p.n.e. każda z tych liczb porządkowych była równa jedności. Scaliger wybrał 1 stycznia 4713 r. p.n.e. za początek rachuby ciągłej dni. Daty juliańskie oznaczamy literami J.D.. Wyrażają się one obecnie liczbami siedmiocyfrowymi np. w dniu 1 stycznia 1965 roku data juliańska wynosiła 2438762,0d. Każdy dzień w tej rachubie ma swój numer porządkowy.

Zgodnie z umową międzynarodową początek daty juliańskiej danego dnia przypada na południe czasu uniwersalnego.

Dniami juliańskimi posługujemy się przy badaniu różnych okresowych zjawisk astronomicznych, między innymi zmian blasku gwiazd zmiennych.

Okres juliański 7980 lat = 28 x 19 x 15 stanowi najmniejszą wielokrotność trzech cyklów: słonecznego, 28 - letniego, po którym dni tygodnia przypadają na te same dni roku, 19 -letniego cyklu księżycowego Metona, po którym fazy Księżyca przypadają na te same dni miesiąca i okresu 15 - letniego, tzw. rzymskiego indiktionu, po upływie którego w Imperium Rzymskim ściągano nadzwyczajny podatek. Rok 4713 p.n.e. był równocześnie pierwszym rokiem wszystkich trzech cykli. Koniec tego okresu, według kalendarza gregoriańskiego przypada w dniu 23 stycznia 3268 roku.

W kalendarzach astronomicznych podawane są kolejne liczby dni juliańskich na każdy dzień roku.

Literatura:
1. Antoni Opolski:" Kalendarz i jego dzieje ", zeszyt IV z cyklu" Czas ", Wydawnictwo Popularno - Naukowe Wiedza Powszechna, Spółdzielnia Wydawnicza" Czytelnik ", 1948.
2. Eugeniusz Rybka:" Astronomia ogólna ", wydanie IV, Państwowe Wydawnictwo Naukowe, Warszawa 1970.
3. Encyklopedia Popularna" PWN, wydanie V, Warszawa 1982.
4. P.G. Kulikowski: "Poradnik miłośnika astronomii", Państwowe Wydawnictwo Naukowe, Warszawa 1976.

Opracowanie: Maria Brodowska

Wyświetleń: 3286