 |
Ta strona wykorzystuje zawartość angielskiej Wikipedii. Oryginalny artykuł znajdował się pod adresem Tropical year. Listę autorów można zobaczyć w historii strony. Podobnie jak w przypadku Kalendarza Wikia, tekst z Wikipedii jest dostępny na licencji Creative Commons License. Zobacz Wikia:Licensing. |
Rok zwrotnikowy (znany również jako rok słoneczny) to czas, jaki Słońce, widziane z Ziemi, potrzebuje, aby powrócić do tej samej pozycji wzdłuż ekliptyki (swojej drogi wśród gwiazd na sferze niebieskiej) w stosunku do równonocy i przesileń. Dokładna długość czasu zależy od tego, który punkt ekliptyki wybierzemy: zaczynając od (północnej) równonocy wiosennej, jednego z czterech punktów kardynalnych wzdłuż ekliptyki, otrzymamy rok równonocy wiosennej; uśredniając wszystkie punkty początkowe na ekliptyce otrzymamy średni rok zwrotnikowy.
Na Ziemi, ludzie zauważają postęp roku zwrotnikowego z powolnego ruchu Słońca z południa na północ i z powrotem; słowo „zwrotnikowy” pochodzi od greckiego tropos oznaczającego „obrót”. Zwrotniki Raka i Koziorożca wyznaczają skrajne północne i południowe szerokości geograficzne, na których Słońce może pojawiać się bezpośrednio nad głową. Pozycja Słońca może być mierzona poprzez zmianę z dnia na dzień długości cienia w południe na gnomonie (pionowym słupie lub kiju). Jest to najbardziej „naturalny” sposób mierzenia roku w tym sensie, że zmiany nasłonecznienia napędzają pory roku.
Because the vernal equinox moves back along the ecliptic due to precession, a tropical year is shorter than a sidereal year (in 2000, the difference was 20.409 minut; w 1900 r. było to 20.400 min).
Subtelności
Ruch Ziemi na jej orbicie (i dlatego pozorny ruch Słońca wśród gwiazd) nie jest całkowicie regularny. Wynika to z perturbacji grawitacyjnych Księżyca i planet. Dlatego czas pomiędzy kolejnymi przejściami przez dany punkt na ekliptyce będzie się różnił. Ponadto, prędkość Ziemi na jej orbicie jest różna (ponieważ orbita jest eliptyczna, a nie kołowa). Co więcej, pozycja równonocy na orbicie zmienia się z powodu precesji. W konsekwencji (wyjaśnione poniżej) długość roku zwrotnikowego zależy od konkretnego punktu, który wybierzemy na ekliptyce (mierzonego od, i poruszającego się razem z równonocą), do którego Słońce powinno powrócić.
W związku z tym astronomowie zdefiniowali średni rok zwrotnikowy, czyli średnią dla wszystkich punktów na ekliptyce; ma on długość około 365,24219 dni SI. Oprócz tego zdefiniowano lata zwrotnikowe dla poszczególnych punktów na ekliptyce: w szczególności rok równonocy wiosennej, który zaczyna się i kończy, gdy Słońce znajduje się w punkcie równonocy wiosennej. Jego długość wynosi około 365,2424 dni.
Dodatkowa komplikacja: Możemy mierzyć czas albo w „dniach o stałej długości”: dniach SI o długości 86 400 sekund SI, definiowanych przez zegary atomowe lub dniach dynamicznych definiowanych przez ruch Księżyca i planet; albo w średnich dniach słonecznych, definiowanych przez ruch obrotowy Ziemi względem Słońca. Czas trwania średniego dnia słonecznego, mierzony przez zegary, stale się wydłuża (lub odwrotnie, dni zegarowe stale się skracają, mierzone przez zegar słoneczny). Trzeba używać średniego dnia słonecznego, ponieważ długość każdego dnia słonecznego zmienia się regularnie w ciągu roku, jak pokazuje równanie czasu.
Jak wyjaśniono w Error in Statement of Tropical Year, używanie wartości „średniego roku zwrotnikowego” w odniesieniu do roku równonocy wiosennej zdefiniowanego powyżej jest, ściśle mówiąc, błędem. Słowa „rok zwrotnikowy” w astronomicznym żargonie odnoszą się tylko do średniego roku zwrotnikowego, w stylu Newcomba, wynoszącego 365,24219 dni SI. Rok równonocy wiosennej, liczący 365,2424 średnich dni słonecznych, jest również ważny, ponieważ stanowi podstawę większości kalendarzy słonecznych, ale nie jest to „rok zwrotnikowy” współczesnych astronomów.
Liczba średnich dni słonecznych w roku równonocy wiosennej oscylowała między 365,2424 a 365,2423 przez kilka tysiącleci i prawdopodobnie pozostanie w pobliżu 365,2424 przez kilka kolejnych. Ta długoterminowa stabilność jest czystym przypadkiem, ponieważ w naszej erze spowolnienie rotacji, przyspieszenie średniego ruchu orbitalnego i efekt w równonocy wiosennej rotacji i zmian kształtu orbity Ziemi, zdarzają się prawie znieść.
W przeciwieństwie do tego, średni rok zwrotnikowy, mierzony w dniach SI, jest coraz krótszy. Wynosił 365,2423 dni SI w około AD 200, a obecnie jest bliski 365,2422 dni SI.
Obecna wartość średnia
Najnowsza wartość średniego roku zwrotnikowego w J2000.0 (1 stycznia 2000, 12:00 TT) zgodnie z niekompletnym analitycznym rozwiązaniem Moissona wynosiła:
365.242 190 419 dni SI
Starsza wartość z kompletnego rozwiązania opisanego przez Meeusa była:
(ta wartość jest zgodna ze zmianą liniową i innymi latami ekliptycznymi, które następują)
365.242 189 670 dni SI.
Z powodu zmian w tempie precesji i w orbicie Ziemi, istnieje stała zmiana w długości roku zwrotnikowego. Można to wyrazić wielomianem w czasie; człon liniowy wynosi:
różnica (dni) = -0,000 000 061 62×a dni (a w latach juliańskich od roku 2000),
lub około 5 ms/rok, co oznacza, że 2000 lat temu rok zwrotnikowy był dłuższy o 10 sekund.
Uwaga: w tym i następnych wzorach używa się dni o długości dokładnie 86400 sekund SI. a jest mierzone w latach juliańskich (365,25 dni) od epoki (2000). Skala czasowa to Czas Ziemski, który jest oparty na zegarach atomowych (dawniej używano Czasu Efemerydalnego); różni się on od Czasu Uniwersalnego, który podąża za nieco nieprzewidywalnym ruchem obrotowym Ziemi. Ta (niewielka, ale kumulująca się) różnica (zwana ΔT) jest istotna dla zastosowań, które odnoszą się do czasu i dni obserwowanych z Ziemi, takich jak kalendarze i badania historycznych obserwacji astronomicznych, takich jak zaćmienia.
Różne długości
Jak już wspomniano, istnieje pewien wybór w długości roku zwrotnikowego w zależności od punktu odniesienia, który się wybierze. Powodem jest to, że podczas gdy precesja równonocy jest dość stała, pozorna prędkość Słońca w ciągu roku nie jest. Kiedy Ziemia znajduje się w pobliżu peryhelium swojej orbity (obecnie około 3 – 4 stycznia), porusza się ona (a więc i Słońce widziane z Ziemi) szybciej niż przeciętnie; stąd czas zyskany przy zbliżaniu się do punktu na ekliptyce jest stosunkowo niewielki, a „rok zwrotnikowy” mierzony dla tego punktu będzie dłuższy niż przeciętnie. Tak jest w przypadku, gdy mierzy się czas powrotu Słońca do punktu przesilenia południowego (około 21 grudnia – 22 grudnia), który jest bliski peryhelium.
Odwrotnie, punkt przesilenia północnego obecnie znajduje się w pobliżu aphelium, gdzie Słońce porusza się wolniej niż przeciętnie. Stąd czas uzyskany dzięki temu, że ten punkt zbliżył się do Słońca (o tę samą odległość łuku kątowego, co ma miejsce w punkcie przesilenia południowego) jest znacznie większy: tak więc rok zwrotnikowy mierzony dla tego punktu jest krótszy niż przeciętnie. Punkty równonocy znajdują się pomiędzy nimi i obecnie lata zwrotnikowe zmierzone dla nich są bliższe wartości średniego roku zwrotnikowego, jak podano powyżej. Ponieważ równonoc zatoczy pełne koło w stosunku do peryhelium (w ciągu około 21 000 lat), długość roku zwrotnikowego określona w odniesieniu do konkretnego punktu na ekliptyce oscyluje wokół średniego roku zwrotnikowego.
Obecne wartości i ich roczna zmiana czasu powrotu do kardynalnych punktów ekliptyki to:
- równonoc północna: 365.24237404 + 0.00000010338×a dni
- przesilenie północne: 365.24162603 + 0.00000000650×a dni
- równonoc jesienna: 365.24201767 – 0.00000023150×a dni
- przesilenie południowe: 365.24274049 – 0.00000012446×a dni
Zauważ, że średnia z tych czterech wynosi 365.2422 dni SI (średni rok zwrotnikowy). Liczba ta obecnie maleje, co oznacza, że lata stają się coraz krótsze, jeśli mierzyć je w sekundach. Teraz, rzeczywiste dni stają się powoli i systematycznie dłuższe, mierzone w sekundach. Tak więc liczba rzeczywistych dni w roku również maleje.
Różnice pomiędzy różnymi typami roku są stosunkowo niewielkie dla obecnej konfiguracji orbity Ziemi. Na Marsie natomiast różnice pomiędzy różnymi typami lat są o rząd wielkości większe: rok równonocy wiosennej = 668,5907 dni marsjańskich (sols), rok przesilenia letniego = 668,5880 sols, rok równonocy jesiennej = 668,5940 sols, rok przesilenia zimowego = 668,5958 sols, przy czym rok zwrotnikowy wynosi 668,5921 sols . Jest to spowodowane znacznie większym mimośrodem orbitalnym Marsa.
Orbita Ziemi przechodzi przez cykle rosnącego i malejącego mimośrodu w skali czasowej około 100 000 lat (cykle Milankovitcha); a jej mimośród może osiągnąć tak wysoki poziom jak około 0,06. W odległej przyszłości Ziemia będzie więc miała również znacznie bardziej rozbieżne wartości poszczególnych lat równonocy i przesileń.
Rok kalendarzowy
To rozróżnienie jest istotne dla badań kalendarzowych. Ustalony kalendarz hebrajski stworzył matematyczne rozwiązanie dla różnic, które powstają między rokiem słonecznym i księżycowym, tak że wszystkie święta żydowskie występują w tym samym sezonie każdego roku. The główny Chrześcijański ruchomy święto być Wielkanoc. W czasach wczesnochrześcijańskich stosowano kilka różnych sposobów obliczania daty Wielkanocy, ale ostatecznie przyjęto jednolitą zasadę, że Wielkanoc będzie obchodzona w niedzielę po pierwszej (kościelnej) pełni księżyca w dniu lub po dniu (kościelnej, a nie rzeczywistej) równonocy wiosennej, która wypadała 21 marca. Kościół zatem postawił sobie za cel utrzymanie dnia (rzeczywistej) równonocy wiosennej na lub w pobliżu 21 marca, a rok kalendarzowy musi być zsynchronizowany z rokiem zwrotnikowym mierzonym średnim odstępem czasu między równonocami wiosennymi. Od około AD 1000 średni rok zwrotnikowy (mierzony w dniach SI) stawał się coraz krótszy niż ten średni odstęp między równonocami wiosennymi (mierzony w rzeczywistych dniach), chociaż odstęp między kolejnymi równonocami wiosennymi mierzony w dniach SI stawał się coraz dłuższy.
Teraz nasz obecny kalendarz gregoriański ma średni rok:
365 + 97/400 = 365.2425 dni.
Although it is close to the vernal equinox year (in line with the intention of the Gregorian calendar reform of 1582), it is slightly too long, and not an optimal approximation when considering the continued fractions listed below. Zauważ, że przybliżenie 365 + 8/33 używane w kalendarzu irańskim jest nawet lepsze, a 365 + 8/33 było rozważane w Rzymie i Anglii jako alternatywa dla katolickiej reformy kalendarza gregoriańskiego z 1582 r.
Co więcej, współczesne obliczenia pokazują, że rok równonocy wiosennej pozostał pomiędzy 365.2423 i 365.2424 dni kalendarzowych (tj. średnie dni słoneczne mierzone w Universal Time) dla ostatnich czterech tysiącleci i powinien pozostać 365.2424 dni (do najbliższej dziesięciotysięcznej dnia kalendarzowego) dla niektórych tysiącleci przyjść. Wynika to z fortunnego wzajemnego anulowania większości czynników wpływających na długość tej szczególnej miary roku zwrotnikowego podczas obecnej ery.
Zasady kalendarza
Wielkim zainteresowaniem wartości roku zwrotnikowego jest utrzymanie synchronizacji roku kalendarzowego z początkiem pór roku. Wszystkie postępowe kalendarze słoneczne od czasów staroegipskich są kalendarzami arytmetycznymi. Oznacza to łatwą zasadę dążenia do osiągnięcia najlepszej możliwej wartości astronomicznej.
W historii kalendarzy słonecznych szczególnie te pięć reguł (przybliżeń) było używanych, jest używanych lub są proponowane:
| Reguła kalendarza | Średni rok w dniach | |
|---|---|---|
| Staroegipski | 365 | = 365. 000 000 000 |
| juliański | 365 + ¼ | = 365. 250 000 000 |
| gregoriańska | 365 + ¼ – 3/400 | = 365. 242 500 000 |
| Khayyam | 365 + 8/33 | = 365. 24 24 24 24 |
| Średni rok zwrotnikowy w epoce 2000.0 | = 365. 242 190 419 | |
| von Mädler | 365 + ¼ – 1/128 | = 365. 242 187 500 |
równonoc marcowa
| równonoc marcowa od AD 2001 do 2048 w czasie dynamicznym (delta T do UT > 1 min.) |
||||||||||||||
| 2001 | 20 | 13:32 | 2002 | 20 | 19:17 | 2003 | 21 | 01:01 | 2004 | 20 | 06:50 | |||
| 2005 | 20 | 12:35 | 2006 | 20 | 18:27 | 2007 | 21 | 00:09 | 2008 | 20 | 05:50 | |||
| 2009 | 20 | 11:45 | 2010 | 20 | 17:34 | 2011 | 20 | 23:22 | 2012 | 20 | 05:16 | |||
| 2013 | 20 | 11:03 | 2014 | 20 | 16:58 | 2015 | 20 | 22:47 | 2016 | 20 | 04:32 | |||
| 2017 | 20 | 10:30 | 2018 | 20 | 16:17 | 2019 | 20 | 22:00 | 2020 | 20 | 03:51 | |||
| 2021 | 20 | 09:39 | 2022 | 20 | 15:35 | 2023 | 20 | 21:26 | 2024 | 20 | 03:08 | |||
| 2025 | 20 | 09:03 | 2026 | 20 | 14:47 | 2027 | 20 | 20:26 | 2028 | 20 | 02:19 | |||
| 2029 | 20 | 08:03 | 2030 | 20 | 13:54 | 2031 | 20 | 19:42 | 2032 | 20 | 01:23 | |||
| 2033 | 20 | 07:24 | 2034 | 20 | 13:19 | 2035 | 20 | 19:04 | 2036 | 20 | 01:04 | |||
| 2037 | 20 | 06:52 | 2038 | 20 | 12:42 | 2039 | 20 | 18:34 | 2040 | 20 | 00:13 | |||
| 2041 | 20 | 06:08 | 2042 | 20 | 11:55 | 2043 | 20 | 17:29 | 2044 | 19 | 23:22 | |||
| 2045 | 20 | 05:09 | 2046 | 20 | 11:00 | 2047 | 20 | 16:54 | 2048 | 19 | 22:36 | |||
| Źródło: Jean Meeus | ||||||||||||||
Przy stosowaniu kalendarza gregoriańskiego w stałych skalach czasu (TT lub TAI), a więc przy ignorowaniu DeltaT, początek wiosny nieuchronnie przesunie się na 19-20 marca, zamiast tradycyjnego 20-21 marca. Gregoriański wspólny rok 2100 czasowo zastąpi równonoc wiosenną na 20-21 marca, ale przesunie się z powrotem na 19-20 marca w 2176 (=17×128) zgodnie z tablicami równonocy Meeusa. Reguła von Mädlera pozwoliłaby regularnie unikać tego przesunięcia na 19 marca przez tysiąclecia.
Zobacz także
- Rok astronomiczny
- Rok boczny
- Jean Meeus i Denis Savoie, „The history of the tropical year”, Journal of the British Astronomical Association 102 (1992) 40-42.
.