Wyszukiwarka:

Wszędzie ------------------ Artykuły Newsy Informacje Linki Pliki

Geografia fizyczna - ściąga 1. Mapa i jej składniki Mapa to rysunek powierzchni Ziemi przedstawiony na płaszczyźnie, w odpowiednim zmniejszeniu, w siatce południków i równoleżników za pomocą znaków umownych. Każda mapa zawiera trzy grupy składników: matematyczne - czyli odwzorowanie kartograficzne i skalę; geograficzne - tj. treść mapy, na którą składają się elementy fizyczno- -geograficzne i ekonomiczno-geograficzne oraz napisy dotyczące nazewnictwa i opisy cyfrowe; opis pozaramkowy (legenda) - zawierający tytuł mapy, jej skalę i objaśnienia zastosowanych znaków umownych. Przystępując do analizy mapy, należy zapoznać się z jej składnikami po to, aby prawidłowo odczytać znajdujące się na mapie informacje. Mapa jest bowiem symbolicznym obrazem „pisanym sobie tylko właściwym alfabetem". Poznanie symboliki mapy pozwala traktować ją jako bogate źródło wiedzy, często zastępujące podręcznik. 2. Odwzorowania kartograficzne Kulistej powierzchni Ziemi nie można przedstawić na mapie bez żadnych zniekształceń, ponieważ nie da się rozwinąć kuli tak, aby powstała z niej płaszczyzna. Z tego właśnie powodu na każdej mapie istnieją zniekształcenia. Z definicji mapy wynika, że jest to rysunek powierzchni przedstawiony w siatce południków i równoleżników. Na powierzchni Ziemi wyznaczają one położenie punktu' tworzą siatkę geograficzną. Tworzenie mapy rozpoczyna się od przeniesienia siatki geograficznej na płaszczyznę z zastosowaniem określonych reguł matematycznych, czyli odwzorowania kartograficznego. Siatka geograficzna po przeniesieniu na płaszczyznę nazywana jest siatką kartograficzną, ponieważ równocześnie nie zachowuje wierności kątów, odległości i powierzchni występujących w siatce geograficznej. Siatka kartograficzna może zachować tylko jedną z wymienionych wyżej cech wierności. Z tego powodu odwzorowania dzieli się na: wiernokątne - zachowujące wierność kątów, natomiast zniekształcające odległości i powierzchnie, co oznacza, że tylko kierunki wyznaczane przez południki i równoleżniki, odpowiadają kierunkom w rzeczywistości; wiernoodległościowe - zachowujące jedynie wierność odległości, a zniekształcające kąty i powierzchnie, co oznacza, że odległości na mapie przeliczone przez jej skalę odpowiadają odległościom w terenie; wiernopowierzchniowe - zachowujące tylko wierność powierzchni, tzn. pole powierzchni na siatce przeliczone przez skalę odpowiada powierzchni w terenie, a zniekształcające kąty i odległości; dowolne (umowne) - nie zachowujące żadnego z warunków wierności. Kartograficzną siatkę wiernopowierzchniową, wiernokątną lub wierno- odległościową można uzyskać przez odpowiednie rodzaje rzutowania siatki geograficznej na płaszczyznę. Ze względu na rodzaj powierzchni rzutowania odwzorowania dzielimy na: płaszczyznowe (azymutalne) - otrzymywane z rzutowania powierzchni Ziemi na płaszczyznę styczną w jednym punkcie z kulą ziemską. Jeśli punkt ten znajduje się na biegunie, powstaje odwzorowanie azymutalne normalne; gdy jest położony na równiku - azymutalne poprzeczne; natomiast gdy występuje w innych szerokościach geograficznych - odwzorowanie azymutalne ukośne. W odwzorowaniach płaszczyznowych normalnych południki odwzorowują się jako linie proste, a równoleżniki jako współśrodkowe okręgi. Siatki kartograficzne w odwzorowaniu płaszczyznowym są stosowane najczęściej do przedstawiania obszarów okołobiegunowych i map planiglobów. walcowe - uzyskiwane w wyniku rzutowania siatki geograficznej na pobocz-nicę walca, który może być styczny z kulą wzdłuż równika - odwzorowanie walcowe normalne, wzdłuż dwóch przeciwległych południków — odwzorowanie poprzeczne, a jeżeli linia styczności jest w położeniu pośrednim między biegunem a równikiem - odwzorowanie ukośne. W odwzorowaniu walcowym normalnym południki i równoleżniki są równoległymi do siebie liniami prostymi przecinającymi się pod kątem prostym. Zachowanie warunku wierności kątów sprawia, że odwzorowanie to ma zastosowanie w żegludze. Najbardziej rozpowszechnioną siatką z zastosowaniem powyższego odwzorowania, jest siatka prostokątna Merkatora, często używana do przedstawiania stref czasowych na kuli ziemskiej. Siatki walcowe wykorzystuje się również do przedstawiania obszarów okołorównikowych. stożkowe - powstające w wyniku rzutowania powierzchni kuli na pobocznicę stożka. Odwzorowanie stożkowe może być normalne - gdy stożek jest styczny z kulą wzdłuż jednego równoleżnika, poprzeczne - gdy oś stożka leży w płaszczyźnie równika lub ukośne - gdy oś stożka ma położenie między równikiem i osią ziemską. W odwzorowaniu stożkowym normalnym równoleżniki odwzorowują się jako łuki współśrodkowych okręgów, a południki jako ich promienie, zbiegające się w kierunku biegunów. W siatkach stożkowych przedstawia się najczęściej obszary jednego kontynentu lub jednego państwa. umowne (dowolne) - są przekształceniami wymienionych wyżej odwzorowań klasycznych (pseudoazymutame, pseudowalcowe, pseudostożkowe) lub powstają na drodze przeliczeń matematycznych określających położenie punktów przecięcia południków i równoleżników. Odwzorowania umowne najczęściej określa się nazwami pochodzącymi od nazwisk ich konstruktorów. Najczęściej używanym odwzorowaniem umownym jest wiemopowierzchniowa siatka Mollweidego, będąca odwzorowaniem pseudowalcowym. Rys. 2 Siatka Mollweidego W odwzorowaniach kartograficznych uzyskuje się tylko jeden punk (w odwzorowaniu azymutalnym) lub jedną linię wiernie przeniesioną z po wierzchni kuli. Jest to miejsce styczności kuli z powierzchnią rzutowania Im dalej od tego miejsca, tym zniekształcenia są większe. 3. Skala mapy Każda mapa narysowana jest w odpowiednim zmniejszeniu, czyli skali. Przez skalę mapy rozumiemy stosunek odległości na mapie do odpowiadającej jej odległości poziomej w terenie - nie zaś odległości rzeczywistej uwzględniającej ukształtowanie powierzchni. Na mapie skala może być zapisana w postaci: liczbowej - np. l :300 000, co oznacza, że l jednostce długości na mapie odpowiada 300 000 takich samych jednostek w terenie (l cm na mapie równa się 300 000 centymetrów w terenie). Ponieważ w mierzeniu odległości w terenie posługujemy się metrami lub kilometrami, centymetry zapisane w skali mapy należy zamienić na metry lub kilometry, pamiętając, że l km = 100 000 cm. Liczbową skalę mapy można również zapisać w postaci ułamka, np. 1/300 000. Liczba w jego mianowniku informuje nas o zmniejszeniu. Im jest większa, tym skala jest mniejsza, a mapa przedstawia większy obraz z mniejszą dokładnością; mianowanej - np. l cm -> 3 km, co oznacza, że l cm na mapie odpowiada 3 km w terenie; liniowej (podziałki) - tj. skali wyrażonej w sposób graficzny w postaci odcinka prostej podzielonego na równe części i opisanego w metrach lub kilometrach: Skala mapy, niezależnie od formy jej zapisu, odnosi się do wymiarów liniowych. Można zatem na jej podstawie obliczyć odległości w terenie. Można również obliczyć pola powierzchni, gdyż każda powierzchnia jest iloczynem długości i szerokości. Na mapach, pola powierzchni w stosunku do odpowiadających im pól powierzchni w terenie, są kwadratem zmniejszenia liniowego. Na mapie w skali 1:300 000, gdzie l cm odpowiada 3 km w terenie, pole kwadratu o boku l cm wynosi w terenie 9 km2. Pole powierzchni pozostaje równe kwadratowi skali liniowej tylko na mapach wielkoskalowych i mapach w odwzorowaniach wiernopowierzchniowych. 4. Metody przedstawiania zjawisk na mapie Treść mapy może być przedstawiona w różnorodny sposób. Dobór metody zależy od cech prezentowanego na mapie zjawiska. Zastosowana metoda ma wyeksponować te zjawiska, które stanowią główną treść mapy, gdyż celem jest jak najlepsza czytelność mapy. Do najczęściej stosowanych należą metody: sygnaturowa - polegająca na przedstawianiu treści za pomocą znaków umownych. Stosuje się j ą do prezentacji obiektów występujących w przestrzeni geograficznej punktowo lub w postaci linii, np. miast, surowców mineralnych, ośrodków przemysłowych, rzek, dróg itd. Metoda sygnaturowa może być również wykorzystywana do przedstawienia zjawisk powierzchniowych, np. upraw. Niekiedy różnicuje się wielkość sygnatur, co ma wskazywać na odmienną wagę prezentowanych treści, np. większa sygnatura surowca mineralnego sugeruje, że zaznaczone złoże jest największe powierzchniowo lub jego zasoby są większe niż innych złóż tego samego surowca. Stosowane w metodzie sygnaturowej znaki mogą mieć postać: • figur geometrycznych, wewnątrz których mogą być wrysowane mniejsze figury lub inne znaki, np. kół, kwadratów, trójkątów; • linii dla oznaczenia obiektów liniowych, których szerokości nie przedstawia się w skali mapy, np. drogi, rzeki, granice administracyjne; • obrazków przypominających swym wyglądem treść prezentowanego zjawiska, np. kolba - przemysł chemiczny, kłos - uprawy zbożowe; • liter będących najczęściej skrótami nazw, np. symbole pierwiastków chemicznych, zasięgów - którą zaznaczamy najdalsze granice występowania danego zjawiska. Najczęściej na mapie wrysowany jest kontur odpowiadający powierzchni, na której zjawisko występuje. Linia zasięgu wskazuje, że w jej obrębie występuje dane zjawisko, lecz nie informuje o jego intensywności. Aby było wiadomo, po której stronie linii zjawisko występuje, obszar występowania można zamalować lub dodać do linii zasięgu krótkie, prostopadłe kreseczki od strony występowania zjawiska lub wprowadzić sygnaturę prezentowanego zjawiska. Linia przedstawiająca granicę występowania zjawiska może być również dodatkowo opisana, np. północna granica uprawy pszenicy. Metodę zasięgów stosuje się na mapach geologicznych, glebowych, użytkowania ziemi i innych. izarytmiczna (izolinii) - polegająca na przedstawianiu zjawiska za pomocą linii równych wartości zjawiska, tj. linii łączących punkty o takiej samej wielkości, np. • poziomice (izohipsy) łączą punkty o tych samych wysokościach bezwzględnych, • izobaty łączą punkty o jednakowej głębokości wody, • izotermy łączą punkty o jednakowej temperaturze, • izobary łączą punkty o jednakowym ciśnieniu atmosferycznym, • izohiety to linie takiej samej wielkości opadów atmosferycznych. Izolinie wykreśla się na podstawie sieci punktów, z których każdy ma konkretną, ustaloną na podstawie pomiarów wartość liczbową. Izorytmy oddają zatem wiernie zmienność natężenia zjawisk. kropkowa (punktowa) - w której mapę pokrywa się punktami w miejscach, gdzie zjawisko występuje. Każda kropka posiada określoną wartość, np. ilość osób. Odległość między punktami ukazuje zmienność natężenia zjawiska. Zastosowanie na mapie metody kropkowej faktycznie ogranicza jej treść do jednego zjawiska. Wykorzystanie tej metody do prezentacji kilku zjawisk na tej samej mapie sprawi, że mapa przestanie być czytelna. Metodę kropkową najczęściej stosuje się na mapach ludności. kartogramu - przedstawiającego rozkład średnich wartości zjawiska według jednostek terytorialnych, najczęściej administracyjnych, np. gęstości zaludnienia wg województw. W kartogramie przedstawione są wartości względne pogrupowane w przedziały, np. O - 10; 11 - 20 itd. Przedziałów wielkości nie może być zbyt dużo, gdyż zmniejszy się czytelność mapy. Każdy przedział klasowy ma przypisaną mu barwę lub sygnaturę (szraf). Zasadą jest stosowanie barwy (szrafu) od najjaśniejszej przy najmniejszej intensywności zjawiska do najciemniejszej dla największej intensywności. Ponadto barwy (szraf) powinny należeć do tej samej kategorii, zmieniają się tylko ich odcienie lub odległość między liniami i grubość linii. Jeśli jednostka terytorialna pozbawiona jest barwy (szrafu), oznacza to, że w tej jednostce nie występuje prezentowane na mapie zjawisko. kartodiagramu - czyli diagramu (wykresu) umieszczonego na mapie. Wykresy wyrażają sumaryczną wielkość zjawiska występującego na danym obszarze, np. liczbę zatrudnionych, wielkość produkcji przemysłowej ogółem. Na mapie mogą występować w postaci słupków, kwadratów, kół lub innych figur. Wysokość słupka lub powierzchnia figury odpowiada wielkości zjawiska. Diagramy można wewnętrznie zróżnicować, np. wielkość koła ukazuje ogólną liczbę zatrudnionych, a jego wycinki strukturę zatrudnienia wg działów gospodarki. Diagramem jest również wykres wstęgowy ukazujący np. potoki przewozu pasażerów lub ładunków wzdłuż trasy komunikacyjnej. Wielkość zjawiska obrazuje się w tym przypadku szerokością wstęgi. Większość map wykreśla się, stosując równocześnie kilka metod lub dodając dodatkowo element barwy. Najlepszym przykładem jest mapa poziomicowa, na której w celu uwypuklenia rzeźby stosuje się barwienie obszarów między poziomicami odpowiednio dobranymi kolorami. Mapę, na której rzeźbę przedstawia się za pomocą rysunku poziomicowego uzupełnionego barwami, nazywamy mapą hipsometryczną. Często uzupełnieniem mapy hipsometrycznej jest profil terenu, którego zadaniem jest ułatwienie czytania rysunku poziomicowego. Profil terenu to wykres ukształtowania powierzchni wzdłuż wybranej linii. Powstaje przez rzutowanie punktów przecięcia się linii profilu z poziomicami. Na osi poziomej profilu, rysowanej w skali mapy, zaznacza się odległości między poziomicami, natomiast na osi pionowej wysokości bezwzględne. Skala pionowa profilu powinna być większa niż skala osi poziomej, gdyż w ten sposób zostanie zagwarantowane właściwe ukazanie zróżnicowania wysokości. Stosunek skali pionowej do poziomej nazywamy przewyższeniem profilu, np. gdy skala pionowa wynosi l: 2000 a pozioma l: 20 000, profil jest dziesięciokrotnie przewyższony. Dobór odpowiedniego przewyższenia jest bardzo ważny, ponieważ źle dobrane przewyższenie daje fałszywy obraz rzeźby, może spłaszczyć teren lub dać wyobrażenie gór dla obszaru falistego 5. Generalizacja map Zmniejszając skalę mapy, przy zachowaniu jej wymiarów, zwiększamy równocześnie powierzchnię obszaru przedstawioną na mapie. Zachodzi wtedy konieczność opuszczenia wielu szczegółów uznanych za mniej istotne. Proces uogólnienia mapy, polegający na selekcji i upraszczaniu treści oraz zmianie znaków szczegółowych na bardziej ogólne, nazywamy generalizacją mapy. Celem generalizacji jest zwiększenie czytelności map. Ze względu na kryteria selekcji treści możemy wyróżnić generalizację: • ilościową- polegającą na eliminowaniu mniejszych obiektów (np. miejscowości o mniejszej liczbie mieszkańców, dopływów rzek, drugorzędnych dróg), upraszczaniu rysunku (np. zarysu linii brzegowej, biegu rzeki, kształtu powierzchni lasu), zamianie (znaków powierzchniowych na sygnatury). Generalizację ilościową przeprowadza się przy tworzeniu map małoskalowych na podstawie wielkoskalowych - im mniejsza skala mapy, tym mniej szczegółów. • jakościową - polegającą na eliminacji niektórych treści w celu wyeksponowania innych zagadnień. Zabiegu takiego dokonuje się przy tworzeniu map tematycznych, np. na mapie surowców mineralnych zaznaczone będą miejsca ich występowania oraz punkty odniesienia ułatwiające orientację (np. główne rzeki i największe miasta). Wyeliminowani zastanie natomiast ukształtowanie powierzchni, zabagnienie terenu, lini komunikacyjne i inne treści. 6. Rodzaje map Różnorodne cele, którym służą mapy, wpływają na ich skalę i dobór treści. Dlatego mapy, nawet tego samego obszaru, mogą się znacznie od siebie różnić. Ze względu na skalę, w jakiej wykonana jest mapa, wyróżniamy mapy: szczegółowe (plany) - w skali od 1:1000 do 1:5000, są nimi plany miast, osiedli i innych niewielkich obszarów, na których z reguły nie uwzględnia się ukształtowania powierzchni; topograficzne (wielkoskalowe) - w skali od 1:10 000 do 1:200 000 to mapy bardzo szczegółowe, zawierające obok siatki kartograficznej siatkę współrzędnych prostokątnych ułatwiającą pomiar odległości i kątów. Pokrycie terenu przedstawione jest za pomocą znaków topograficznych: punktowych (np. samotne drzewo), liniowych (np. rzeka) i powierzchniowych (np. łąka, las). Mapy topograficzne dzięki dużej szczegółowości nadają się do różnego typu prac terenowych. Odmianą map wielkoskalowych są mapy turystyczne; przeglądowo-topograficzne (średnioskalowe) - w skalach od l :200 000 do 1:1 000 000. Zawierają uogólnione treści dotyczące ukształtowania powierzchni i pokrycia terenu. przeglądowe (małoskalowe) - mapy o skalach mniejszych niż l: l 000 000. Są zgeneralizowane, przedstawiają tylko ogólny obraz lądów lub państw. Znajdująca się na mapach treść jest podstawą wydzielania map: ogólnogeograficznych - uwzględniających ogólną charakterystykę środowiska geograficznego, tj. rzeźbę, wody, sieć osadniczą, drogi. Wśród map ogólnogeograficznych wyróżnia się mapy fizyczne, tj. hip-sometrycvzne oraz mapy polityczne i administracyjne. tematycznych - przedstawiających wybrany składnik środowiska lub gospodarki. Najogólniej dzieli sieje na: • przyrodnicze (np. geologiczne, tektoniczne, klimatyczne, hydrologiczne, glebowe), • społeczno-gospodarcze (np. ludności, przemysłu, użytkowania terenu, komunikacyjne), • specjalne (np. górnicze, urbanizacyjne, inżynieryjne). Planeta Ziemia 7. Budowa Wszechświata Wszechświat współcześnie pojmowany jest jako wszystko, co istnieje. Stanowią go materia, promieniowanie, energia i przestrzeń. Jego wielkość jest tak ogromna, że nie pozwala, przy obecnym stanie wiedzy i możliwościach technicznych człowieka, na zbadanie nawet jego części. Nie jest znana zarówno jego przeszłość, jak i przyszłość. Jedyna rzecz, do której zgodnie doszli wszyscy badacze, to stwierdzenie, że każde znane nam dziś ciało niebieskie jest przejściową formą występowania materii. Miało zatem swój początek i będzie miało koniec - gdy materia zmieni formę. Najczęściej przyjmowana dziś hipoteza powstania Wszechświata to Wielki Wybuch (Big Bang). Zakłada się, że miał on miejsce ok. 20 mld lat temu i był wynikiem skupienia się całej materii w jednym punkcie. Od momentu Wielkiego Wybuchu do dziś Wszechświat rozszerza się we wszystkich kierunkach z jednakową prędkością. Zmniejsza się również temperatura budującej go materii oraz jej gęstość. Według praw fizyki Wielki Wybuch powinien pozostawić po sobie fale radiowe. W 1965 r. wykryto takie słabe promieniowanie, docierające z wszystkich kierunków. Częściami składowymi Wszechświata są galaktyki, czyli skupiska gwiazd wraz z materią międzygwiezdną. Około 90% materii budującej galaktykę jest skupiona w gwiazdach tej galaktyki. Gwiazda to ciało niebieskie zbudowane ze zjonizowanych gazów, głównie wodoru i helu, w których na skutek ogromnej gęstości materii dochodzi do reakcji termojądrowych. Dzięki nim gwiazda wytwarza własne światło w przeciwieństwie do planety świecącej światłem odbitym. Galaktyki mogą mieć różne kształty i rozmiary. Ze względu na kształt wyróżniamy galaktyki eliptyczne, spiralne i nieregularne. Kilka tysięcy galaktyk tworzy gromadę galaktyk. Gromady łączą się w większe jednostki - supergromady. Średnice supergromad dochodzą do 70 min lat świetlnych. Między supergromadami występuje niemal pusta przestrzeń wielkości 100 - 200 min lat świetlnych. Rok świetlny to astronomiczna jednostka odległości, równa drodze, jaką przebywa promień świetlny w próżni w ciągu roku, biegnąc z prędkością ok. 300 tyś. km/s. Galaktyka, w której położona jest Ziemia, nosi nazwę Układu Mlecznej Drogi. Jest to galaktyka spiralna o średnicy ok. 100 000 lat świetlnych, wirująca z dużą prędkością wokół centralnie położonej wypukłości. Słońce znajduje się na peryferiach Drogi Mleczne5 w odległości ok. 30 000 lat świetlnych od centrum galaktyki i krąży wokoło centrum z prędkością 220 km/sęk. Przyjmuje się, że Układ Słoneczny powstał z wirującej zagęszczonej materii międzygwiezdnej ok. 6 mld lat temu. Według jednej z teorii, Słońce i planety powstały niemal równocześnie z obłoku materii zagęszczającej się w części centralnej. Wraz z kurczeniem się materii rosła jej temperatura i ciśnienie oraz prędkość ruchu wirowego. Z centralnej części zagęszczenia powstał zalążek Słońca. Wirujące dookoła niego pyły zderzały się i tworzyły coraz większe bryły, co dało początek planetom. Zróżnicowanie temperatury w poszczególnych miejscach układu zadecydowało o składzie chemicznym i gęstości praplanet. Formowanie się planet polegało na skupianiu się w ich jądrach ciężkich substancji. W ten sposób powstały koncentryczne warstwy o różnym składzie chemicznym, które zbudowały planety. Powolne stygnięcie wnętrza doprowadziło do powstania na powierzchni niektórych planet sztywnej skorupy skalnej. 8. Budowa Układu Słonecznego Składnikami Układu Słonecznego są planety i ich księżyce, planetoidy, komety, meteoroidy i materia międzyplanetarna. Wszystkie wymienione ciała niebieskie krążą wokół Słońca, utrzymywane siłami jego grawitacji. Układ Słoneczny ma kształt zbliżony do dysku. Niemal cała masa Układu skupiona jest w Słońcu - 99,87%. Słońce - jest gwiazdą średniej wielkości, zbudowaną głównie z wodoru (ok. 70%) i helu (ok. 27%). W jego wnętrzu zachodzą reakcje termojądrowe będące źródłem energii słonecznej. Temperatura powierzchni Słońca wynosi ok. 5500°C, natomiast jego wnętrza ok. 14 min °C. Przejawem aktywności są wybuchy materii wyrzucanej przez Słońce na duże odległości, widoczne z Ziemi w postaci rozbłysków. Z Ziemi widoczne są również plamy słoneczne. Są to obszary promieniujące znacznie słabszym światłem - stąd wrażenie ciemnej barwy. Ich ilość, wielkość, kształt i położenie ulegają zmianom. W zwiększonej ilości plamy na Słońcu pojawiają się co ok. 11-12 lat. Oblicza się, że w ciągu jednej sekundy na skutek promieniowania Słońce traci 5 min ton swojej masy. Planety typu ziemskiego - to Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Mają niewielkie rozmiary, natomiast bardzo dużą gęstość budującej je materii. Wszystkie mają metaliczne jądro i twardą skorupę zbudowaną głównie ze skał krzemianowych. Otoczone są atmosferą o różnym składzie chemicznym, różnej gęstości i grubości. Na powierzchni wszystkich planet tej grupy znajdują się ślady uderzeń meteorytów i ślady działalności wulkanicznej. Planety typu ziemskiego, ze względu na swoje położenie w Układzie Słonecznym, tworzą grupę planet wewnętrznych. Planety olbrzymie - należą do nich Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Mają znacznie większe średnice niż planety wewnętrzne, natomiast znacznie mniejszą gęstość materii, z której są zbudowane. Przypuszczalnie są to gazowe bryły, zbudowane głównie z wodoru, posiadające niewielkie stałe jądra, nie mają natomiast skalistej skorupy. Przypuszcza się również, że gazy budujące planety olbrzymie są pod tak dużym ciśnieniem, że pod jego wpływem ulegają skropleniu. Planety mogą być więc kulami cieczy, utrzymującymi swój kształt dzięki sile grawitacji. Badanie planet olbrzymich jest utrudnione z powodu ich gęstych atmosfer, składających się z wodoru, helu, metanu i amoniaku. Charakterystyczną cechą tych planet jest duże spłaszczenie biegunowe, będące skutkiem bardzo szybkiego ruchu obrotowego. Planety olbrzymie posiadają liczne księżyce i pierścienie utworzone z pyłów rozproszonej materii (np. Jowisz i Uran) lub bryłek lodu (np. Saturn). Księżyce - ciała niebieskie krążące wokół planet. Liczba księżyców obiegających planety jest różna: Ziemia i Pluton są okrążane przez l księżyc, Mars przez 2, Jowisz przez 16, a Saturn przez 23. Księżyce na ogół nie posiadają atmosfery. Z Ziemi obserwujemy oświetloną w dużym stopniu tę stronę Księżyca, która jest zwrócona w kierunku Ziemi. Czas obiegu Księżyca jest równy okresowi jego obrotu (27 dni 7 godzin 43 minuty), przez co mieszkańcy Ziemi mogą obserwować tylko jedną stronę tego naturalnego satelity naszego globu. Obserwujemy fazy Księżyca. Należą do nich: nów - gdy Księżyc znajduje się między Ziemią i Słońcem a jego tarcza jest niewidoczna, pierwsza kwadra - widzimy oświetloną połowę tarczy Księżyca, pełnia - widoczna jest cała tarcza Księżyca, trzecia kwadra - widoczna druga połowa tarczy Księżyca. Planetoidy (asteroidy) - małe ciała niebieskie o nieregularnych kształtach i średnicach od kilkudziesięciu do kilkuset kilometrów, krążące między planetami wokół Słońca. Największe z nich to Ceres, Pallas i Vesta. Obecnie znanych jest ponad 3000 planetek. Przypuszcza się, że planetki są szczątkami jednej wielkiej planety, która niegdyś obiegała Słońce między orbitami Marsa i Jowisza i uległa rozbiciu. Komety - małe ciała niebieskie, poruszające się okresowo wokół Słońca po bardzo wydłużonych torach. Są to bryły zbudowane z dwutlenku węgla, amoniaku i metanu zmieszanych z pyłem i spojonych lodem. Obecnie znamy około 1000 komet, z których np. kometa Halleya pojawia się co 75 lat. Gdy kometa zbliża się do Słońca, powstaje wokół jej jądra pyłowo-gazowa otoczka, tzw. koma, która wraz z jądrem stanowi głowę komety. Kometa posiada również warkocz składający się z pyłów i gazów pochodzących z głowy komety. Warkocz może mieć długość kilkuset milionów kilometrów. Po przejściu obok Słońca warkocz i koma zanikają. Wyparowywanie lodowego spoiwa komety powoduje rozluźnienie jądra i z biegiem czasu jego rozpad na meteoroidy. Meteoroidy - skalne bryły materii i drobnego pyłu, krążące w Układzie Słonecznym. Po wejściu w atmosferę ziemską wywołują zjawisko świecenia— spalaj ą się częściowo lub całkowicie i noszą nazwę meteorytów. Spadające na powierzchnię Ziemi meteory najczęściej są bryłami kamiennymi (krzemiany), rzadziej kamienno-żelaznymi lub żelaznymi. Materia międzyplanetarna - to drobne ziarna pyłów kosmicznych, rozrzedzone gazy i plazma, tworzące skupiska, tzw. roje krążące dookoła Słońca. 9. Położenie i ruch planet w Układzie Słonecznym Do czasów Mikołaja Kopernika (1473 - 1543) sądzono, że centralne miejsce w Układzie Słonecznym zajmuje Ziemia. Przyjmowano geocentryczny model Wszechświata, opracowany w II w n.e. przez Ptolemeusza. Według tego modelu centrum Wszechświata zajmowała nieruchoma Ziemia, wokół której krążyły po sferach (orbitach) kolejno: Księżyc, Merkury, Wenus, Słońce, Mars, Jowisz, Saturn i gwiazdy stałe, tzn. nie zmieniające położenia względem siebie, lecz krążące dookoła Ziemi. W 1543 r. została opublikowana teoria heliocentryczna, której twórcą był Mikołaj Kopernik. Według teorii Kopernika centrum Wszechświata zajmuje nieruchome Słońce, wokół którego po orbitach kołowych krążą planety znajdujące się również w mchu obrotowym dookoła własnej osi. Teorię heliocentryczną uznano dopiero w XVII w. W latach 1609-1619 J. Kepler ogłosił teorię dotyczącą ruchu planet, w której modyfikuje teorię heliocentryczną, a mianowicie dowodzi, że orbity planet mają kształt elipsy, natomiast Słońce znajduje się w jednym z jej ognisk. Odkrycie przez I. Newtona prawa powszechnego ciążenia wyjaśnia eliptyczny kształt orbit. Obecny stan wiedzy z zakresu budowy Wszechświata należy przyjąć jako jeden z etapów jego poznawania. Współczesne możliwości badania Kosmosu w każdym momencie mogą przynieść nowe odkrycia dotyczące zarówno nowych, nieznanych dotąd ciał niebieskich, jak i budowy obiektów już poznanych. Współczesny stan wiedzy dotyczący budowy i cech Układu Słonecznego przedstawia zamieszczona niżej tabela. Z przedstawionego zestawienia wynika, że: • wielkość planet zwiększa się w miarę oddalania od Słońca i krańców Układu w stronę jego części środkowej; • w miarę oddalania się od Słońca prędkość ruchu planet po orbicie zmniejsza się, co dodatkowo wydłuża okres obiegu wokół Słońca; • prędkość ruchu planet wokół własnej osi zwiększa się w miarę oddalania od Słońca (poza Plutonem). Inne cechy ruchu planet to: • położenie płaszczyzn orbit planet niemal w jednej płaszczyźnie, • zgodność kierunku ruchu planet po orbitach z kierunkiem ruchu obrotowego Słońca, • zgodność kierunku ruchu obrotowego planet wokół własnej osi z kierunkiem ruchu obiegowego (poza Wenus i Uranem, które wirują w kierunku przeciwnym). 10. Kształt i rozmiary Ziemi Współcześnie ani kształt, ani rozmiary Ziemi nie budzą wątpliwości. Jednakże rozwój wiedzy na te tematy przechodził skomplikowane losy, wśród których należy wymienić następujące pomiary i poglądy: • Pitagoras (VI w. p.n.e.) - pierwszy pogląd o kulistości Ziemi wysunięty z rozważań filozoficznych - kula ma idealny kształt. • Arystoteles (IV w. p.n.e.) - pierwsze dowody na kulistość Ziemi, a mianowicie: - widnokrąg w kształcie okręgu, - kolistość cienia Ziemi na Księżycu w czasie jego częściowego zaćmienia, - stopniowe wyłanianie się obiektów zza linii horyzontu zasłoniętych przez krzywiznę Ziemi, np. statków począwszy od wierzchołków masztów, gór od ich szczytów. • Eratostenes (III w. p.n.e.) - pierwszy pomiar wielkości Ziemi dokonany na podstawie obserwacji astronomicznych przy przyjęciu trzech założeń, a mianowicie: — Ziemia jest kulą, — promienie słoneczne oświetlające Ziemię przy jej powierzchni są do siebie równoległe, — miejscowości, w których dokonywany jest pomiar - Syene (dzisiejszy Asuan) i Aleksandria - położone są na tym samym południku. Pomiar Eratostenesa polegał na zmierzeniu wysokości Słońca nad horyzontem w momencie górowania, w dniu przesilenia letniego, w Aleksandrii. Zmierzony kąt był odchylony od zenitu o 7° l T. Tego samego dnia, w południe w Syene Słońce jest w zenicie - nad horyzontem widoczne jest pod kątem 90°. Różnicę wysokości Słońca w momencie górowania w tych dwóch miejscowościach Eratostenes potraktował jako różnicę szerokości geograficznej tych miejscowości. Znając odległość między miastami, do obliczenia obwodu Ziemi zastosował twierdzenie Talesa-jeśli dwie proste równoległe przecięte są trzecią prostą, to odpowiednie pary kątów są równe. Na tej podstawie obliczył obwód Ziemi (długość równika) na ok. 40 tyś. km i promień Ziemi na ponad 6 tyś. km. W pomiarze Eratostenesa miarą odległości był stadia! egipski, którego długość nie jest nam dokładnie znana - najprawdopodobniej wynosił on 157,5 m. Obliczenia Eratostenesa odbiegają niewiele od obecnie przyjętych rozmiarów Ziemi, mimo że popełnił on błąd, przyjmując położenie Syene i Aleksandrii na tym samym południku. • Ptolemeusz (II w n.e.) - obliczył obwód Ziemi na ok. 30 tyś. km na podstawie pomiaru wysokości gwiazd w momencie ich górowania nad linią horyzontu. Błąd Ptolemeusza zaważył na obliczeniach długości drogi do Indii przez K. Kolumba. • Jean Picard (1669) - dokonał pomiaru wielkości Ziemi, stosując metodę triangulacji polegającą na zastosowaniu sieci trójkątów prostokątnych wyznaczonych na powierzchni Ziemi. Wyniki otrzymane przez J. Picar-da różniły się od obecnie przyjmowanych wartości zaledwie o 0,1%. • Izaak Newton (1687) - przyjmując za pewnik teorię Kopernika o ruchu Ziemi dookoła własnej osi, wywnioskował, że ruch ten mógł spowodować spłaszczenie Ziemi przy biegunach i jej kształt podobny do elipsoidy obrotowej. Wniosek I. Newtona potwierdzono licznymi badaniami prowadzonymi w ciągu XVIII i XIX w. Udoskonalenie metod badawczych w XX w., a w szczególności rozwój geodezji satelitarnej, pozwoliły na przeprowadzenie bardzo dokładnych pomiarów wielkości i kształtu Ziemi. Przede wszystkim zauważono, że kierunek działania siły ciężkości, tj. pion, w wielu miejscach odchyla się od kierunku prostopadłego do uogólnionej powierzchni Ziemi. Przez powierzchnię uogólnioną należy rozumieć powierzchnię wyrównaną - bez wzniesień na kontynentach i obniżeń dna oceanicznego. Zaobserwowane odchylenia tłumaczy się nierównomiernym rozmieszczeniem skał o różnej gęstości w skorupie ziemskiej. Dlatego przyjęto, że Ziemia ma kształt geoidy, tj. bryły, której powierzchnia jest w każdym miejscu prostopadła do pionu wyznaczonego przez siłę ciężkości. Powierzchnia geoidy na obszarach lądowych przebiega z reguły poniżej rzeczywistej powierzchni Ziemi. Natomiast w stosunku do powierzchni elipsoidy, powierzchnia geoidy przebiega na obszarach lądowych powyżej, a w obrębie oceanów poniżej. Stwierdzono ponadto, że równik nie jest okręgiem lecz elipsą, której półosie różnią się o 230 m. Półkula północna jest większa od półkuli południowej, natomiast spłaszczenie biegunowe jest nieco większe na półkuli południowej. Ponadto równoleżniki na półkuli północnej są krótsze niż odpowiadające im równoleżniki na półkuli południowej. Współcześnie przyjmujemy następujące rozmiary Ziemi: • średni promień równikowy - 6 378 km • średni promień biegunowy - 6 357 km • średnie spłaszczenie biegunowe - l :298,257 • obwód równika - 40 075 km • powierzchnia Ziemi - 510 min km • objętość Ziemi - l 083 mld km3 11. Cechy obrotowego ruchu Ziemi Widoma w ciągu dnia wędrówka Słońca po sklepieniu niebieskim przez wieki utrzymywała ludzkość w przekonaniu, że Słońce i gwiazdy krążą wokół Ziemi. Dziś wiemy, że jest ona jedną z konsekwencji obrotu Ziemi dookoła własnej osi, czyli ruchu obrotowego (wirowego). Najważniejszymi cechami obrotowego ruchu Ziemi są: • Ziemia wykonuje pełny obrót w ciągu tzw. doby gwiazdowej, która trwa 23 godz. 56 min. 04 sęk. Natomiast doba słoneczna to okres czasu, równy 24 godzinom, który upływa między dwoma kolejnymi górowaniami Słońca na tym samym południku. • Ziemia obraca się z zachodu na wschód. • Oś obrotu Ziemi nachylona jest do płaszczyzny orbity pod kątem 66°33'. • Wszystkie punkty położone na powierzchni Ziemi (poza biegunami) w czasie pełnego obrotu, tj. 23 godz. 56 min. 04 sęk., zakreślają okręgi w płaszczyźnie prostopadłej do osi obrotu. Długość drogi pokonywanej w czasie pełnego obrotu, przez punkty położone na powierzchni Ziemi, zmniejsza się wraz z oddalaniem od równika w kierunku biegunów. Prędkość liniowa punktów, tj. prędkość mierzona wzdłuż linii zataczanych okręgów, maleje wraz ze wzrostem szerokości geograficznej. Na równiku jest największa i wynosi 1669 km/h. Każdy punkt położony na powierzchni Ziemi w ciągu 24 godzin zmienia swoje położenie o 360° niezależnie od wielkości okręgu, który zatacza. Zatem prędkość kątowa wszystkich punktów na Ziemi jest taka sama. 12. Konsekwencje ruchu obrotowego Ziemia nie jest ciałem przezroczystym i nie przepuszcza promieni słonecznych. Dlatego Słońce widoczne jest tylko po tej stronie Ziemi, która zwrócona jest w jego kierunku - zjawisko dnia. Natomiast po przeciwnej stronie Ziemi, Słońce nie jest widoczne - na obszarach tych występuje noc. Granica między dniem i nocą dzieli kulę ziemską na dwie równe części, co oznacza, że oświetlona jest zawsze połowa Ziemi, podczas gdy druga połowa kuli znajduje się w cieniu, mimo że granica ta zmienia swoje położenie (patrz: Planeta Ziemia, rozdz. 10). Gdyby Ziemia nie wykonywała ruchu wokół własnej osi, na danym obszarze mielibyśmy do czynienia ze stale trwającym dniem lub ciągłą nocą. Najważniejszymi następstwami obrotowego ruchu Ziemi są: następstwo dnia i nocy - w wyniku ruchu obrotowego każdy punkt na powierzchni Ziemi wyłania się z nocnego cienia, jest oświetlany przez Słońce (dzień) i ponownie kryje się w mroku nocnego cienia. Mamy do czynienia z ciągłym następstwem dnia i nocy (- noc - dzień - noc, itd.). pozorna wędrówka Słońca po sklepieniu niebieskim w ciągu dnia - ten pozorny ruch odbywa się ze wschodu na zachód, czyli w kierunku przeciwnym do ruchu Ziemi. Gdy obserwowany punkt na powierzchni Ziemi przekracza granicę nocy i dnia. Słońce wyłania się zza linii horyzontu - moment wschodu Słońca. W miarę upływu dnia Słońce wznosi się nad linią horyzontu, do momentu gdy obserwowany punkt w wyniku obrotu Ziemi znajdzie się dokładnie na wprost Słońca. Jest to moment południa słonecznego. Słońce jest wtedy położone najwyżej nad linią horyzontu. Od tego momentu Słońce widoczne jest coraz niżej nad linią horyzontu, aż skryje się za nią - zachód Słońca. Zmiany wysokości Słońca nad horyzontem obserwowane w ciągu dnia powodują dobowe zmiany temperatury -- im większa wysokość Słońca, tym wyższa temperatura. Zmiany temperatury wpływają na zmianę ciśnienia i wilgotności powietrza oraz aktywność organizmów żywych. następstwo czasu - zmiana wysokości Słońca nad horyzontem w ciągu dnia jest podstawą dobowej rachuby czasu. Dobę słoneczną podzielono na 24 godziny, z których każda ma 60 minut. Moment, w którym półpłaszczyzna południka „przecina" środek tarczy słonecznej (znajduje się dokładnie na wprost Słońca), to moment południa słonecznego. W czasie południa słonecznego Słońce góruje, tzn. znajduje się najwyżej nad linią horyzontu w ciągu swej pozornej, dziennej wędrówki. Południe słoneczne występuje w tym samym momencie we wszystkich punktach położonych na tym samym południku. Moment południa słonecznego określono jako godzinę 1200. Dokładnie po przeciwnej stronie Ziemi, tzn. na południku przeciwnym w stosunku do południka, na którym jest moment południa słonecznego, występuje słoneczna północ określana jako godz. 2400. Obrót Ziemi z zachodu na wschód sprawia, że wszystkie miejsca położone na wschód od południka, na którym jest godzina 1200, górowanie Słońca miały wcześniej, natomiast wszystkie punkty położone na zachód od tego południka dopiero będą miały południe słoneczne. widomy ruch sfery niebieskiej - wszystkie ciała niebieskie pozornie wędrują ze wschodu na zachód. Nieruchome są jedynie bieguny niebieskie -- północny w pobliżu Gwiazdy Polarnej, południowy w gwiazdozbiorze Krzyża Południa. Pozorny ruch sfery niebieskiej odbywa się w płaszczyznach prostopadłych do osi ziemskiej. Dlatego gdy obserwujemy gwiazdy z Bieguna Północnego, spostrzegamy, że Gwiazda Polarna jest nieruchoma, a pozostałe gwiazdy zataczają wokół niej współśrodkowe okręgi. Obserwując nocą niebo z niższej szerokości geograficznej, gwiazdy zmieniają swoją wysokość nad horyzontem, tj. wschodzą, górują i zachodzą, poza Gwiazdą Polarną (na półkuli północnej), która nie zmienia swego położenia. W ciągu dnia promieniowanie słoneczne powoduje, że inne gwiazdy stają się niewidoczne. biegunowe spłaszczenie Ziemi - spowodowane działaniem siły odśrodkowej powstającej w wyniku obrotu dookoła osi. Spłaszczenie Ziemi na biegunach wpływa na zróżnicowanie przyciągania ziemskiego, które rośnie wraz ze wzrostem szerokości geograficznej. • sita Coriolisa - spowodowana zróżnicowaną prędkością liniową punktów położonych na różnych szerokościach geograficznych. Polega na zmianie kierunku ciał będących w ruchu. Ponieważ działa prostopadle do kierunku ruchu, powoduje odchylenie będących w ruchu ciał w prawo na półkuli północnej i w lewo na półkuli południowej. Siła Coriolisa jest przyczyną odchylenia kierunku wiatrów cyklonalnych i antycyklonalnych (patrz: Atmosfera ziemska, rozdz. 8, rozdz. 11), skręcania pasatów i prądów morskich oraz silniejszego podcinania brzegów przez rzeki - na półkuli północnej prawych, na półkuli południowej lewych. 13. Astronomiczne podstawy orientacji na Ziemi Ruch Ziemi wokół własnej osi jest podstawą orientacji na Ziemi. Położenie dowolnego punktu na kuli ziemskiej wyznacza się bowiem za pomocą współrzędnych geograficznych, które wynikaj ą z ruchu obrotowego. Z wyjątkiem biegunów, wszystkie punkty położone na powierzchni Ziemi w wyniku ruchu obrotowego, zataczają równoległe w stosunku do siebie okręgi, położone w płaszczyźnie prostopadłej do osi obrotu. Są to równoleżniki, z których najdłuższym jest równik. Przebieg równoleżników wyznacza dwa kierunki główne tj. wschód i zachód. Równik stanowi jedną z dwóch głównych osi układu współrzędnych geograficznych, gdyż dzieli Ziemię na półkulę północną i południową. Przez każdy punkt na Ziemi przechodzi tylko jeden równoleżnik. Aby precyzyjnie określić położenie punktu w stosunku do równika, należy obliczyć jego odległość od równika, czyli wyznaczyć szerokość geograficzną. Szerokość geograficzna (oznaczana literą (p) to kąt zawarty między płaszczyzną równika a promieniem ziemskim przechodzącym przez dany punkt na powierzchni Ziemi. Określa się ją na podstawie położenia gwiazd znajdujących się w pobliżu biegunów niebieskich, tj. Gwiazdy Polarnej i Gwiazdozbioru Krzyża Południa względem równika, bieguna i płaszczyzny horyzontu, nad którym są widoczne. Na równiku gwiazdy te widoczne są na linii horyzontu, zatem ich wysokość równa się 0°. Stąd szerokość geograficzna równika wynosi również 0°. W miarę przesuwania się od równika na północ lub południe, kąt, pod jakim widoczne są te gwiazdy, zwiększa się. Rośnie również szerokość geograficzna. Na biegunach Gwiazda Polarna i Krzyż Południa świecą w zenicie, zatem z biegunów ziemskich widoczne są pod kątem 90°. Stąd szerokość geograficzna biegunów wynosi również 90°. Przyjmujemy zatem, że szerokość geograficzna punktu (miejsca obserwacji) równa się wysokości, na jakiej jest widoczna nad linią horyzontu Gwiazda Polarna - na półkuli północnej lub Krzyż Południa - na półkuli południowej. Szerokość geograficzną można również obliczyć na podstawie wysokości Słońca w momencie górowania, tj. w momencie południa słonecznego. Sposób dokonywania tego obliczenia zostanie przedstawiony w rozdz. 10. Ruch obrotowy Ziemi był również podstawą wyznaczania południków, które przeprowadzono na podstawie obserwacji pozornej wędrówki Słońca po sklepieniu niebieskim w ciągu dnia. Aby łatwiej było zrozumieć zasadę wyznaczania południków, można posłużyć się doświadczeniem, w którym globus zostanie oświetlony silnym światłem, tak jak Ziemia promieniami słonecznymi. Na globusie można wtedy zauważyć wyraźną granicę między dniem i nocą. Po wprowadzeniu globusa w ruch obrotowy zgodny z kierunkiem ruchu Ziemi granica ta w stosunku do powierzchni Ziemi przesunie się. Dalszy ruch spowoduje dalsze przesunięcie granicy. Granicą między oświetloną (dzień) i zaciemnioną (noc) częścią globusa uznajemy za momenty wschodu i zachodu Słońca. Przedmioty, ustawione pionowo do powierzchni Ziemi, oświetlone promieniami słonecznymi, rzucają cień. Jest on najkrótszy w momencie południa słonecznego. Jeśli na naszym doświadczalnym globusie wzdłuż jednego z południków umieścimy takie przedmioty jak np. szpilki, okaże się, że najkrótszy cień będą one rzucały w jednym momencie. Ponadto cienie te ułożą się w jedną linię przebiegającą na powierzchni globusa od jednego do drugiego bieguna --wyznaczą południk. Południk jest to zatem zbiór punktów mających w tym samym momencie południe słoneczne. Uogólniając można powiedzieć, że punkty położone na tym samym południku mają ten sam czas wyznaczany przez Słońce. Przez każdy punkt położony na powierzchni Ziemi przechodzi tylko jeden południk. Wszystkie południki zbiegają się na biegunach, wyznaczają zatem kierunek północy i kierunek południa. Ponieważ mają taki sam kształt i taką samą długość, każdy z nich może stanowić początek układu. Przyjęto, że południkiem początkowym, będącym drugą główną osią układu współrzędnych geograficznych (pierwszą jest równik), jest południk przechodzący przez Obserwatorium w Greenwich w Londynie i oznaczono go wartością 0°. Południk początkowy (zerowy) wraz z południkiem leżącym po przeciwnej stronie kuli ziemskiej, tj. południkiem 180°, dzieli Ziemię na półkulę wschodnią i zachodnią. W celu określenia położenia każdego dowolnego punktu na Ziemi względem południka początkowego posługujemy się długością geograficzną. Długość geograficzna (oznaczana literą K) to kąt dwuścienny zawarty między półpłaszczyzną południka 0° i półpłaszczyzną południka przechodzącego przez dany punkt na powierzchni Ziemi. Długość geograficzna jest miarą kątową wynikającą z prędkości kątowej punktów będących w ruchu obrotowym i ma ścisły związek z miejscowym czasem słonecznym, co zostanie szczegółowo omówione w następnym rozdziale. 14. Dobowa rachuba czasu Pełny obrót Ziemi wokół własnej osi trwający l dobę sprawia, że wszystkie punkty położone na powierzchni Ziemi, z wyjątkiem biegunów, zakreślają okręgi, czyli zmieniają swoje położenie o 360°. Mają zatem taką samą prędkość kątową, niezależnie od szerokości geograficznej, na której są położone. Ponieważ dób; podzielono na 24 godziny, zatem każdy punkt w ciągu l godziny przesuwa się o 15° (360° : 24 h). Skoro w ciągu l godziny równej 60 minutom punkt na powierzchni Ziemi pokonuje łuk kąta o wartości 15°, to przesunięcie o kąt wartości l ° nastąpi w ciągu 4 minut (60' : 15°). Przedstawione wyliczenie jest podstawą obliczania różnicy czasu słonecznego punktów mających różną długość geograficzną, jak i obliczania różnicy długości geograficznej na podstawie różnicy czasu. Słoneczny czas miejscowy to czas wyznaczany dla danego południka na podstawie położenia Słońca na sferze niebieskiej. Jest on taki sam dla całego południka miejscowego, lecz inny, w danym momencie, dla każdego innego południka. Jeśli np. na 19° długości geograficznej wschodniej jest godz. 1200, to na południku 20° długości wschodniej, który zgodnie z kierunkiem ruchu Ziemi osiągnął moment południa słonecznego o 4 minuty wcześniej, jest godz. 1204. Z kolei południk 18° długości wschodniej moment południa słonecznego będzie miał dopiero za 4 minuty, zatem miejscowy czas słoneczny tego południka wynosi li5. Stosowanie w praktyce miejscowego czasu słonecznego jest wyjątkowo uciążliwe, gdyż wymaga np. w czasie podróży w kierunku wschodnim lub zachodnim ciągłego przesuwania wskazówek zegara. Dlatego w drugiej połowie XIX w. wprowadzono czas strefowy. Czas strefowy to czas umowny obowiązujący w danej strefie. Na Ziemi wydzielono 24 południkowe strefy czasowe obejmujące po 15° długości geograficznej. Czas w strefach sąsiadujących ze sobą różni się o jedną pełną godzinę. W całej strefie obowiązuje ten sam czas. Odpowiada on wartości czasu słonecznego południka przechodzącego przez środek strefy. Za południki takie przyjęto południk 0°, 15° oraz wielokrotność 15 na wschód i na zachód od południka początkowego. Granice stref czasowych przechodzą zatem wzdłuż południków położonych o 7° 30' na wschód i 7° 30' na zachód od środkowych południków stref czasowych. Często strefy czasowe mają swoje nazwy, np. strefa położona między 7° 30' E a 22° 30' E to strefa czasu środkowoeuropejskiego. Nazwy stref pochodzą od nazwy położonego w niej największego miasta, części kontynentu lub krainy geograficznej. Czas uniwersalny UT (Uniwersał Time) - to czas słoneczny południka 0° stosowany jako podstawa wszelkiej rachuby czasu na całym świecie. Odpowiednio do czasu nazwano strefę wyznaczoną przez południki 7° 30' E i 7° 30' W jako strefę czasu uniwersalnego. W stosunku do czasu uniwersalnego podaje się czas pozostałych stref, dodając lub odejmując od niego pełne godziny, np. • UT + l Oh to czas strefy, w której Słońce góruje 10 godzin wcześniej niż na południku 0°, czyli czas strefy między 142° 30' E a 157° 30' E z południkiem środkowym 150° E; • UT - l Oh to czas strefy wyznaczonej przez południki 142° 30' W a 157° 30'W z południkiem środkowym 150° W, w której Słońce górować będzie l O godzin później niż na południku 0°. Czas urzędowy (ustawowy, oficjalny) - tj. czas ustalony urzędowo. Czas urzędowy ustala się w państwach małych terytorialnie, w których niewielki obszar odcina południk będący granicą strefy czasowej. Aby na stosunkowo małym obszarze nie stosować dwóch czasów, modyfikuje się granicę strefy czasowej, przesuwając ją na granicę polityczną. Sytuacja taka występuje praktycznie na wszystkich zamieszkiwanych obszarach. Ponadto w wielu państwach, ze względu na oszczędność energii, wprowadza się urzędowy czas letni i urzędowy czas zimowy. Przykładem jest Polska, gdzie czas słoneczny południka 30° E przyjmuje się jako czas letni, a czas słoneczny południka 15° E jako czas zimowy. Czas zimowy w Polsce jest zgodny ze strefą czasową, w której Polska jest położona. Granica zmiany daty - wprowadzenie stref czasowych spowodowało konieczność ustalenia granicy zmiany daty. Przesuwając się od strefy czasu uniwersalnego na wschód, gdy osiągniemy strefę z południkiem środkowym 180°, czas w stosunku do czasu uniwersalnego będzie wynosił UT + 12h. Z kolei przy przesuwaniu się w kierunku zachodnim, zgodnie z zasadami rachuby czasu, ta sama strefa z południkiem środkowym 180° będzie miała czas UT – 12h. Dlatego wzdłuż południka 180° przeprowadzono międzynarodową granicę zmiany daty. Przyjęto zasadę, że obszary lądowe przecięte przez południk 180° muszą w całości znajdować się po jednej stronie tej granicy. Przekraczanie granicy zmiany daty powoduje „zgubienie" lub „zyskanie" dnia przy zachowaniu godziny. Jeśli linię zmiany daty przekraczamy od strony półkuli wschodniej (UT + 12h) ku zachodniej czyli przemieszczamy się na wschód, na półkuli zachodniej (UT –12h) jeszcze danej daty nie było - zyskujemy jeden dzień. Przy przekroczeniu granicy od strony półkuli zachodniej (UT - 12h) znajdziemy się na półkuli wschodniej (UT + 12h), gdzie data, z którą przekraczamy granicę była dobę wcześniej - gubimy jeden dzień. 15. Obieg Ziemi dookoła Słońca Ziemia, będąc jedną z planet Układu Słonecznego, wykonuje, tak jak pozostałe planety Układu, ruch obiegowy dookoła Słońca. Ruch ten odbywa się po orbicie zbliżonej kształtem do elipsy. Pełny obieg Ziemi dookoła Słońca trwa 365 dni 5 godzin 49 minut 9 sekund, czyli rok. Ziemia obiega Słońce ze średnią prędkością 30 km/sęk. Kształt orbity oraz położenie Słońca w jednym z ognisk elipsy powodują, że odległość Ziemi od Słońca zmienia się w ciągu roku. Najmniejsza jest w peryhelium przypadającym na dzień 2 stycznia i wynosi 147 min km, największa w dniu 3 lipca w tzw. aphelium i wynosi 152 min km. Ruch obiegowy Ziemi, tak jak jej obrót wokół własnej osi, odbywa się z zachodu na wschód. W ciągu całego roku oś Ziemi zachowuje stałe nachylenie do płaszczyzny orbity wynoszące 66° 33', nie zmienia się również jej kierunek. Stałe położenie osi ziemskiej powoduje zmianę oświetlenia różnych części Ziemi w ciągu roku, co jest przyczyną: • zmian wysokości Słońca nad horyzontem, w momencie górowania, w ciągu roku. W zależności od wysokości Słońca zmienia się ilość energii cieplnej pochłanianej przez powierzchnię Ziemi. Im wysokość Słońca jest wyższa, tym ilość dostarczanego ciepła na jednostkę powierzchni jest większa. Przy małej wysokości Słońca zwiększa się oświetlana powierzchnia i energia cieplna ulega rozproszeniu. • występowania termicznych pór roku zależnych od zmian wysokości Słońca nad horyzontem w momencie górowania • zmian miejsc wschodu i zachodu Słońca w ciągu roku • zmian długości trwania dnia i nocy w zależności od astronomicznej pory roku • występowania zjawiska dnia i nocy polarnej na obszarach podbiegunowych • strefowości oświetlenia Ziemi powodującej strefowość klimatyczną, glebową i szaty roślinnej 16. Oświetlenie Ziemi w ciągu roku Pozorny ruch Słońca po sferze niebieskiej w ciągu roku odbywa się po drodze zbliżonej do koła zwanej ekliptyką. Płaszczyzna ekliptyki wyznaczona jest przez płaszczyznę orbity ziemskiej i pokrywa się z nią. Ponieważ oś Ziemi nachylona jest do płaszczyzny orbity pod kątem 66° 33', to płaszczyzna ekliptyki musi być nachylona do płaszczyzny równika pod kątem 23° 27', co wynika z prostego wyliczenia 90° - 66° 33' = 23° 27'. Nachylenie w stosunku do siebie obu płaszczyzn powoduje, że w dwóch punktach płaszczyzny te przecinają się, a w dwóch innych są od siebie oddalone o kąt 23° 27'. Punkty przecięcia płaszczyzny ekliptyki z płaszczyzną równika to punkty równonocy wiosennej i jesiennej, natomiast punkty największych odchyleń obu płaszczyzn to przesilenia letnie i zimowe. Wymienione cztery punkty stanowią początek astronomicznych pór roku. W każdym z nich Ziemia oświetlona jest przez Słońce w charakterystyczny sposób. Równonoc wiosenna - 21 III - pierwszy dzień astronomicznej wiosny na półkuli północnej i pierwszy dzień astronomicznej jesieni na półkuli południowej. Słońce tego dnia w swej pozornej wędrówce po sklepieniu niebieskim zakreśla koło w płaszczyźnie równika niebieskiego, którego odbiciem (umownym) na powierzchni globu jest równik ziemski. W dniu równonocy wiosennej Ziemia oświetlona jest przez Słońce w charakterystyczny sposób, a mianowicie: - osią symetrii oświetlenia jest równik, stąd półkula północna jest tak samo oświetlona jak półkula południowa; - w momencie górowania Sionce jest w zenicie nad równikiem, co oznacza, że na równiku w momencie górowania widoczne jest pod kątem 90°; - wysokość Słońca nad horyzontem w momencie górowania zmniejsza się w miarę oddalania od równika o kąt szerokości geograficznej; - na biegunach, w momencie południa słonecznego. Słońce widoczne jest na linii horyzontu, co oznacza, że jego wysokość wynosi 0°; - granica między dniem i nocą przechodzi przez bieguny; - na całej Ziemi występuje zrównanie długości dnia z długością nocy-trwaj ą po 12 godzin. W dniu równonocy wiosennej w każdym punkcie na Ziemi można bardzo łatwo wyznaczyć wartość szerokości geograficznej, ponieważ tworzy ona z kątem, pod którym widoczne jest Słońce w momencie południa, kąt prosty. Tego dnia dla wszystkich punktów na Ziemi szerokość geograficzną obliczamy według wzoru: (p = 90° - h (wysokość Słońca nad horyzontem w momencie górowania). Natomiast wysokość Słońca w południe według wzoru h = 90° - (p. Należy przy tym pamiętać, że Słońce w ciągu całego roku góruje: • na półkuli północnej po południowej stronie nieba, • na półkuli południowej po północnej stronie nieba. Dzień równonocy wiosennej kończy noc polarną na biegunie północnym, na którym od tego dnia rozpoczyna się dzień polarny, natomiast na biegunie południowym odwrotnie. Od dnia 21 marca rozpoczyna się również wzrost intensywności oświetlenia półkuli północnej oraz zmniejsza się oświetlenie półkuli południowej. Przesilenie letnie - 22 VI - pierwszy dzień astronomicznego lata na półkuli północnej i astronomicznej zimy na półkuli południowej. Słońce w dniu 22 VI zakreśla w swej pozornej wędrówce koło równoległe do równika. Ponieważ na półkuli północnej widoczne jest na tle gwiazdozbioru Raka, stąd równoleżnik, nad którym świeci w zenicie, nazywamy zwrotnikiem Raka. Oświetlenie Ziemi w dniu przesilenia letniego cechują: - brak symetryczności oświetlenia półkuli północnej i południowej (lepiej oświetlona jest półkula północna); - w momencie górowania Słońce jest w zenicie nad zwrotnikiem Raka; - na północ i południe od Zwrotnika Raka wysokość górowania Słońca nad horyzontem maleje; - na półkuli północnej wysokości Słońca nad horyzontem w momencie górowania są większe niż na półkuli południowej; - na półkuli północnej dzień jest dłuższy niż noc i wydłuża się wraz ze wzrostem szerokości geograficznej; - na półkuli południowej noc jest dłuższa od dnia, którego długość skraca się wraz ze wzrostem szerokości geograficznej; - długość dnia jest równa długości nocy tylko na równiku; - na północ od równoleżnika 66° 33' N do bieguna północnego występuje dzień polarny, tj. dzień trwający dłużej niż 24 godziny, co oznacza, że w ciągu całej doby Słońce znajduje się nad linią horyzontu; równoleżnik 66° 33' N to koło podbiegunowe północne; - nad biegunem północnym Słońce w południe krąży nad linią horyzontu na wysokości 23° 27'; - na południe od równoleżnika 66° 33' S aż po biegun południowy występuje noc polarna, czyli noc trwająca dłużej niż 24 godziny - Słońce nie jest widoczne nad linią horyzontu; równoleżnik 66° 33' S to koło podbiegunowe południowe; - na biegunie południowym jest noc polarna; - granica między dniem i nocą przebiega od koła podbiegunowego północnego do koła podbiegunowego południowego. W dniu przesilenia letniego na półkuli północnej większe wysokości Słońca nad horyzontem w momencie południa słonecznego oraz dłuższy dzień powodują, że otrzymuje ona więcej energii słonecznej, jest zatem cieplejsza - lato. Przeciwieństwem jest półkula południowa, gdzie Słońce świeci w południe na niższych wysokościach, a dzień jest krótszy od nocy - okres zimy. Przesilenie letnie to dzień, w którym Słońce góruje w zenicie na szerokości geograficznej najdalej wysuniętej na północ, w stosunku do równika, w ciągu roku. Obliczanie szerokości geograficznej, na podstawie pomiaru wysokości Słońca w południe oraz wysokości Słońca dla znanej szerokości geograficznej, jest trudniejsze niż w dniu równonocy. Wysokość Słońca w momencie górowania obliczamy z zastosowaniem wzoru h = (90° - (p) ±23° 27', przy czym: • dla wszystkich punktów położonych na północ od zwrotnika Raka dodamy wartość 23° 27', ponieważ o tyle stopni na północ od równika przesunęło się miejsce, gdzie Słońce w południe świeci w zenicie. Zatem o tyle stopni zwiększa się wysokość Słońca w południe we wszystkich punktach Ziemi położonych na północ od miejsca zenitu Słońca. • dla wszystkich punktów położonych na południe od równika odejmujemy wartość 23° 27', ponieważ o tyle stopni zmniejszyło się oświetlenie południowej części Ziemi w wyniku przesunięcia osi symetrii oświetlenia z równika w kierunku północy. Analogicznie liczymy szerokość geograficzną poszczególnych miejsc, posługując się wzorem (p = (90° - h) ± 23° 27'. Równonoc jesienna - 23 IX - pierwszy dzień astronomicznej jesieni na półkuli północnej i pierwszy dzień astronomicznej wiosny na półkuli południowej. Położenie Ziemi w jej ruchu dookoła Słońca jest identyczne jak w dniu równonocy wiosennej. Identyczne jest również jej oświetlenie. Dlatego sposób wyznaczania szerokości geograficznej na podstawie pomiaru wysokości Słońca jest również taki sam jak 21 marca. Inna natomiast jest sytuacja na biegunach - na biegunie północnym rozpoczyna się noc polarna, na południowym dzień polarny. Od dnia równonocy jesiennej do przesilenia zimowego systematycznie zwiększa się oświetlenie półkuli południowej i zmniejsza półkuli północnej. Przesilenie zimowe - 22 XII - pierwszy dzień zimy na półkuli północnej i pierwszy dzień lata na półkuli południowej. W dniu przesilenia zimowego Słońce widoczne jest na tle gwiazdozbioru Koziorożca i świeci w zenicie na zwrotniku Koziorożca. Tak jak w dniu przesilenia letniego półkule północna i południowa nie są oświetlone tak samo. W dniu przesilenia zimowego półkula południowa jest oświetlona tak jak półkula północna w czasie przesilenia letniego. Natomiast półkula północna przyjmuje wszystkie cechy oświetlenia półkuli południowej z dnia 22 czerwca. Podobne „odwrócenie" wzorów ((p = 90° - h ± 23° 27'; h = 90° - (p ± 23° 27') stosujemy przy obliczaniu szerokości geograficznej punktu na podstawie pomiaru wysokości Słońca nad horyzontem w momencie górowania i obliczaniu wysokości Słońca dla miejsc o znanej szerokości geograficznej, tzn. - dla wszystkich punktów położonych na północ od równika odejmujemy wartość 23° 27', - dla wszystkich punktów położonych na południe od zwrotnika Koziorożca dodajemy wartość 23° 27'. Zróżnicowana w ciągu roku wysokość Słońca nad horyzontem w momencie górowania na różnych szerokościach geograficznych, wynikająca ze stałego położenia osi ziemskiej, jest podstawą wydzielenia stref oświetlenia Ziemi. 17. Strefy oświetlenia Ziemi Różnice w oświetleniu poszczególnych części Ziemi w ciągu roku są najlepiej widoczne w zestawieniu maksymalnych i minimalnych wysokości Słońca w momencie górowania na charakterystycznych szerokościach geograficznych. Analizując powyższe zestawienie, stwierdzamy, że najwięcej cieplnej energii Słońca otrzymują obszary niskich szerokości geograficznych, natomiast w miarę przesuwania się w kierunku biegunów ilość dostarczanego ciepła maleje. Wynika to ze zmniejszającej się wysokości Słońca nad horyzontem w momencie górowania, a w ślad za tym mniejszej koncentracji promieni słonecznych na jednostkę powierzchni (patrz: rys. 12). Zróżnicowanie warunków oświetlenia układa się strefowo, przy czym granice stref wyznaczają zwrotniki i koła podbiegunowe. Biorąc pod uwagę dwie skrajne wysokości Słońca w południe, tj. 90° i 0°, na Ziemi można wyróżnić pięć stref oświetlenia: międzyzwrotnikową - w której Słońce góruje w zenicie dwa razy w roku, a na każdym ze zwrotników raz w roku. Zwrotnik Raka i Koziorożca stanowią granicę tej strefy, ponieważ na północ lub południe od nich Słońce nigdy nie osiąga zenitu. Najmniejsze różnice wysokości Słońca w południe, w skali roku, występują na równiku i dochodzą do 23° 27'. Im dalej na północ i południe od równika, tym różnice te są większe - na zwrotnikach dochodzą do 46° 54'. Niewielkie w ciągu roku są także różnice długości dnia i długości nocy. Na zwrotnikach różnica ta sięga tylko 2 godzin i zmniejsza się wraz z szerokością geograficzną do zera, tak że na równiku dzień i noc trwaj ą zawsze po 12 godzin. Duże wysokości Słońca nad horyzontem oraz wyrównana długość dnia decydują o dużej ilości ciepła, dlatego strefa ta nazywana jest również strefą gorącą. Strefa międzyzwrotnikowa obejmuje ok. 40% powierzchni Ziemi. dwie strefy podbiegunowe - obejmujące na obu półkulach obszary od kół podbiegunowych po bieguny. Granice tych stref wyznaczane są przez koła podbiegunowe, tj. równoleżniki, na których dzień lub noc może trwać 24 godziny. Zatem tylko w tych strefach występuje zjawisko dnia i nocy polarnej. Czas trwania dnia lub nocy polarnej wzrasta w kierunku biegunów, tak że na biegunie trwają one po pół roku. W strefach podbiegunowych wysokości Słońca są niewielkie, co powoduje rozproszenie promieni słonecznych na większych powierzchniach, a tym samym niższą temperaturę. Dlatego strefy podbiegunowe nazywane są również zimnymi. Zajmują one niewielką powierzchnię Ziemi - ok. 8%. dwie strefy umiarkowane - położone na obu półkulach między zwrotnikami a kołami podbiegunowymi. Słońce nigdy nie góruje tu w zenicie, nigdy również dzień lub noc nie trwa dłużej niż 24 godziny. Różnice między długością dnia i nocy rosną wraz ze wzrostem szerokości geograficznej do kilku godzin. Duże różnice wysokości Słońca w momencie górowania między latem i zimą oraz duże zróżnicowanie długości dnia zależnie od pory roku powodują duże różnice temperatur. W żadnej innej strefie oświetlenia nie ma tak wyraźnie zaznaczonych termicznych pór roku. Średnie roczne temperatury są wyższe niż w strefach podbiegunowych i zdecydowanie niższe niż w strefie międzyzwrotnikowej. Termicznie są to więc strefy umiarkowane. 18. Kalendarz Ruch obiegowy Ziemi jest przyczyną powtarzających się cyklicznie zjawisk astronomicznych, takich jak widomy ruch Słońca i Księżyca. Stały się one podstawą wyróżnienia jednostek czasu dłuższych od doby, czyli konstrukcji kalendarza; Podstawową jednostką roku jest miesiąc i może być wyznaczony w oparciu o obserwację Księżyca lub Słońca. Jeśli podstawą wyznaczenia miesiąca jest okres obiegu Księżyca wokół Ziemi, mówimy o miesiącu synodycznym (księżycowym) trwającym 29 dni 12 godzin 44 minuty i 8 sekund. Okres obiegu Księżyca wyznaczają jego poszczególne fazy. Miesiąc księżycowy to okres czasu upływający między dwoma takimi samymi fazami Księżyca, np. od jednego do drugiego nowiu. Miesiąc synodyczny umożliwił rachubę czasu już w VII w p.n.e. Powstał kalendarz księżycowy, w którym rok trwał 355 dni i był dzielony na 12 miesięcy. Do dziś kalendarz księżycowy stosowany jest w niektórych krajach muzułmańskich. Okres pełnego obiegu Ziemi dookoła Słońca trwający 365 dni 5 godzin i 49 minut, wyznaczony na podstawie przejścia Słońca przez punkt Barana (miejsce przecięcia płaszczyzny ekliptyki z płaszczyzną równika w dniu równonocy wiosennej), nazywamy rokiem słonecznym (zwrotnikowym). Ponieważ w różnych okresach roku słonecznego Słońce widoczne jest na tle 12 gwiazdozbiorów, stąd rok podzielono na 12 miesięcy. W starożytności długość roku wyznaczono na 365 dni i nocy. Różnica między faktyczną długością obiegu Ziemi dookoła Słońca a długością roku kalendarzowego spowodowała rozbieżność między kalendarzem a obserwowanymi zjawiskami astronomicznymi i tym samym konieczność dokonania poprawek w rocznej rachubie czasu. Kalendarz juliański - zreformowany w 45 r. p.n.e. przez Juliusza Cezara, stary kalendarz rzymski. Podstawą kalendarza juliańskiego jest rok trwający 365 dni i 6 godzin (o 11 minut dłuższy od roku zwrotnikowego). Według tego kalendarza rok zwyczajny liczył 365 dni, natomiast co 4 lata wyznaczono rok przestępny dłuższy o l dzień od roku zwykłego. Ustalono również liczbę dni w poszczególnych miesiącach, która obowiązuje do dziś. Według kalendarza juliańskiego rok zaczynał się w marcu (od punktu Barana). Dopiero za czasów Oktawiana Augusta początek roku przesunięto na l stycznia, tj. dzień obejmowania władzy przez konsulów rzymskich. Różnica między przyjętą długością roku kalendarzowego i roku zwrotnikowego powodowała narastanie rozbieżności między kalendarzem i obserwowanymi zjawiskami astronomicznymi i w związku z tym konieczność kolejnej reformy kalendarza. Dokonał jej w 1582 r. papież Grzegorz XIII. Kalendarz gregoriański - zreformowany kalendarz juliański, w którym długość roku kalendarzowego jest większa od długości roku zwrotnikowego tylko o 26 sekund. Długość lat zwykłych i przestępnych pozostała taka sama. Zmianie uległa tylko zasada wyznaczania lat przestępnych przełomu wieków, tzn. za lata przestępne uznaje się takie, których liczba po odjęciu dwu zer jest nadal podzielna przez 4. Np. lata 1700, 1800, 1900, nie były przestępnymi, choć wynikało to z czteroletniego cyklu następstwa'lat przestępnych. Rok 2000 natomiast był przestępnym, ponieważ 20 jest podzielne przez 4. W celu wyrównania narosłej różnicy między czasem liczonym według kalendarza juliańskiego a rokiem zwrotnikowym w 1582 r. opuszczono 10 dni, tj. po 4 października wpisano datę 15 października. Kalendarz gregoriański jest obecnie niemal powszechnie stosowany. Polska przyjęła go w roku 1586. 19. System przyrodniczy Ziemi System przyrodniczy Ziemi tworzą wyodrębnione w ciągu miliardów lat geosfery. W zależno