Sluneční den je časový úsek, během kterého se nebeské těleso otočí kolem své osy vzhledem ke středu Slunce.[ upřesnit ]
Přesněji řečeno se jedná o časový interval mezi dvěma podobnými (horními nebo dolními) kulminacemi (procházejícími poledníkem) středu Slunce v daném bodě Země (nebo jiného nebeského tělesa).
Sluneční den se nerovná periodě rotace Země kolem své osy. Díky rotaci Země kolem Slunce zaujímá Slunce každý den na nebeské sféře trochu jinou pozici. Přesnou periodu rotace Země lze změřit tak, že za referenční vezmeme jakoukoli „stálou hvězdu“ (tedy umístěnou tak daleko, že pohyb Země prakticky nemění směr k hvězdě). Toto období se nazývá hvězdný den , rovná se T ≈ 23 h 56 m 4,090 530 833 s \u003d 86 164,090 530 833 s (k 1. lednu 2000), tedy téměř o 4 minuty méně než obvyklý standardní den . Do roku se vejde přesně o 1 hvězdný den více, než je počet slunečních dnů (v tomto pořadí 366,242 a 365,242) – to lze snadno pochopit, když si všimneme, že Slunce udělá na obloze přesně jedno kolo za rok, v důsledku toho počet otáček Země vzhledem ke Slunci za rok je přesně o 1 menší než počet otáček Země vzhledem k stálicím. Průměrné trvání slunečního dne Tc za rok tedy souvisí s dobou rotace Země Ts a dobou její oběžné dráhy kolem Slunce T následujícím vztahem:
T / T c \ u003d T / T c − 1 , nebo 1 / T c \u003d 1 / T c − 1 / T .Tento vztah platí pro každou planetu, jejíž směr rotace kolem své osy se shoduje se směrem její rotace kolem Slunce (přesněji, pokud vektory odpovídajících úhlových rychlostí svírají ostrý úhel). Pokud jsou tyto směry opačné (úhel je tupý), pak se znaménko mínus v poměrech změní na plus.
Začátek skutečného slunečního dne na daném poledníku Země (místní pravá sluneční půlnoc) je považován za okamžik spodního vyvrcholení skutečného Slunce. Skutečný místní sluneční čas na daném poledníku se číselně rovná hodinovému úhlu skutečného Slunce, vyjádřenému v hodinách, plus 12 hodin [1] .
Vzhledem k elipticitě zemské oběžné dráhy se v průběhu roku mění lineární rychlost pohybu a úhlová rychlost rotace Země kolem Slunce . Země obíhá nejpomaleji v aféliu , nejvzdálenějším bodě oběžné dráhy od Slunce a nejrychleji v perihéliu . To je významný důvod pro změnu délky slunečního dne během roku. Další významnou příčinou je naklonění zemské osy , které způsobuje, že se Slunce během roku pohybuje nahoru a dolů po nebeské sféře od rovníku . Zároveň se rektascenze Slunce v blízkosti rovnodenností mění pomaleji (protože se Slunce pohybuje pod úhlem k rovníku) než během slunovratů , kdy se pohybuje rovnoběžně s rovníkem. Takže během jarní rovnodennosti se rektascenze skutečného Slunce za den zvýší asi o 3 m 39 s a během letního slunovratu o 4 m 10 s [2] . Maximální rozdíl v trvání skutečného slunečního dne během roku je přibližně 50 s [3] . Zároveň je trvání skutečného slunečního dne v zimě delší než v létě (období jsou uvedena pro severní polokouli) [1] .
Kolísání délky slunečního dne vede k tomu, že skutečný místní sluneční čas (který ukazují sluneční hodiny ) plyne nerovnoměrně ve srovnání s mechanickými nebo elektronickými hodinami ukazujícími střední sluneční čas. Rozdíl mezi středním a skutečným slunečním časem, nazývaný časová rovnice [4] , dosahuje maxima každý rok kolem 12. února (sluneční hodiny jsou o 14,3 minuty pozadu) a začíná se snižovat. Kolem 15. května je dosaženo lokálního minima (sluneční hodiny jdou dopředu o 3,8 minuty), 27. července lokální maximum (zpoždění o 6,4 minuty). Kolem 4. listopadu dosáhne časová rovnice minima za celý rok: sluneční hodiny předběhnou o 16,4 minuty [1] .
Aby nebrali v úvahu tuto proměnlivost v každodenním životě, používají střední sluneční den , vázaný na tzv. střední rovníkové Slunce [1] - podmíněný bod pohybující se rovnoměrně podél nebeského rovníku (a nikoli podél ekliptiky , jako např. skutečné Slunce) a shoduje se se středem Slunce v okamžiku jarní rovnodennosti . Období revoluce průměrného Slunce v nebeské sféře se rovná tropickému roku .
Začátek středního slunečního dne na tomto poledníku je okamžikem spodní kulminace středního rovníkového slunce ( střední půlnoc ) [1] .
Délka středního slunečního dne nepodléhá periodickým změnám, jako délka skutečného slunečního dne, ale mění se monotónně v důsledku změny periody osové rotace Země a (v menší míře) se změnou délka tropického roku se zvětšuje asi o 0,0014 sekundy za století [5] [6] . Délka průměrného slunečního dne na začátku roku 2000 se tedy rovnala 86 400,002 sekundám . Zde je to sekunda SI určená pomocí vnitroatomového periodického procesu jako jednotka měření, a nikoli střední sluneční sekunda, která se podle definice rovná 1/86 400 středního slunečního dne, a proto je také ne konstantní.
Průměrný sluneční den sice není, přísně vzato, neměnná jednotka času, ale každodenní život lidí je spojen právě s nimi. V souvislosti s akumulací korekce délky dne ve středním slunečním čase vzhledem k jednotnému atomovému času je někdy nutné přidat k atomové stupnici UTC tzv. skokovou sekundu , aby se obnovila reference tohoto měřítko na měřítko slunečního času UT . Teoreticky je možné i odečítání přestupné sekundy, jelikož rotace Země se v zásadě nemusí neustále zpomalovat.
Průměrný sluneční den na Měsíci se rovná průměrnému synodickému měsíci (průměrný interval mezi dvěma stejnými fázemi měsíce , například úplňky ) - 29 dní 12 hodin 44 minut 2,82 sekund. Skutečný sluneční den se může odchylovat od průměru o 13 hodin v obou směrech, což souvisí jak s nerovnoměrným pohybem Země po její dráze, tak se sklonem dráhy Měsíce k ekliptice, s eliptickou dráhou a se sklonem osy rotace Měsíce k rovině oběžné dráhy (viz též librace ).
Stejně jako v případě Měsíce má většina satelitů planet sluneční soustavy v důsledku slapové rezonance oběžnou dobu rovnou periodě osové rotace. Pro tyto satelity se tedy průměrný sluneční den blíží období revoluce kolem planety. Výjimkou jsou nejvzdálenější satelity obřích planet (například Phoebe ), stejně jako Hyperion , který se náhodně otáčí kolem své osy.
Merkur oběhne Slunce za 87,97 dne a úplnou revoluci kolem své osy provede za 58,65 dne (tyto periody jsou vztaženy jako 3:2). Průměrný časový interval mezi dvěma horními kulminacemi Slunce na této planetě je 176 dní, což se rovná dvěma jejím rokům. Zajímavé je, že když se Slunce nachází v blízkosti perihélia, může se pro pozorovatele na povrchu planety pohybovat v opačném směru po dobu 8 dnů, proto striktně vzato, spojování definice slunečního dne s vrcholem v tomto případě není docela správně.
Na Venuši , jejíž hvězdná perioda rotace na její ose je 243 dní – tedy delší než oběžná doba (224,7 dne), je průměrný sluneční den přibližně 116,7 dne (díky rotaci v opačném směru).
Na Marsu je průměrný sluneční den jen o málo delší než na Zemi. Jsou rovny 24 h 39 min 35,244 s.
Na plynných obrech, kteří nemají pevný povrch, závisí sluneční dny na zeměpisné šířce – atmosféra rotuje v různých zeměpisných šířkách různou rychlostí. Níže jsou rovníkový sluneční den a období ekvatoriální rotace brány jako sluneční dny a období rotace.
Na Jupiteru je den 9 hodin 55 minut 40 sekund, na Saturnu 10 hodin 34 minut 13 sekund.
Na Uranu se vzhledem k tomu, že jeho osa je skloněna k ose oběžné dráhy pod úhlem větším než 90 stupňů, Slunce pro pozorovatele na povrchu nepohybuje vzad vůči hvězdám v nebeské sféře (jako na Země a další planety, ve kterých je osa rotace umístěna v ostrém úhlu k osovým drahám), a dopředu. V důsledku toho není průměrný sluneční den delší než hvězdný den, jako na jiných planetách, ale kratší. Do jednoho "roku" Uranu (období jeho oběhu kolem Slunce, 30 685,4 d ) se vejde 42 717,7 jeho hvězdných dnů a 42 718,7 jeho slunečních dnů, z čehož průměrný sluneční den na rovníku Uranu je 17 h 14 m 22, 5 s , pouze o 1,5 sekundy kratší než doba otáčení.
Na Neptunu má sluneční den 15 hodin 57 minut 59 sekund.
V Plutu se díky své extrémní vzdálenosti od Slunce (a v důsledku toho malé úhlové orbitální rychlosti) průměrný sluneční den téměř rovná periodě rotace: 6 dní 9 hodin 17 minut 36 sekund.
| Den | |
|---|---|
| Denní doba | |
| Typy denního času |
|
| Související články | |