| نسخهٔ فعلی |
متن شما |
| سطر ۱: |
سطر ۱: |
| − | [[File:Sidereal day (prograde).png|thumb|left|300px|در سیاراتی مانند [[زمین]] که حرکت وضعی عادی، و نه پس‌رونده (رجعی)، دارند، [[روز نجومی]] کوتاه‌تر از روز خورشیدی است. در زمان ۱، [[خورشید]] و [[ستاره|ستارگان]] هر دو در بالای سر قرار می‌گیرند. در زمان ۲، سیاره ۳۶۰ درجه چرخیده و دوباره ستارگان در بالای سر قرار گرفته‌اند (از ۱ به ۲ = یک روز نجومی). اما تا مدت کمی بعد یعنی تا زمان ۳ خورشید دوباره در بالای سر قرار نمی‌گیرد (از ۱ به ۳ = یک روز خورشیدی). به زبان ساده‌تر از زمان ۱ تا زمان ۲ زمین یک دور کامل می‌چرخد. اما بخاطر زاویه مورد نیاز برای بازگشت به حالت ۱ از زمان ۱ تا زمان ۳ طول میکشد که دوباره به زمان ظهر بازگردیم.]] | + | [[پرونده:Sidereal day (prograde).png|چپ|بندانگشتی|300px|در سیاراتی مانند [[زمین]] که حرکت رجوعی دارند، [[زمان نجومی|روز نجومی]] کوتاه‌تر از روز خورشیدی است. در زمان ۱، [[خورشید]] و [[ستاره|ستارگان]] هر دو در بالای سر قرار می‌گیرند. در زمان ۲، سیاره ۳۶۰ درجه چرخیده و دوباره ستارگان در بالای سر قرار گرفته‌اند (از ۱ به ۲ = یک روز نجومی). اما تا مدت کمی بعد یعنی تا زمان ۳ خورشید دوباره در بالای سر قرار نمی‌گیرد (از ۱ به ۳ = یک روز خورشیدی). به زبان ساده‌تر از زمان ۱ تا زمان ۲ زمین یک دور کامل می‌چرخد. اما بخاطر زاویه مورد نیاز برای بازگشت به حالت ۱ از زمان ۱ تا زمان ۳ طول میکشد که دوباره به زمان ظهر بازگردیم.]] |
| | + | '''زمان خورشیدی''' زمانی است که بوسیله [[خورشید]] اندازهگیری میشود. یکای این اندازهگیری روز است که بر پایه طلوع و غروب روزانه [[خورشید]] است و کهن‌ترین روش اندازهگیری برای بشر بوده است. |
| | | | |
| − | از آنجا که ما زندگی هرروزه خود را با شب و روز برنامه‌‌‌ریزی می‌‌‌کنیم، مناسب‌‌‌تر است که وقتمان را با حرکت ظاهری [[خورشید]] تنظیم کنیم نه حرکت ستارگان. متأسفانه، جریان زمان خورشیدی دارای یک سرعت ثابت نیست. دو دلیل برای این وجود دارد. نخست آنکه مدار حرکت زمین به‌‌‌جای یک دایره، یک بیضی است؛ در نتیجه سرعت زمین در امتداد مدارش ثابت نمی‌‌‌ماند. دوم آنکه خورشید در امتداد [[دایرة البروج|دایرة‌‌‌البروج]] حرکت میکند و نه استوا؛ از این رو بُعد آن با نرخی ثابت افزایش نمی‌‌‌یابد. سریع‌‌‌ترین تغییرات در پایان دسامبر رخ میدهد (۴ دقیقه و ۲۷ ثانیه در روز) و کندترین آن در میانه‌‌‌ی سپتامبر (۳ دقیقه و ۳۵ ثانیه در روز). در نتیجه، زاویه‌‌‌ی ساعتی خورشید، که زمان خورشیدی را مشخص میکند، با نرخی غیریکنواخت رشد می‌‌‌نماید.
| + | این زمان را به روش‌های گوناگونی می‌توان اندازه گرفت. برای نمونه موقعیت ظاهری [[خورشید]] در [[کره سماوی]] (کره‌ای فرضی است که با [[زمین]] هم‌مرکز است و شعاع بسیار زیادی دارد). زمانهای محلی را نیز می‌توان با [[طول جغرافیایی]] بدست آورد. |
| | | | |
| − | برای دست‌‌‌یابی به یک زمان خورشیدی که با نرخی ثابت حرکت میکند، یک خورشید میانگین فرضی را تعریف می‌‌‌کنیم. این خورشید در امتداد استوای سماوی با سرعت زاویه‌‌‌ای ثابت حرکت کرده، در یک سال یک دور کامل می‌‌‌زند. منظور ما از سال، [[سال اعتدالی]] (Tropical Year ) می‌‌‌باشد؛ و آن مدت زمانی است که طول میکشد تا خورشید از یک [[اعتدال بهاری]] به اعتدال بهاری دیگر برسد. در یک سال اعتدالی، بُعد خورشید دقیقاً ۲۴ ساعت افزایش مییابد. طول سال اعتدالی برابر است با ۳۶۵ روز و ۵ ساعت و ۴۸ دقیقه و ۴۶ ثانیه، معادل با ۳۶۵/۲۴۲۲ روز. از آنجا که به دلیل حرکت تقدیمی، راستای اعتدال بهاری جابه‌‌‌جا میشود، سال اعتدالی متفاوت از سال نجومی خواهد بود (در سال نجومی، خورشید نسبت به ستاره‌‌های زمینه یک دور می‌‌‌زند). یک سال نجومی ۳۶۵/۲۵۶۴ روز است.
| + | ==زمان خورشیدی ظاهری== |
| | | | |
| − | حال، با استفاده از خورشید میانگین مصنوعی خود، یک زمان خورشیدی یکنواخت را تعریف می‌‌‌کنیم و آن را زمان خورشیدی میانگین (Mean Solar Time ) (یا به‌‌‌طور ساده زمان میانگین) T<sub>M</sub>می‌‌‌نامیم. این زمان برابر است با زاویه‌‌‌ی ساعتی h<sub>M</sub>، مربوط به مرکز خورشید میانگین، به علاوه‌‌‌ی ۱۲ ساعت (برای اینکه تاریخ در نیمه‌‌‌شب عوض شود، چیزی که ستاره‌‌شناسان را آزار میدهد) :
| + | زمان خورشیدی ظاهری را می‌توان با حرکت [[خورشید]] اندازه گرفت. پایه این اندازهگیری، فاصله زمانی‌ست که [[خورشید]] در یک روز دارد. این فاصله زمانی را می‌توان با [[ساعت خورشیدی]] یا فاصله بین دو نیم روز بدست آورد. |
| − | <p style="text-align: center">T<sub>M</sub>=h<sub>M</sub>+12h</p>
| |
| − | اختلاف بین زمان خورشیدی واقعی T و زمان میانگین T<sub>M</sub>را [[معادله تعدیل زمان|معادله زمان]] می‌‌‌نامند:
| |
| − | <p style="text-align: center">E.T.=T-T<sub>M</sub></p>
| |
| − | بزرگ‌‌‌ترین مقدار مثبت معادله‌‌‌ی زمان حدود ۱۶ دقیقه، و بیشترین مقدار منفی حدود ۱۴- دقیقه است. این اختلاف، همچنین، برابر است با اختلاف بین ظهر حقیقی (گذر خورشید از [[نصف النهار|نصف‌‌‌النهار]]) و ظهر میانگین.
| |
| | | | |
| − | زمان خورشیدی حقیقی و زمان میانگین، زمانهای محلی (Local Time ) هستند که به زاویه‌‌‌ی ساعتی خورشید، خواه حقیقی و خواه مصنوعی، بستگی دارند. اگر کسی زمان خورشیدی حقیقی را با اندازهگیری مستقیم به‌‌‌دست آورد و از رابطه‌‌‌ی معادله زمان، زمان میانگین را حساب کند، احتمالاً می‌‌‌تواند یک ساعت دیجیتال را بیابد که هیچ‌یک از این دو زمان را نشان نمی‌‌‌دهد. علت آن است که ما از زمان محلی برای زندگی روزمره استفاده نمی‌‌‌کنیم بلکه زمان منطقه‌‌‌ای (Time Zone، یکی از ۲۴ قسمت روی زمین، معادل ۱۵ درجه، که بر اساس طول جغرافیایی تقسیم می‌شوند و پهنای هر قسمت برابر با یک ساعت به وقت محلی است. ) را، مطابق با نزدیک‌‌‌ترین منطقه زمانی ، به‌‌‌کار می‌‌‌گیریم. | + | طول روز در زمان خورشیدی ظاهری ثابت نیست و در طول سال تغییر میکند و در کل ۱۶ دقیقه انحراف از میانگین در فصل‌های مختلف را ایجاد میکند. این انحراف به دو دلیل رخ میدهد: |
| | | | |
| − | در گذشته، هر شهری وقت محلی مخصوص به خود داشت. زمانی که مسافرت‌‌‌ها سریع‌‌‌تر و رایج‌‌‌تر شد، تنوع فراوان وقت‌‌‌های محلی به یک معضل تبدیل گردید. در پایان قرن نوزدهم، زمین را به ۲۴ منطقه تقسیم کردند؛ به‌‌‌گونه‌‌‌ای که وقت هر منطقه، یک ساعت با منطقه‌‌‌ی مجاورش اختلاف داشت. در سطح زمین، یک ساعت اختلاف در زمان متناظر است با ۱۵ درجه اختلاف در طول جغرافیایی. زمان در هر قسمت، به‌‌‌وسیله‌‌‌ی زمان میانگین محلی در طول‌‌‌های صفر درجه، ۱۵درجه، ... و ۳۴۵ درجه تعیین می‌‌‌گردد. | + | # از آنجا که مسیر گردش [[زمین]] بدور [[خورشید]] [[بیضی]] است نه [[دایره]]، در فصل‌های مختلف طول روز متفاوت است و هنگامی که [[زمین]] به [[خورشید]] نزدیکتر است ([[حضیض]]) تندتر و زمانی که از آن دور است ([[اوج]]) کندتر حرکت میکند. |
| | + | # بدلیل کج بودن محور [[زمین]]، می‌توان اینگونه فرض کرد که [[خورشید]] روی [[دایرة البروج]] نسبت به [[استوا]] کج حرکت میکند. از این رو در هنگام [[اعتدال بهاری]] (نوروز) و [[اعتدال پائیزی]] (مهرگان)، [[خورشید]] بدلیل زاویه‌دار بودن با استوا، کندتر از سرعت میانگین حرکت میکند و در روز نخست زمستان و تابستان، [[خورشید]] موازی با استوا خواهد بود و سرعتش بیشتر از میانگین خواهد بود. |
| | | | |
| − | زمان نصف‌‌‌النهار صفر، که از گرینویچ عبور میکند، به عنوان یک مرجع بین‌‌‌المللی (زمان جهانی )(Universal Time) مورد استفاده قرار می‌‌‌گیرد. در بیشتر کشورهای اروپایی، زمان یک ساعت جلوتر از این است. | + | ==زمان خورشیدی میانگین== |
| | | | |
| − | در تابستان، بسیاری از کشورها از وقت تابستانی استفاده می‌‌‌کنند و یک ساعت زمان را به جلو می‌‌‌کشند. هدف از این کار آن است که زمان بیداری مردم با روشنایی روز مقارن باشد و بدین ترتیب مصرف الکتریسیته کاهش یابد. در این مدت، اختلاف بین زمان خورشیدی حقیقی و زمان رسمی بیشتر میشود.
| + | این گونه زمان خورشیدی، میانگینی را بر پایه [[کره سماوی]] از طول یک روز میدهد میدهد که در همه فصل‌های سال ثابت است. |
| | | | |
| − | در کشورهای اروپایی، وقت تابستانی از آخرین یکشنبه مارس شروع میشود. در ساعت یک بامداد، ساعت‌‌‌ها را یک ساعت جلو می‌‌‌کشند تا ساعت ۲ بامداد را نشان دهد. در ساعت یک بامداد آخرین یکشنبه‌‌‌ی اکتبر، وقت را به حالت عادی برمی‌‌‌گردانند. | + | بدلیل شتاب [[جذر و مد]]ی بین [[زمین]] و [[ماه]] این مقدار میانگین، در هر سده یک چهارم هزارم ثانیه افزایش مییابد.([[ماه]] شتاب زمین را کندتر و زمین شتاب ماه را زیادتر میکند) |
| | | | |
| − | == منبع ==
| + | اختلاف بین زمان خورشیدی ظاهری و زمان خورشیدی میانگین را [[معادله زمان]] می‌گویند. |
| | | | |
| − | کتاب [http://wiki.avastarco.com/%D9%85%D8%A8%D8%A7%D9%86%DB%8C%20%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%20%D8%B4%D9%86%D8%A7%D8%B3%DB%8C مبانی ستاره‌شناسی]/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی [http://fa.wikipedia.org/wiki/%D9%85%D8%A8%D8%A7%D9%86%DB%8C_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%E2%80%8C%D8%B4%D9%86%D8%A7%D8%B3%DB%8C_%28%DA%A9%D8%AA%D8%A7%D8%A8%29] [http://astronomy2012.blogfa.com]
| + | ==منبع== |
| − | | + | ویكی پدیا فارسی[http://fa.wikipedia.org/wiki/%D8%B2%D9%85%D8%A7%D9%86_%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF%DB%8C] |
| − | [[Category:نجوم کروی|نجوم_کروی]] | + | [[رده:نجوم کروی ]] |
