Geografia Astronomiczna

GEOGRAFIA ASTRONOMICZNA

1. Poglądy na budowę świata:
a) teoria geocentryczna
Teorię opracował w II w. n.e. i przedstawił w swoim dziele „Megale syntaksis” grecki astronom Klaudiusz Ptolemeusz. Zakładała ona, że:
- centrum wszechświata stanowi nieruchoma Ziemia;
- w odległości 20 000 promieni ziemskich rozpościera się kryształowa sfera, do której przymocowane są gwiazdy stałe;
- wewnątrz niej znajduje się 7 planet w kolejności: Księżyc, Merkury, Wenus, Słońce, Mars, Jowisz i Saturn;
- Księżyc i Słońce biegną ruchem jednostajnym bezpośrednio po okręgach (deferentach);
- pozostałe planety również poruszają się po okręgach wokół Ziemi, ale wykonują dodatkowo ruch jednostajny po mniejszym torze zwanym epicyklem;
- za pomocą różnych obliczeń związanych z wielkością epicykli i ich nachyleniem Ptolemeuszowi udało się wyjaśnić ruchy planet i następstwo zjawisk astronomicznych.
b) Teoria heliocentryczna
Mikołaj Kopernik (1473-1543) w dziele „O obrotach sfer niebieskich” przedstawił teorię heliocentryczną. Oto jej założenia:
- planety biegną ruchem jednostajnym po okręgach dookoła Słońca;
- Ziemia jest jedna z planet i również obiega Słońce;
- nieruchome Słońce znajduje się w środku wszechświata;
- gwiazdy pozostają w spoczynku na zewnątrz tego układu;
- rzeczywisty ruch wokół Ziemi wykonuje tylko Księżyc.
c) Teoria Wielkiego Wybuchu
Najbardziej prawdopodobną teorią powstania Wszechświata jest Teoria Wielkiego Wybuchu. Wielki Wybuch dotyczył olbrzymiego skupiska materii rzędu 1095 kg/m3. O tym początkowym stanie wszechświata sprzed ok. 14 miliardów lat wiemy tylko tyle, że panowała tam olbrzymia gęstość materii i wysoka temperatura. Jak obliczono, w ciągu 200 sekund po wybuchu temperatura obniżyła się na tyle, że z powstających jąder wodorowych zaczęły tworzyć się deuterony (atomy ciężkiego wodoru), z których po upływie kilku minut powstały jądra helu, a po kilkunastu minutach – wodorowo-helowy skład materii wszechświata, Około 300 000 lat po wybuchu nastąpiła epoka neutralizacji, gdy protony zaczęły wiązać się z elektronami, by utworzyć neutralny gaz wodorowy. W wyniku niestabilności grawitacyjnej (w niektórych obszarach siły grawitacyjne były nieco większe niż w otoczeniu) tworzyły się kompleksy gazowe. Dalsze grawitacyjne zagęszczanie materii doprowadziło do powstania galaktyk (ogromnych skupisk materii składających się z gwiazd, pyłów i gazów).
W 1929 r. astronom Edwin Hubble odkrył, że galaktyki oddalają się od siebie. Na tej podstawie stwierdzono, że wszechświat rozszerzał się, aż po pewnym czasie w wyniku działania sił grawitacyjnych zacznie się kurczyć. Ponownie zgromadzi się olbrzymia ilość materii na niewielkim obszarze, a po osiągnięciu przez nią masy krytycznej nastąpi ponowny wybuch.
d) Galaktyki i gwiazdy
Galaktyki – czyli ogromne zbiorowiska materii składające się z gwiazd, pyłów i gazów, stanowią podstawowy element struktury wszechświata. Zbiorowisko gwiazd, w którego skład wchodzi Słońce, nazywamy Galaktyką Drogi Mlecznej. W przestrzeni kosmicznej tworzy ona ogromny, spiralnie zakręcony dysk. Znajduje się w niej około 300 miliardów gwiazd.
Rok świetlny – jest to odległość, jaką pokonuje w ciągu roku promień światła poruszający się z prędkością 300 tys. km/s.
Słońce wraz z układem planetarnym okrąża centrum Galaktyki Drogi Mlecznej w okresie około 200 milionów lat z prędkości 250 km/s. Ponad dwa miliony lat świetlnych od naszej Galaktyki znajduje się galaktyka Wielka Mgławica Andromedy. Andromedę można dostrzec na północnej stronie nieba, jako delikatną mgiełkę w gwiazdozbiorze o tej samej nazwie. Na południowej stronie nieba można zauważyć dwie inne galaktyki. Wielki Obłok Magellana i Mały Obłok Magellana – znacznie mniejsze od Mgławicy Andromedy, ale widoczne, gdyż są bliżej nas. Inne galaktyki można obserwować wyłącznie przez teleskop.
Galaktyki łączą się, tworząc gromady i supergromady galaktyk. Odległości między supergromadami szacuje się na setki milionów, a nawet miliardów lat świetlnych. Rozmiary wszechświata ocenia się na nie mniej niż 15 miliardów lat świetlnych. Wielkość naszego Wszechświata się zwiększa, gdyż galaktyki oddalają się od siebie – tym szybciej, im większe są odległości między nimi.
e) Ewolucja gwiazd
Gwiazdy – są to promieniste kule gazowe. W ich wnętrzu zachodzi przemiana wodoru w hel, której towarzyszy produkcja ciepła. Czas życia gwiazdy wynosi od ok. 2 mln do ponad biliona lat. Podczas swego istnienia gwiazdy zmieniają się wskutek zachodzących w nich procesów fizycznych:
- protogwiazda – pierwsze stadium życia gwiazd; jest to ściśnięta siła grawitacji kula gazowa, w której pod wpływem temperatury zaczyna się cykl reakcji jądrowych; gwiazda zaczyna świecić; rozpalające się młode gwiazdy świecą światłem czerwonym, mają niską temperaturą i jasność.
- biały karzeł – gwiazda o bardzo małych rozmiarach, która całkowicie wyczerpała zapasy swego paliwa jądrowego; ostatnie stadium ewolucji gwiazd o małych masach.
- karzeł – najczęściej spotykany typ gwiazdy (jest nim również Słońce); najchłodniejsze z niech są nazywane czerwonymi karłami.
- olbrzym – gwiazda o dużych rozmiarach i dużej jasności; ma bardzo niejednorodną strukturę.
- nadolbrzym – gwiazda o bardzo dużych rozmiarach (do kilku tysięcy razy większych od promienia Słońca) i bardzo dużej jasności (kilkaset tysięcy razy jaśniejsza od Słońca).
f) Budowa Słońca
- Słońce zajmuje centralne miejsce w Układzie Słonecznym.
- To olbrzymia, wirująca kula gazowa o średnicy 109 razy większej od średnicy Ziemi.
- Jego masa jest 330 razy większa od masy Ziemi.
- Średni czas obrotu Słońca wokół własnej osi wynosi 25,38 dnia.
- Składa się w 70% z wodoru i w 27% z helu; pozostałe składniki to m.in.: węgiel, żelazo i tlen.
- Wnętrze Słońca stanowi jądro, w którym zachodzą reakcje syntezy wodoru w hel przy jednoczesnej utracie masy.
- Słońce powstało około 5 miliardów lat temu i będzie świecić przez kolejnych 5 miliardów.
g) Układ Słoneczny
- Układ Słoneczny to zespół planet i innych ciał niebieskich (planet karłowate, planetoidy, meteory, materia pyłowo-gazowa) krążących wokół Słońca.
- Jego masa stanowi 99,87% masy Układu.
- Wokół Słońca krąży 8 dużych obiektów astronomicznych zwanych planetami: Merkury (0), Wenus (0), Ziemia (1), Mars (2), Jowisz (63), Saturn (47), Uran (27), Neptun (13).
- Planety obiegające Słońce wewnątrz orbity Ziemi określa się jako wewnętrzne, na zewnątrz – zewnętrzne.
- Między Marsem a Jowiszem znajduje się około 2 000 planetoid – małych, skalnych obiektów, których rozmiary wynoszą od kilki do kilkudziesięciu kilometrów średnicy.
- Wokół Słońca krążą trzy planety karłowate: Pluton, Eros (wcześniej zwane jako 2003 UB 313 lub Xena) i Ceres.
i) Księżyc – jest naturalnym satelitą Ziemi.
- Powstał około 4 miliardy lat temu.
- Ma kształt elipsoidy obrotowej (bryły powstałej przez obrócenie elipsy wokół własnej osi), odległej od Ziemi o średnio 284 tys. km.
- Jego czas obrotu wokół własnej osi, odpowiada czasowi obiegu wokół Ziemi, co powoduje, że jest zwrócony do Ziemi wciąż tą samą stroną.
- Świeci światłem odbitym od Słońca.
- Nie ma na nim wody.
- Widoczne na księżycu jaśniejsze „lądy” i ciemniejsze „morza” są efektem różnego stopnia odbijana światła przez skały.
- Większość kraterów na Księżycu powstała od uderzeń meteorytów.
- Największym kraterem jest Morze Wschodnie.
- Okres obiegu Księżyca wokół Ziemi do tego samego miejsca na sferze niebieskiej wynosi 27 dni, 7 godzin, 43 minuty i 12 sekund; okres ten nazywa się miesiącem syderycznym.
- Płaszczyzna orbity Księżyca jest nachylona do płaszczyzny ekliptyki (płaszczyzny koła wyznaczonego na sferze niebieskiej, wzdłuż którego obserwuje się widomy ruch Słońca) od kątem od +6˚ do -6˚.
j) Fazy Księżyca
Okres, jaki upływa między tymi samymi fazami Księżyca (np. od nowiu do nowiu) trwa 29 dni, 12 godzin, 44 minuty i 3 sekundy i nazywa się miesiącem synodycznym.
- pierwsza kwarta – widoczna jest połowa tarczy Księżyca
- pełnia – widoczna jest cała tarcza Księżyca
- trzecie kwarta – widoczna jest połowa tarczy Księżyca
- nów – Księżyc znajduje się między Ziemią a Słońcem; jego tarcza nie jest widoczna na Ziemi, ponieważ jest z tej strony nieoświetlona.
k) Zaćmienie Słońca i Księżyca
W czasie nowiu Księżyca jego tarcza rzuca cień na niektóre fragmenty naszej planety. Dla mieszkańców terenów objętych cieniem Księżyca tarcza jest całkowicie zasłonięta przez tarczę Księżyca. Średnica tego cienia na powierzchni Ziemi wynosi maksymalnie 270 km. Zjawisko to nazywamy całkowitym zaćmieniem Słońca.
W czasie pełni Księżyca może się zdarzyć, że Ziemia odetnie dostęp promieni słonecznych do tarczy Księżyca. Widzimy wtedy nasuwanie się cienia Ziemi na tarczą Księżyca. Jeżeli Księżyc cały wejdzie w cień Ziemi, mówimy o całkowitym zaćmieniu Księżyca. Tarcza jest wtedy ciemnomiedziana, niemniej widoczna z Ziemi.
Gdy Księżyc lub Ziemia wchodzi w strefę półcienia, obserwujemy zaćmienie częściowe – przysłonięta jest część tarczy Księżyca lub Słońca. Całkowite zaćmienia występują stosunkowo rzadko i tylko wtedy, gdy Księżyc znajduje się w jednym tzw. punktów węzłowych leżących na przecięciu jego okołoziemskiej orbity z ekliptyką Ziemi.
l) Komety – są ciałami niebieskim, które przy bardzo małych masach uzyskują olbrzymie rozmiary. W historii ludzkości zanotowano ponad 2 000 pojawień 710 komet, wśród nich 121 okresowych, poruszających się po orbitach eliptycznych (o okresach poniżej 200 lat). Najbardziej znana jest kometa Halleya (Halley okresie 76 lat) oraz Enckego (o najkrótszym znanym okresie 3,3 roku). Najgęstsza cześć komety, zwana jądrem, jest zbiciem pyłu i brył lodowych będących zestalonymi gazami. Gady kometa zbliża się do Słońca, podgrzewa się i substancje w niej zawarte zaczynają sublimować. Wokół jądra powstaje mglista otoczka, która z jądrem tworzy głowę komety. W niewielkiej odległości od gwiazdy rozgrzanych gazów tworzy się warkocz, który przez strumień wiatru słonecznego (protonów wyrzucanych ze Słońca) ustawiony zostaje w opozycji do gwiazdy. Przejście Ziemi przez warkocz jest nieodczuwalne dla jej mieszkańców. Kometa oddalona od Słońca świeci światłem odbitym.
m) Meteory
Meteorami nazywamy bryły stałej materii przemieszczające się w kosmosie. Wchodząc do atmosfery, na skutek sił tarcia rozgrzewają się, zaczynają wrzeć i odparowywać. Większośc z nich nie dociera do powierzchni Ziemi.
- Świecenie meteorów nie jest świeceniem samych brył, lecz świeceniem zjonizowanych cząsteczek powietrza na ich drodze.
- Meteory krążą w rojach lub pojedynczo.
- Największe ich roje obserwowane są co roku około 11 sierpnia (Perseidy), w listopadzie (Leonidy), w grudniu (Geminidy), w październiku (Orionoidy), w maju (Akwarydy).
- Meteory, które spadają na powierzchnię Ziemi, nazywamy meteorytami.
- Największy meteoryt XX wieku – Meteoryt Tunguski – spadł na powierzchnię Ziemi w 1908r. (miał masę ok. 200 ton).

2. Orientacja na sferze niebieskiej:
a) Sfera niebieska
Sferą niebieską (firmamentem) nazywamy wyobrażoną powierzchnię kuli, której środek znajduje się na Ziemi, a promień jest nieoznaczony. Najwyższy punkt sfery niebieskiej, wyznaczony przez pionową linię poprowadzoną od obserwatora to zenit, najniższy - nadir.
b) Układ horyzontalny
Służy do chwilowego określania położenia gwiazd. Nie nadaje się do ich pozycjonowania na stałe, gdyż zmienia się wraz ze zmiana miejsca obserwatora. Podstawą układu jest oś zenit – nadir oraz horyzont (okrąg na sferze niebieskiej) i południk niebieski, który przechodzi przez punktu: biegun niebieski północny i południowy oraz zenit i nadir. Chcąc określić położenie gwiazdy, podajemy: h – wysokość astronomiczną i A – azymut astronomiczny.
Wysokość astronomiczna – kąt (od 0˚ do 90˚) zawarty między płaszczyzną horyzontu a kierunkiem na gwiazdę. Wysokość mierzoną ku zenitowi oznaczamy jako dodatnią, ku nadirowi – jako ujemną
Azymut astronomiczny- kąt zawarty między płaszczyzną południka niebieskiego a płaszczyzną koła wierzchołkowego przechodzącego przez dany punkt. Kąt ten mierzymy od 0˚ do 360˚ od południka przechodzącego przez biegun południowy zgodnie z ruchem wskazówek zegara.
c) Układ godzinny
Układ ten służy do trwałego określania pozycje gwiazd w sferze niebieskiej. Za oś główną układu przyjmuje się oś świata, która przechodzi przez oba bieguny niebieskie. Główną płaszczyzną jest koło wielkie przechodzące przez środek Ziemi (pokrywa się z równikiem niebieskim – kołem wielkim na sferze niebieskiej przechodzącym przez środek Ziemi i prostopadłym do osi niebieskiej). Koła prostopadłe do płaszczyzny równika i przechodzące przez bieguny niebieskie nazywamy kołami godzinnymi. Połowa koła godzinnego przechodząca przez zenit nazywa się południkiem niebieskim. Kąt (od 0˚ do 90˚) zawarty między płaszczyzną równika niebieskiego a kierunkiem na gwiazdę nazywamy deklinacją. Deklinacja półkuli północnej jest dodatnia, południowej – ujemna. Kąt zawarty między płaszczyzną południka niebieskiego a płaszczyzną koła godzinnego przechodzącego przez daną gwiazdę zgodnie z ruchem wskazówek zegara, mierzony w godzinach (od 0 do 24 godz.) nazywa się kątem godzinnym (str. 34)
d) Układ współrzędnych równikowych
Układ ten służy do określania pozycji gwiazd, które na skutek dziennego ruchu Słońca nie ulega zmianom.
Główną osią tego układu jest oś świata, a płaszczyzną podstawową równik niebieski. Półkolem początkowym jest połowa koła godzinnego przechodząca przez bieguny niebieskie i Punkty Barana. Współrzędnymi układu są rektascensja – kąt zawarty między półpłaszczyznami koła godzinnego Punktu Barana i półkola przechodzącego przez dany punkt – oraz deklinacja (str. 34).

3. Poglądy na kształt Ziemi:
a) Pierwsze dowody na kulistość Ziemi
- Pitagoras (VI w. p.n.e.) jako pierwszy twierdził, że Ziemia jest kulą.
- Arystoteles (IV w. p.n.e.) przedstawił dwa dowody na kulistość Ziemi:
1. Obserwował, jak statki zawijające do portu wyłaniały się stopniowo spoza horyzontu – musiały więc płynąć po łuku.
2. Przemieszczając się wzdłuż południka, zauważył, że zmienia się wysokość gwiazd – w każdym momencie inne gwiazdy znajdują się w zenicie.
- Eratostenes z Syreny (III w. p.n.e.) dokonał pierwszego pomiaru obwodu i promienia Ziemi (str. 35)
b) Kształt i rozmiary Ziemi
Ziemia nie jest idealną kulą. W XVIII w. przyjęto, że jest spłaszczona przy biegunach i że jej kształt jest zbliżony do elipsoidy obrotowej. Jest to jednak jedynie przybliżenie kształtu kuli ziemskiej.
- Elipsoida obrotowa – bryła powstała przez obrót elipsy wokół krótszej osi.
Wymiary elipsoidy ziemskiej:
* promień równikowy – 6378,245 km;
* promień biegunowy – 6356,863 km;
* spłaszczenie Ziemi (różnica między promieniem równikowym a biegunowym) - 21,382 km;
* obwód równika - 40 075,704 km;
* długość południka – 20 004,274 km;
* średnia długość 1˚ łuku południka – 111,135 km;
* pole powierzchni elipsoidy – 510 083 059 km2;
* objętość elipsoidy – 1083 320 000 000 km3.
- Geoida – teoretyczna powierzchnia najbliższa faktycznemu kształtowi Ziemi. Jest to bryła tak pomyślana, że w każdym miejscu powierzchnia jest prostopadła do kierunku działania siły ciężkości; rozmiarami bardzo zbliżona do elipsoidy obrotowej. Powierzchnia geoidy odchyla się od powierzchni elipsoidy w kilku miejscach: na Oceanie Spokojnym jest poniżej powierzchni elipsoidy, na Oceanie Atlantyckim wraz ze wschodnią częścią Europy i Afryki wznosi się powyżej, Morze Karaibskie i obie Ameryki znajdują się poniżej.

4. Długość i szerokość geograficzna:
a) Długość geograficzna
Długość geograficzna– nazywamy kąt zawarty między półpłaszczyzną południka zerowego (Greenwich) Greenwich półpłaszczyzną południka przechodzącego przez dany punkt. Mierzymy ją od 0˚ do 180˚ na wschód i zachód od południka zerowego. Mamy długość geograficzną wschodnią (E) i zachodnią (W).
Na mapie długość geograficzną określają pionowe linie biegnące z północy na południe zwane południkami. Każdy stopień długości geograficznej dzieli się na 60 minut, a każda minuta na 60 sekund.
b) Szerokość geograficzna
Szerokość geograficzna – wyznacza kąt zawarty między płaszczyzną równika a półprostą wychodzącą ze środka Ziemi i przechodzącą przez dany punkt. Szerokość geograficzną mierzymy od 0˚ do 90˚ na północ i południe od równika. Mamy szerokość geograficzną północną (N) i południową (S).
Linie określające szerokość geograficzną nazywamy równoleżnikami. Najdłuższym równoleżnikiem jest równik, im bliżej biegunów, tym równoleżniki są krótsze. Bieguny są to punkty, w których powierzchnię Ziemi przecina oś Ziemska.
c) Najważniejsze równoleżniki
(str. 36)
Przecinające się południki i równoleżniki tworzą siatkę geograficzną na globusie i siatkę kartograficzną na mapie. Siatki służą określaniu współrzędnych geograficznych, czyli odległości punktu na północ lub południe od równika (szerokość geograficzna) oraz na wschód i zachód od południka zerowego (długość geograficzna). Przyjmuje się, że 1˚ szerokości geograficznej wynosi w zaokrągleniu 111,1 km.

5. Ruch obiegowy Ziemi:
a) ruch obiegowy Ziemi
Ziemia obiega Słońce po orbicie eliptycznej w ciągu 365,2564 doby (365 dni, 6 godzin, 9 minut i 9 sekund). Słońce znajduje się w jednej z dwóch ogniskowych tej elipsy. Koło wielkie na sferze niebieskiej, po którym następuje pozorna wędrówka Słońca nazywamy ekliptyką. Płaszczyzna ekliptyki z płaszczyzną równika niebieskiego tworzy kąt 23˚27’. Oś Ziemi nachylona jest do płaszczyzny ekliptyki pod stałym kątem 66˚33’. Ziemia krąży wokół Słońca ze zmienną prędkością. Najszybciej (30,3 km/s) porusza się 2 stycznia w peryhelium (punkt przysłoneczny), kiedy znajduje się najbliżej Słońca (147 mln km); najwolniej (29,3 km/s) 4 lipca w aphelium (punkt odsłoneczny), Ziemia w tym dniu znajduje się najdalej od Słońca (152 ml km).
b) Zodiak i znaki zodiaku
Wzdłuż ekliptyki ciągnie się pas, zwany zodiakiem, na którego tle poruszają się Słońce, Księżyc oraz planety. Na tym pasie znajduje się 12 gwiazdozbiorów, zwanych znakami zodiaku. Gwiazdozbiory zodiaku mają następujące nazwy i symbole (str. 37).:

Wiosenne
Baran
Byk
Bliźnięta
Letnie
Rak
Lew
Panna
Jesienne
Waga
Skorpion
Strzelec
Zimowe
Koziorożec
Wodnik
Ryby
Każdemu gwiazdozbiorowi zodiaku odpowiada punkt ekliptyki o tej samej nazwie. Punkty te rozmieszczone są na ekliptyce w odstępach 30˚, a łuki między nimi odpowiadają znakom zodiaku. W wyniku zjawiska precesji punkty na ekliptyce cofają się o około 50’’, 26 na roki. Przez kilka tysiącleci, jakie minęły od ustanowienia znaków zodiaku, punkty tak się przesunęły, że dzisiaj znajdują się w innych gwiazdozbiorach (np. Punkt Barana widoczny jest na tle gwiazdozbioru Ryb). Dlatego przy rozpoczynaniu kalendarzowych pór roku mówimy o wchodzeniu Słońca widzialnego z Ziemi w punkt na ekliptyce, nie w gwiazdozbiór.
Na ekliptyce znajdują się następujące punkty kardynalne:
1. Punkt równonocny wiosennej (Punkt Barana) – Słońce znajduje się w nim około 20 marca.
2. Punkt przesilenia letniego (Punkt Raka) – Słońce znajduje się w nim około 21 czerwca.
3. Punkt równonocny jesiennej (Punkt Wagi) – Słońce znajduje się w nim około 23 września.
4. Punkt przesilenia zimowego (Punkt Koziorożca) – Słońce znajduje się w nim około 21 grudnia.
c) Kalendarzowe pory roku
- Osiąganie przez Słońce położonych na ekliptyce punktów kardynalnych rozpoczyna kalendarzowe pory roku
- Kalendarzowe pory roku nie mają stałych dat rozpoczęcia; zaraz po roku przestępnym daty rozpoczęcia kalendarzowych pór roku są wcześniejsze od dat rozpoczęcia astronomicznych pór roku, przed rokiem przestępnym – późniejsze.
- Daty rozpoczynanie kalendarzowych pór roku w ciągu czterolecia przesuwają się o dobę, ma to związek z kumulowaniem się godzin na 29 lutego w roku przestępnym.
d) Astronomiczne pory roku – daty rozpoczęcia
- 21 marca – wiosna
- 22 czerwca - lato
- 23 września – jesień
- 22 grudnia – zima
O ile kalendarzowe pory roku identyfikujemy z datą osiągania przez Słońce punktów kardynalnych, to astronomiczne pory roku związane są z terminem wejścia Słońca w odpowiednią długość ekliptyczną:
- 0˚ - wiosna
- 90˚ - lato
- 180˚ - jesień
- 270˚ - zima.
Astronomiczne pory roku mają różne długości.
e) Strefy oświetlenia Ziemi
Temperatura powietrza na Ziemi zależy od kąta padania promieni słonecznych. Ze względu na duże zróżnicowanie tego kąta wydzielono 5 stref oświetlenia.
1. Strefy zimne leżą poza kołami podbiegunowymi, przynajmniej raz w roku Słońce tam nie wschodzi.
2. Strefy umiarkowane są położone między zwrotnikami a kołami podbiegunowymi, kąt padania promieni słonecznych jest tutaj w każdym roku większy od 0˚, a mniejszy od 90˚.
3. Strefa gorąca znajduje się między zwrotnikami, przynajmniej raz w roku Słońce jest tam w zenicie.
f) Dni i noce polarne
- Dzień lub noc trwające co najmniej dobę nazywamy dniem polarnym lub nocą polarną.
- Dni i noce polarne występują za kołami podbiegunowymi, zarówno na półkuli północnej, jak i południowej.
- Na biegunach rok dzieli się na dzień polarny i noc polarną, trwające po 6 miesięcy.
- Na kołach podbiegunowych dzień i noc polarna trwają dobę.
22 grudnia promienie słoneczne padają prostopadle na zwrotnik Koziorożca – na obszarze od koła podbiegunowego południowego do bieguna południowego jest dzień polarny, na obszarze od koła podbiegunowego północnego do bieguna północnego jest noc polarna.
22 czerwca promienie słoneczne padają prostopadle na zwrotnik Raka – na obszarze od koła podbiegunowego północnego do bieguna północnego jest dzień polarny, na obszarze od koła podbiegunowego południowego do bieguna południowego jest noc polarna.
g) Różna długość dnia i nocy w miejscowościach położonych na tym samym południku na różnej szerokości geograficznej
Zimą na półkuli północnej długość dnia skraca się w miarę zbliżania do bieguna. Pamiętać, należy, że na jednym południku jest ta sama godzina. Na rysunku (str. 39) przedstawiającym oświetlenie Ziemi 22 grudnia w Tiranie położonej bardziej na północ jest już noc, podczas kiedy w Kapsztadzie dopiero kończy się dzień. Podczas lata sytuacja jest odwrotna. Wówczas miejscowości położone bardziej na północ mają dłuższy dzień. Na rysunku przedstawiającym oświetlenie Ziemi 22 czerwca widzimy, że w Kapsztadzie jest już noc, podczas gdy w Tiranie zachodzi Słońce. Latem na półkuli północnej w marę zbliżania się do bieguna N dzień staje się coraz dłuższy. Jeżeli porównamy długość dnia i nocy w miejscowościach położonych prawie na tym samym południku na południu i północy Polski (np. Cieszyn i Gdańsk), to okaże się, że w Gdańsku latem dzień jest o godzinę dłuższy niż w Cieszynie, a zimą odwrotnie.
h) Konsekwencje ruchu obiegowe Ziemi
- rok jako podstawowa jednostka czasu (na półkuli południowej astronomiczne pory roku przesunięte są w stosunku do półkuli północnej o pół roku)
- strefy oświetlenia Ziemi (międzyzwrotnikowa, umiarkowane i okołobiegunowe – polarne)
- strefy klimatyczne związane ze strefami oświetlenia Ziemi
- dzień i noc polarna
- pory roku i zróżnicowanie czasu i ich trwania
- roczne zmiany temperatury powietrza (im większa szerokość geograficzna, tym mniejsze nagrzanie terenu w ciągu roku)
- zmiana wysokości Słońca nad horyzontem w różnych szerokościach geograficznych w ciągu roku
- zmiana miejsca wschodu i zachodu Słońca na horyzoncie w ciągu roku

6. Ruch obrotowy Ziemi:
a) ruch obrotowy Ziemi i jego konsekwencje
Ziemia obraca się wokół własnej osi z zachodu na wschód. Podczas obrotu Ziemi wokół osi Słońce oraz inne ciała niebieskie wykonują pozorny ruch po sferze niebieskiej. Kiedy Słońce jest najwyżej nad płaszczyzną horyzontu, mówi się, że góruje, a kiedy najniżej – że dołuje. Wysokości górowania i dołowania Słońca są równe, ale mają przeciwny znak.
W chwili górowania Słońca mamy południe słoneczne. Odstęp czasu między dwoma kolejnymi górowaniami Słońca nazywamy średnią dobą słoneczną – trwa ona 24 godziny.
Konsekwencje ruchu obrotowego Ziemi:
- następstwa dnia i nocy
- pozorna wędrówka Słońca po sferze niebieskiej
- pojęcia czasu słonecznego (miejscowego)
- płaszczenie Ziemi na biegunach
- odchylenie kierunku swobodnie poruszających się ciał zgodnie z kierunkiem ruchu: w prawo na półkuli północnej w lewo na półkuli południowej, intensywne podmywanie prawych brzegów rzek płynących na półkuli północnej na północ, szybsze niszczenie prawej szyny na torach biegnących w kierunku północnym – to przykłady działania siły Coriolisa.
b) Wysokość górowania Słońca
Słońce, wykonując pozorny ruch po sferze niebieskiej, raz w ciągu doby znajduje się w punkcie położonym najwyżej nad płaszczyzną horyzontu. Jeżeli znamy szerokość geograficzną miejsca obserwacji, możemy obliczyć wysokość górowania Słońca w dniach równonocny i przesileń. I odwrotnie – gdy zmierzymy wysokość górowania Słońca nad płaszczyzną horyzontu, obliczymy szerokość geograficzną.
- W dniach równonocny (21 marzec i 23 wrzesień) – promienie słoneczne padają prostopadle na równik. Jeżeli oddalimy się od równika o 10˚, to kąt padania promieni słonecznych zmniejszy się o 10˚, jeżeli o 90˚ - zmniejszy się o tyle samo (Słońce znajdzie się na linii horyzontu). Kąt padania promieni słonecznych w tych dniach liczymy z podanego wzoru.
- 22 czerwiec (przesilenie letnie) – promienie słoneczne padają prostopadle na zwrotnik Raka – cały układ przesunął się o 23˚27’ na północ. W miejscowościach położonych na północ od zwrotnika Raka kąt będzie większy o 23˚27’ niż w dniach równonocny. W miejscowościach położonych na południe od równika będzie tyle samo mniejszy. Kąt padania promieni słonecznych liczymy z podanych wzorów.
- 22 grudzień (przesilenie zimowe) – promienie słoneczne padają prostopadle na zwrotnik Koziorożca. Układ oświetlenia Ziemi przesuwa się o kąt 23˚27’ na południe w stosunku do dni równonocny. Kąt padania promieni w trzech wyodrębnionych strefach liczymy z podanych wzorów (str. 40).
c) Pozorna wędrówka Słońca po sferze niebieskiej
W wyniku ruchu obrotowego Ziemi Słońce wykonuje pozorną drogę po sferze niebieskiej. Pojawia się nad płaszczyzną horyzontu (wschodzi), góruje i chowa się pod płaszczyznę (zachodzi) oraz dołuje (jest najniżej pod płaszczyzną horyzontu) (str. 41).

7. Rachuba czasu na Ziemi:
a) Czas słoneczny (miejscowy)
Jeżeli przez kolejne punkty górowania Słońca nad płaszczyzną horyzontu dla danej miejscowości (Słońce w różnych porach roku góruje na różnej wysokości) przeprowadzimy wielkie koło, to otrzymamy południk niebieski. Południk ziemski powstaje przez zrzutowanie południka niebieskiego na powierzchnię Ziemi. Wszystkie miejscowości położone na tym samym południku mają ten sam moment górowania Słońca, czyli w tej samej chwili południe słoneczne. Południe słoneczne jest podstawą wyznaczania czasu słonecznego. Początek doby według czasu słonecznego określamy odejmując od czasu górowania Słońca 12 godzin. Przeliczanie czasu słonecznego odbywa się na podstawie różnicy długości geograficznej.
Ziemia obraca się o kąt:
-360˚ w ciągu 24 godzin
-15˚ w ciągu 1 godziny
-1˚ w ciągu 4 minut
-15’ w ciągu 1 minuty
-1’ w ciągu 4 sekund
Różnica długości geograficznej 15˚ powoduje różnicę czasu o 1 godzinę itd.
b) Czas strefowy
Czasem miejscowym posługiwano się do XIX wieku. Rozwój cywilizacji oraz podróże międzykontynentalne wymusił ujednolicenie czasu. W 1884 roku na konferencji waszyngtońskiej przyjęto podział Ziemi na 24 strefy czasowe. Każda strefa ma swój czas równy czasowy słonecznemu południka środkowego. Południkiem początkowym do wyznaczenia stref stał się południk Greenwich. Każdy południk położony 15˚ na wschód lub zachód od niego jest południkiem środkowym swojej strefy. Szerokość stref wyznaczono dodając 7˚30’ na wschód i za zachód do południków środkowych. W strefach bezpośrednio sąsiadujących czas różni się o 1 godzinę. Przymieszając się od południka 0˚ do południka 180˚ (przez 12 stref) na wschód, dodajemy 12 godzin; na zachód – odejmujemy (str. 42).
Niektóre strefy mają swoje nazwy. Dla strefy czasu uniwersalnego lub zachodnioeuropejskiego południkiem środkowym jest południk 0˚. Czas uniwersalny przyjęty został przez: Wielką Brytanię, Irlandię, Islandię, Portugalię.
Dla strefy czasu środkowoeuropejskiego południkiem środkowym jest południk 15˚E. Czas ten jest o godzinę późniejszy od uniwersalnego (+1 godzina) i został przyjęty przez pozostałe kraje Europy Zachodniej i Środkowej po Polskę, Słowację, Węgry, kraje bałkańskie, Albanię, Norwegię, Szwecję.
Strefa czasu wschodnioeuropejskiego (+2 godziny) obejmuje Grecję, Bułgarię, Rumunię, europejskie kraje powstałe z byłych republik ZSRR, Finlandię.
Czas moskiewski (+3 godziny) obowiązuje w zachodniej części Rosji i komunikacji na obszarze całej Rosji. Kraje o dużej powierzchni mają kilka stref czasowych (np. Rosja – 11, USA - 4). Są też takie kraje jak Arabia Saudyjska, które nie przyjęły konwencji i posługują się nadal czasem słonecznym.
c) Czas urzędowy
Ze względów praktycznych rządy niektórych krajów dopasowały przebieg granic stref do podziałów politycznych i administracyjnych. Dla obszaru należącego do jednej jednostki administracyjnej, posługującego się różnym czasem strefowym wprowadzono czas urzędowy (umowny) równy czasowi strefowemu, obowiązującemu w większej części państwa, prowincji, stanu itd. Część wschodnia obszaru Polski (poza 22˚30’E) leży poza strefą czasu środkowoeuropejskiego. Decyzją rządu RP na obszarze całego kraju wprowadzono jeden czas urzędowy równy czasowi miejscowemu południka 15˚E.
d) Czas sezonowy
Od 1977 roku w Polsce w miesiącach od kwietnia do września wprowadzany jest czas letni o jedną godzinę późniejszy od czasu środkowoeuropejskiego – równy czasowy wschodnioeuropejskiemu. Od października do marca obowiązuje czas zimowy, równy czasowy naszej strefy, czyli strefy czasu środkowoeuropejskiego. Czas sezonowy wprowadzają również inne państwa, np. Francja, Niemcy.

8. Kalendarze
a) Rok gwiazdowy i zwrotnikowy
Rokiem gwiazdowym określamy czas, po którym Słońce widziane z Ziemi na tle gwiazdy stałej na sferze niebieskiej wraca do tej samej gwiazdy; trwa on 365,2564 dnia (lub 365 dni, 6 h, 9 min, 9s).
Rok zwrotnikowy to czas, po którym Słońce widziane z Ziemi na tle Punktu Barana powraca do tego samego punktu trwa on 365,2422 dnia (lub 365 dnia, 5 h, 48 min, 45,989s). Rok zwrotnikowy jest krótszy od roku gwiazdozbiorowego, ponieważ Punkt Barana przesuwa się na ekliptyce w kierunku przeciwnym do obiegu Ziemi. Na podstawie roku zwrotnikowego skonstruowano kalendarze juliański i gregoriański.
b) Kalendarz juliański
Nazwa tego kalendarza pochodzi od imienia Juliusza Cezara, który zlecił jego sporządzenie. Rok liczył w nim 365 dni i 6 godzin podzielonych na 12 miesięcy. Co czwarty rok był rokiem przestępnym. Taka konstrukcja kalendarza dawała średnio w roku liczbę dni równą 365,25 – bardzo zbliżoną do roku gwiazdozbiorowego. Okres ten był jednak wyraźnie dłuższy od roku zwrotnikowego, na którym kalendarz juliański miał się opierać. W ciągu 128 lat różnica ta sumowała się do 1 dnia. W 325 roku sobór nicejski przyjął kalendarz juliański jako oficjalny kalendarz Kościoła. Należy pamiętać, że liczenie czasu naszej ery zostało wprowadzone przez frankońskiego mnicha Dionizego Małego nieco później; ustanowił on, że 248 rok ery Dioklecjana równy jest 532 rokowi naszej ery (liczonej od narodzenia Chrystusa). Z badań archeologicznych wynika, że Dionizy pomylił się w ustalaniu pierwszego roku naszej ery, gdyż Chrystus urodził się kilka lat wcześniej.
c) Kalendarz gregoriański
Stosowanie kalendarza juliańskiego spowodowało rozbieżności między zjawiskami obserwowanymi na sferze niebieskiej a wskazaniami kalendarza (m.in. przesunięcie równonocny wiosennej z 21 marca na 14 marca).
W 1582 roku papież Grzegorz XIII przyjął projekt nowego kalendarza, zwanego od tej pory gregoriańskim.
Oparty jest na roku zwrotnikowym, który liczy 635 dni 5 godzin 48 minut 46 sekund.
Zmiany w nowym kalendarzu:
- przesunięcie równonocny wiosennej ponownie na 21 marca oraz skrócenie roku o 10 dni; po 4 października nastąpił 15 października, przy zachowaniu rachuby dni tygodnia;
- zmiana zasady wyznaczania roku przestępnego – ustalono, że rokiem przestępnym jest rok którego liczba jest podzielna przez 4, ale lata będące pełnymi setkami są latami zwykłymi z wyjątkiem tych, które dzielą się przez 400.
Kalendarz ten wprowadziły wszystkie kraje posługujące się wcześniej kalendarzem juliańskim, np. Polska w 1586 r., Turcja w 1927r. W 1923 r. kalendarz gregoriański jako tzw. „nowy styl” zaakceptowały kościoły prawosławne: Konstantynopola, Aleksandrii, Grecji, Cypru, Rumunii, a od 1968 r. – Bułgarii. Przy odprawianiu liturgii według kalendarza juliańskiego (tzw. „stary styl”) pozostały Kościoły: Białorusi, Rosji, Ukrainy i Serbii.