ČAS, KALENDÁŘ A ASTRONOMIE

Transkript

1 ČAS, KALENDÁŘ A ASTRONOMIE

2 Čas Založen na základě praktických zkušeností s následností dějů Je vzájemně vázán s existencí hmoty a prostoru, umožňuje rozhodnout o následnosti dějů, neexistuje možnost zpětné reprodukce neustále narůstá Fyzika i astronomie se soustřeďuje na měření periodicky se opakujících dějů Problémy s měřením času a zavádění kalendáře: počátek a výběr fyzikálního děje měření nepravidelností srovnání času na hodinách umístěných na různých místech Země přenos časových signálů měření času v pohybujících se soustavách

3 Jednotkačasu a její realizace V soustavě SI je základní jednotkou sekunda V říjnu 1967 přijala 13. generální konference pro míry a váhy v Paříži definici tzv. atomové sekundy časový interval vymezený kmity elmg. záření základního izotopu atomu Cesia C 133 v nulovém magnetickém poli V roce 1971 na 14. konferenci CGPM rozhodla o zavedení mezinárodního atomového času TAI Tento čas TAI je kalibrován mezinárodním ústředím BIH (Bureau International de l Houre) v Paříži, viz. dále

4 Historie měřeníčasu I. Sledováním rovnoměrného pohybu gnómón předchůdce slunečních hodin sluneční hodiny okamžitá poloha Slunce vrženým stínem Slunce Odpočítávání časových intervalů přesýpací hodiny klepsydry svíčkové hodiny

5 Historie měřeníčasu II. Počítáním pravidelných pohybů mechanické hodiny přenosné, nepřenosné (kyvadlové hodiny, věžní hodiny, ) elektrické hodiny řízené elektrickým proudem elektronické hodiny křemenný krystal atomové hodiny

6 Čas v astronomii I. Astronomie v historii určovala pro lidstvo čas periodické jevy na obloze (východ a západ Slunce, Měsíce, pohyb hvězdné oblohy rotace Země), pravidelné střídání ročních období Rotace Země není rovnoměrná čas odvozený z tohoto pohybu je též nerovnoměrný V prvním přiblížení se ovšem dáčas odvozený z pohybů Země za rovnoměrný Odstranění různých nerovnoměrností zavedení středních Sluncí, časová rovnice,

7 Čas v astronomii II. Hvězdný a sluneční den hvězdný den doba, která uplyne mezi dvěma svrchními kulminacemi jarního bodu sluneční den pravý doba, která uplyne mezi dvěma spodními kulminacemi skutečného Slunce Vztah mezi slunečním a hvězdným časem hvězdnýčas hodinový úhel jarního bodu sluneční čas hodinový úhel Slunce zvětšený/zmenšený o 12h Existují dva jarní body střední (rovnoměrný ovlivněný pouze precesí) a pravý (nerovnoměrný ovlivněný precesí i nutací), rozdíl hvězdných časů daný oběma body udává tzv. rovnice ekvinokcií: Hodiny ukazující sluneční čas se budou oproti hvězdným opožďovat téměř o 4 minuty z důvodu pohybu Slunce po ekliptice proti směru denního pohybu oblohy o ~ 0,985, tj. téměř 4 minuty v časové míře

8 Čas v astronomii III. Vliv nerovnoměrnosti zdánlivého ročního slunečního pohybu nerovnoměrný pohyb Slunce po ekliptice (v důsledku 2. Keplerova zákona se Slunce zdánlivě pohybuje nejrychleji v perihelu, nejpomaleji pak v afelu další nepravidelností v délce slunečního dne je to, že měříme hodinový úhel Slunce, tj. rovníkovou souřadnici, ale Slunce se pohybuje po ekliptice Tyto nepravidelnosti pravého slunečního času znamenají podstatné rozdíly oproti času rovnoměrně plynoucímu V dřívějších dobách měření času slunečními hodinami, kdy na přesnosti měření času tolik nezáleželo, nebyly tyto rozdíly tak závažné ~ ±15 minut Později bylo třeba zavést čas, který zahrnuje tyto nepravidelnosti

9 Čas v astronomii IV. Zavedení středních Sluncí pravé (skutečné) Slunce bylo nahrazeno tělesem fiktivním, tzv. středním Sluncem Rozeznáváme dvojí střední Slunce: první střední Slunce pohybuje se rovnoměrně po ekliptice, tj. jako kdyby se Země pohybovala po kružnici, střední denní pohyb je 0,985 ; s pravým Sluncem se potkává na přímce apsid druhé střední Slunce rovnoměrný pohyb po rovníku (u prvního středního Slunce je sice pohyb po ekliptice rovnoměrný ale není rovnoměrný na rovníku Obě střední Slunce se setkávají v okamžiku jarní a podzimní rovnodennosti doba, která uplyne mezi dvěma průchody středních Sluncí jarním bodem se nazývá tropický rok (viz. dále)

10 Čas v astronomii V. Střední čas Sluneční den střední doba, která uplyne mezi dvěma spodními kulminacemi druhého středního Slunce Je-li středníčas T s, jak již bylo uvedeno, platí: T s = t ± 12h Označíme-li pravý čas T p, můžeme napsat tzv. časovou rovnici: R = T p T s

11 Čas v astronomii VI. Pravý sluneční čas udávají sluneční hodiny čas na nich tedy musíme opravit o časovou rovnici, abychom dostali místní střední sluneční čas

12 Čas v astronomii VII. Vztahy mezi hvězdným a středním slunečním časem Střední Slunce, které se za rok dostane opět do jarního bodu se opozdí o jeden celý denní oběh, tzn. že platí: 365,2422 dní středních = 365, dní hvězdných a dále platí, že: 1 den střední = 1, dne hvězdného 24 hodin středních = 24 h 03 m 56, s času hvězdného 1 den hvězdný = 0, dne středního 24 hodin hvězdných = 23 h 56 m 04,09054 s času středního

13 Další typy časů v astronomii I. Univerzální čas (UT) vztažen k lokálnímu času na greenwichskému poledníku, měří se jako občanský od čas od půlnoci každého dne; do roku 1924 se používal GMT ve kterém začínal den vždy v poledne UT je odvozen z rotace Země v rotaci dochází ke změnám, proto se zavedl tzv. UTC (koordinovaný světový čas) UTC je měřen atomovými hodinami šířen rozhlasovými stanicemi UTC se od TAI liší tak, aby rozdíl nebyl větší než 0,9 s Přestupná sekunda, 30. června nebo 31. prosince, poslední

14 Další typy časů v astronomii II. Efemeridový čas (ET) rovnoměrně plynoucí, stanoven dle pohybu Země kolem Slunce a dle pohybu Měsíce (sledování zákrytů); efemeridová sekunda definována jako 1/ , tropického roku, přesnost 1 ms, udržován křemennými hodinami Terestrický čas (TT) nahradil ET, definován obecnou relativitou jako vlastní čas pozorovatele, užívá se v geocentrických efemeridách těles sluneční soustavy, dnes odvozován z TAI Atomový čas (TAI) v současnosti nejpřesnější rovnoměrně plynoucíčas, udržován Rb a Cs hodinami (užívá se vážený průměr z několika nejlepších atomových laboratoří ~ 300) ČAS GPS základní okamžik (GPS = TAI), dnes GPS = TAI 19 s

15 Pásmový čas, datová mez I. Každé místo na Zemi (každý poledník) má svůj místní čas Země je rozdělena na tzv. časová pásma po 15 každé pásmo je posunem o 1 h oproti předchozímu pásmu Pásmový čas (zaveden 1879) se vždy liší celistvým počtem hodin od světového času

16 Pásmový čas, datová mez II. Pásma nemají z praktických důvodů přesné geometrické hranice, ale pokud možno sledují hranice států U nás se používá tzv. středoevropský a středoevropský letní čas: SEČ (CET) = UT + 1h SELČ (CEST) = SEČ + 1h = UT + 2h Místníčas se v ČR liší od středoevropského v rozmezí od 8 minut na západě až +13 minut na východě, na východním Slovensku až o 25 minut Nejmenší odchylka je v místech poblíž 15 poledníku východní délky Nymburk, Kolín, Jindřichův Hradec

17 Pásmový čas, datová mez III. Dohodou stanovená hranice procházející zhruba po 180 poledníku, kde se mění datum Vyhýbá se obydleným oblastem Pásmový čas je po obou stranách tentýž, na západ od datové hranice je datum o den vyšší než na východě

18 Rok a kalendář Siderický (hvězdný) rok je doba, za kterou oběhne Země kolem Slunce vůči hvězdám, tj. o ,2564 dne Tropický rok doba mezi dvěma průchody středního Slunce jarním bodem 365,2422 dne Anomalistický rok doba mezi dvěma průchody Země přísluním (periheliem) 365,2596 dne Drakonický rok doba mezi dvěma po sobě následujícími průchody Slunce výstupným uzlem měsíční dráhy 346,6200 dne Besselův rok doba mezi dvěma po sobě následujícími průchody středního Slunce bodem o rektascenzi α = 18 h 40 m Kalendářní rok rok používaný v běžném životě 365 dní, v tzv. přestupném roce 366 dní

19 Kalendář I. Periodické střídání ročních období přímo ovlivňuje přírodu a donutilo tak člověka, aby tato období nějak dělil Postupem vznikly tři druhy kalendářů lunární, lunárně-sluneční, sluneční Lunární kalendář se používal již v dávných dobách měsíční fáze, opakující se během ~ 30 dnů umožnilo rozdělit roční období na 12 téměř stejně dlouhých úseků V moderní době se používá kalendáře slunečního vycházejícího z oběhu Slunce V současnosti užívaný sluneční kalendář prošel určitým vývojem

20 Kalendář II. V současnosti užívaný kalendář vychází z kalendáře egyptského (lunární kalendář 12 měsíců o 30 dnech + 5 dní na konci roku) 365 dní egyptský rok je o ¼ dne kratší, tj. jednou za 4 roky je rozdíl jednoho dne J. Caesar (45 př.n.l) zavádí juliánský (římský) kalendář sluneční kalendář, podle znalostí alexandrijských astronomů rok měl 365,25 dne, tj. každý čtvrtý rok je rokem přestupným o délce 366 dní Rozdíl 0,0078 dne tropického roku proti juliánskému juliánský rok je o 11 minut a 14 vteřin delší než tropický rok jarní rovnodennost se posunula za 128 let o den zpět, koncem 16. stol. jarní rovnodennost nastávala již 11. března

21 Kalendář III reforma kalendáře, po 4. říjnu následoval 15. říjen Přestupné roky jsou takové, které jsou beze zbytku dělitelné 4 Současně stanoveno, že roky kterými končí století budou přestupné jen tehdy, budou-li dělitelné beze zbytku 400, tzv. sekulární roky Touto změnou se délka kalendářního roku zkrátí na 365,2425 dne, tj. je delší o dne než rok tropický Za ~3000 let vzroste rozdíl mezi dnem jarní rovnodennosti a 21. březnem na 1 den malá odchylka

22 Kalendář IV. Tento kalendář se nazývá gregoriánský (řehořský papež Řehoř XIII. který reformu nařídil) V současnosti celosvětově užívaný kalendář zavedení postupně pro různé země, např.: Anglie 1752 Japonsko 1873 Čína 1912/1949 Rusko 1918 Řecko 1923, V současnosti činí rozdíl mezi juliánským a gregoriánským kalendářem 13 dní; naroste na 14 dní

23 Průběžný počet dnů Juliánské datum V řadě případů je třeba znát, kolik dnů uběhlo od určité události nebo interval mezi dvěma událostmi Pro tyto účely se používá průběžného číslování středních dnů, tzv. Juliánské datum (JD) s počátkem př.n.l ve 12:00 UT, tj. v okamžiku kdy začínají všechny kalendářové cykly Tuto periodu (7980 let) zavedl v r J. J. Scaliger ( ) Zavádí se též tzv. modifikované juliánské datum (MJD), pro které platí: MJD = JD ,5

24 Výpočet JD z občanského a naopak Převod občanského data na juliánské Převod juliánského data na občanské

25 Výpočet data Velikonoc Jedná se o tzv. datum pohyblivého svátku neděle velikonoční je první nedělí po jarním úplňku Algoritmus výpočtu: Existuje několik metod jednou z nich je tzv. Gaussovo pravidlo C. F. Gauss ( )

26 Změny v rotaci Země Teprve zavedením přesných normálů kmitočtů (křemenné, atomové hodiny) se podařilo odhalit nepravidelnosti v rotaci Země Periody změn v rotaci Země: roční amplituda 22 ms; příčinou jsou pravidelné klimatické změny na povrchu Země (přesun vodních a vzdušných hmot) půlroční amplituda 10 ms; příčina je v eliptické dráze Země a tím kolísáním gravitačního působeni Slunce na rotující Zemi perioda 13,8 a 27,6 dne s amplitudou < 1ms; příčinou je excentricita měsíční dráhy Sekulární změny rotace siderická doba oběhu Měsíce se změnila za posledních 100 let o 0,031 s změna rotace Země v důsledku slapových projevů Sečtením všech změn se dospělo k hodnotě denní změny délky dne 4, s, tj. prodloužení dne o 1s za let.

27 Pohyb Země kolem Slunce I. Země se při svém oběhu kolem Slunce pohybuje po v rovině ekliptiky Trajektorie má tvar elipsy (viz. přednáška o základech nebeské mechaniky) změna vzdálenosti Země Slunce, zemská osa svírá s rovinou ekliptiky úhel 23,5 stejný úhel svírá rovníková rovina s ekliptikou Zemská osa si během pohybu kolem Slunce si neustále zachovává svůj směr v prostoru Slunce má v době 21. června maximální deklinaci δ = +23,5 a 21. prosince δ = 23,5

28 Pohyb Země kolem Slunce II. Denní oblouk Slunce a výška Slunce nad obzorem v různých obdobích během roku V důsledku změny deklinace Slunce se samozřejmě mění i výška nad obzorem podle vztahu: h = 90 ϕ + δ

29 Roční období I. Z výše uvedených důvodů dochází ke střídání ročních období; tedy nikoliv v důsledku změny vzdálenosti Země Slunce!!! Rozdíl by činil T ~ C

30 Roční období II. Podle polohy na Zemi trvají jednotlivá roční období různě dlouho elipticitou dráhy Země Roční období Jaro Léto Podzim Zima Severní polokoule ~ 92 d 22 h ~ 93 d 14 h ~ 89 d 17 h ~ 89 d 01 h Jižní polokoule ~ 89 d 17 h ~ 89 d 01 h ~ 92 d 22 h ~ 93 d 14 h Významné rovnoběžky

31 Příklady Jak dlouhý stín vrhá na vodorovnou rovinu svislá tyč 1 m dlouhá, má-li Slunce deklinaci δ = a hodinový úhel t = 19 h 26 m. Zeměpisná šířka pozorovacího místa je ϕ = [d = 1,96 m] Za jak dlouho se posune v důsledku precese zemské osy světový pól o 5? [357,3 roku]

32 Příklady Jaká je maximální hodnota denní aberace pro pozorovatelské stanoviště o zeměpisné šířce ϕ = 50 a kolikrát je menší než roční aberace? Jak velká je hodnota maximální roční aberace na Venuši, která je vzdálena od Slunce r = 0,723 AU a oběžná doba T = 0,615 roku. [0,2 ; 102 krát; 24,1 ] Vypočtěte kolik dní uběhlo od data Vašeho narození [???, pomocí výpočtu Juliánského data]

33 Příklady vlastní výpočet Vypočítejte datum Velikonoční neděle pro rok [ ] Vypočtěte přibližně čas, kdy nastala jarní rovnodennost v letech 2004 a 2005, víte-li, že jarní rovnodennost v roce 2003 nastala dne v 1h 59m 59s. Porovnejte čas začátku jarní rovnodennosti dne (8h 35 m 33 s) s časem začátku jarní rovnodennosti v roce Diskutujte vlivy na změny času a datumu jarní rovnodennosti. [ h 48m 52 s (přesně) a ve 13 h 33 m 01 s (přesně)]