De Zonnetijd

Wanneer we praten over zonnetijd moeten we vooreerst een onderscheid maken tussen de ware zonnetijd en de middelbare zonnetijd.

De ware zonnetijd (tw)

Wanneer we de tijdsinterval meten tussen twee opeenvolgende doorgangen van het middelpunt van de zon door de meridiaan (zuiden), bekomen we het tijdsverloop van een ware zonnedag. Deze tijdsduur is over het jaar gezien niet constant. Omdat de baan van de aarde om de zon een ellips is, kan haar baansnelheid niet gelijkmatig zijn. Omdat de ecliptica het spiegelbeeld is van de aardbaan, is dus ook de snelheid van de zon langs de ecliptica veranderlijk. Op de ware zonnedag kun je dus moeilijk een praktische tijdmeting baseren. De dagen zouden alle een verschillende lengte hebben. Men heeft dan ook gezocht naar een manier om die verschillen weg te werken.

De middelbare zonnetijd ™

Om de verschillen in daglengte bij gebruik van de ware zonnetijd te omzeilen, heeft men toevlucht genomen tot een fictieve zon. Dit is een zon die de ecliptica op een eenparige wijze, dus met een constante snelheid doorloopt. Daarbij gaat ze wel op exact hetzelfde moment als de ware zon door het perigeum. Daar echter de hemelequator een hoek maakt met de ecliptica, zal de rechte klimming van deze eerste fictieve zon niet gelijkmatig toenemen.
Men voert daarom een tweede fictieve zon in die ditmaal over de hemelequator loopt en niet over de ecliptica. Deze zon beweegt eveneens met een constante snelheid langs de hemelequator, zodat haar rechte klimming nu wel gelijkmatig toeneemt. Zodoende heeft deze tweede fictieve zon een dagelijkse looptijd van exact 24 uur. Zij komt samen met de eerste fictieve zon in het lentepunt en niet in het perigeum. Deze tweede fictieve zon wordt de middelbare zon genoemd en zij bepaalt de middelbare zonnetijd. Je begrijpt dat haar posities dienen te worden berekend omdat zij niet waarneembaar is.

De tijdvereffening of de analemma

Het verschil tussen de ware en de middelbare zonnetijd noemt men de tijdvereffening. Zij wordt aangeduid met de letter E.

E=tw-tm

De grootte van de tijdvereffening over één jaar is weergegeven in tabelvorm en grafisch.

De analemma ontstaat door gedurende een gans jaar, steeds op hetzelfde tijdstip van de middelbare zonnetijd, om 12 uur, het azimut en de hoogte van de ware zon te meten. Soms vind je die figuur wel eens afgebeeld op een zonnewijzer.

De burgerlijke tijd en universele tijd

Daar de meridiaandoorgang van de tweede fictieve zon het middaguur is van de middelbare zonnetijd, is de burgelijke tijd niets anders dan de middelbare tijd plus 12 uur. We beginnen onze uurtelling immers om middernacht en niet ‘s middags.

tb=tm+ 12 uur

Omdat de middelbare tijd betrekking heeft op een meridiaandoorgang, is hij automatisch afhankelijk van de plaats waar je je bevindt. Daar men behoefte had aan een tijd die voor het ganse aardoppervlak dezelfde is, heeft men de wereldtijd ingevoerd. Dit is eenvoudig de burgerlijke tijd van Greenwich.

Hij wordt steeds aangeduid als UT (universele time).
Bij het rapporteren van waarnemingen gebruiken we dus alléén “UT”. Want deze tijd is voor een Japanner of Amerikaan hetzelfde.Zeker als men gebruik maakt van

Omdat de middelbare tijd betrekking heeft op een meridiaandoorgang, is hij automatisch afhankelijk van de plaats waar je je bevindt. Daar men behoefte had aan een tijd die voor het ganse aardoppervlak dezelfde is, heeft men de wereldtijd ingevoerd. Dit is eenvoudig de burgerlijke tijd van Greenwich. Hij wordt steeds aangeduid als UT (universele time).
Bij het rapporteren van waarnemingen gebruiken we dus alléén “UT”. Want deze tijd is voor een Japanner of Amerikaan hetzelfde.Zeker als men gebruik maakt van het internet.

De lokale tijd en zonetijd

De middelbare zonnetijd is in feite een lokale tijd. Het is 12 uur ‘s middags als de middelbare zon door de plaatselijke meridiaan gaat.. Dit tijdstip is dus verschillend voor elke plaats, die ten Oosten of ten Westen van die meridiaan ligt. Per graad Ooster of Westerlengte zit er een verschil van 4 minuten. Positief naar het oosten, negatief naar het westen. Vandaar dat men tijdszones heeft ingesteld, die van pool tot pool lopen en 15 graden breed zijn, hetgeen overeenstemt met één uur.De zones zijn genummerd van 0 tot 23, gaande van West naar Oost, met de zone waarin de meridiaan van Greenwich loopt als zone 0.

De tijd binnen een zone is gelijk aan de universele(UT) verhoogd met een aantal uren, gelijk aan het zonenummer. Onze klokken zijn afgestemd op de meridiaan van Görlitz, 15 graden ten oosten van Greenwich. Om het nog ingewikkelder te maken voeren wij in de zomer nog een extra uur toe.

Belangrijk als waarnemer is kennis te hebben van uw juiste geografische ligging, noodzakelijk bij verduisteringen, opkomsten en andere fenomenen.

Genk bevindt zich op 5 graden oosterlengte. Dit is 10 graden minder dan Görlitz. Om de lokale tijd, dit is de lokale middelbare zonnetijd, te bekomen moet je van de MET 40 minuten aftrekken. Immers 10 graden verschil komt overeen met 10X 4 minuten. Je kan ook vertrekken van de UT of Greenwich tijd. Dan ligt Genk op 5 graden méér dan de meridiaan van Greenwich. Om de lokale tijd dan te bekomen moet je 5X4 minuten= 20 minuten bij UT optellen. Voor Genk is de lokale tijd dus:

MET-40 minuten of UT+ 20 minuten

Deze tijdscorrectie is belangrijk voor het instellen van een draaibare sterrenkaart of “software” planetariumprogramma die niet voor het tijdsverschil tussen lokale en zone tijd werd gecompenseerd.

De sterrentijd

De sterrentijd is de uurhoek van het lentepunt(firstpoint of Aries) op een gegeven plaats en op een gegeven ogenblik.

We gaan er vanuit dat de positie van de aarde op haar baan zodanig is dat we de zon en een ster pal op één lijn zien. We zouden denken dat we de volgende dag de zon en die ster op hetzelfde uur weer op één lijn zullen zien. Dit klopt dus niet.

De aarde staat niet stil in haar baan. Zij is tijdens de omwenteling om haar as opgeschoven van A naar positie B. Hierdoor zullen we de ster eerder zien dan de zon. De aarde zal nog ongeveer 4 minuten langer om haar as wentelen, alvorens we weer pal naar de zon kijken. Die 4 minuten komen overeen met één graad.

De aarde staat niet stil in haar baan. Zij is tijdens de omwenteling om haar as opgeschoven van A naar positie B. Hierdoor zullen we de ster eerder zien dan de zon. De aarde zal nog ongeveer 4 minuten langer om haar as wentelen, alvorens we weer pal naar de zon kijken. Die 4 minuten komen overeen met één graad.

24 uren= 24X60=1440 minuten

Als je 360 deelt door 1140 minuten bekom je 4 minuten voor één graad of 3600/240= 15 boogseconde van & seconde.

De sterrendag is ongeveer 4 minuten korter dan de zonnedag. Om precies te zijn, 23 uur, 56 minuten en 4,905 seconden. Dus na een jaar zijn we terug bij af.
-4minuten per dag=4X30=120 minuten per maand, 2uren per maand X 12 maanden,

is 12X2 uren= 24 uren per jaar.

Per dag zullen we de sterrenhemel van Oost naar West een beetje zien opschuiven. Wanneer we steeds op exact hetzelfde tijdstip van de nacht naar het Oosten kijken, zullen we daar elke keer weer nieuwe sterren en sterrenbeelden zien verschijnen. Dit is de reden waarom we lente, Zomer, Herfst en Wintersterrenbeelden kennen. Maar na één jaar zijn we weer rond en staan dezelfde sterren op dat zelfde moment op de zelfde plaats als het jaar eerder.

De sterrentijd is hier eveneens opgebaseerd. We weten dat de sterrenhemel in één etmaal éénmaal ronddraait. Alleen doet hij dat 4 minuten sneller dan de zon schijnbaar rond gaat. De klok die door de sterrenhemel gevolgd wordt loopt dus vierminuten per etmaal voor op de zonneklok. Alle sterrenbeelden draaien in één etmaal, éénmaal rond en gaan dan ook alle éénmaal door het zuiden of door de nulmeridiaan. Ook het lentepunt, dat zich in het sterrenbeeld Vissen bevindt, doet dit.

Nul uur sterrentijd of het begin van de sterrendag begint wanneer het lentepunt door de nulmeridiaan gaat en het doet er helemaal niet toe of dat ‘s nachts of overdag gebeurt. Je verstaat nu dat de sterrentijd voor alle plaatsen op aarde, die niet op dezelfde meridiaan liggen, verschillend zal zijn. De sterrentijd is een lokale tijd.

Slechts éénmaal per jaar is de sterrentijd dezelfde als de middelbare tijd. Namelijk op 23 september om 12 uur ‘s middags de zon staat dan in het Herfstpunt.

De ecliptica

De ecliptica is de schijnbare baan die de zon in één jaar volgt tussen de sterren. Het is het spiegelbeeld van de baan van de aarde om de zon. Deze beweging is in tegen wijzer in als je vanuit de ruimte naar de noordpool van de zon kijkt. Deze beweging van de zon tussen de sterren verloopt over twaalf vaste sterrenbeelden. Zeven ervan dragen de naam van een dier en de band heet dan ook de dierenriem. Je kan op een draaibare sterrenkaart, de planisfeer, duidelijk zien dat de zon in één jaar van west naar oost door deze dierenriem loopt.

De keerkringen en solistia

Daar de ecliptica met de evenaar een hoek maakt van 23 ° 27 ‘ bevinden deze punten zich dan ook op 23° 27’ noorderbreedte en 23° 27 ‘ zuiderbreedte. De zon komt dus nooit méér dan 23° 27 ‘ boven of onder de hemelequator. Dit wil niet zeggen dat we de zon ’s middags nooit hoger of lager dan 23° 27 ‘ boven de horizon kunnen zien.

De breedtecirkels die overeenkomen met 23° 27 ‘ boven en onder de evenaar worden” keerkringen” genoemd. Op die breedtegraden aangekomen, keert de zon haar jaarlijkse “ klimmende” of “dalende” beweging. Wij noemen deze punten de “zonnewenden” of solstitium. Zo onderscheiden we de zomer -en de winterzonnewende of zomer -of winter solstitium.

De eveningen en het lentepunt

Het zijn de snijpunten van de ecliptica met de hemelequator. Deze twee punten noemt men de knopen van de ecliptica en de lijn die ze verbindt heet de knopenlijn. Wanneer de zon zich tijdens haar jaarlijkse baan in de klimmende knoop bevindt, begint de lente. De positie van deze knoop op de hemelbol heet het lentepunt.

Net zoals de klimmende knoop lentepunt heet, noemt men om dezelfde reden de dalende knoop tot herfstpunt. In deze twee punten bevindt de zon zich pal op de hemelequator (declinatie= 0°). Daardoor zijn de dag en de nacht even lang. Men noemt deze punten ook wel de eveningen.

Perigeum, apogeum en de apsidenlijn.

Het perigeum en het apogeum zijn oud Griekse woorden gevormd door de samentrekking van geos dat aarde betekent met peri (dicht) en apos (ver). In het perigeum staat de zon dus het dichts bij de aarde, in het apogeum het verst. De lijn die deze twee punten verbindt noemt men de apsidenlijn. In het perigeum heeft de zon de grootste snelheid in haar schijnbare beweging op de ecliptica. Dit valt rond 3 januari. In het apogeum, rond 4 juli, is de snelheid van de zon langs de ecliptica het kleinst. Een en ander volgt uit de tweede wet van Kepler ofwel de perkenwet.

“Kepler zegt dat alle planeten zich rond de zon bewegen in elliptische banen, waarbij de zon zich in één van de brandpunten van de ellips bevindt”.

Daarom is de duur van de seizoenen verschillend. Zo duurt de winter 89 dagen, de lente 93 dagen, de zomer 93 dagen en de herfst 90 dagen. Hierdoor staat de zon in het herfstpunt op 23 september en niet op 21 september.

Het perigeum (of perihelium) en aopgeum (of aphelium) vallen niet samen met het winter – en zomer solstium.

De precessie van het lentepunt

Wanneer je denkt dat alle coördinaten en punten die we tot hiertoe op de hemelbol bepalen, echt vast en onveranderlijk zijn, ben je wel bedankt voor de moeite. Het lentepunt verplaatst zich namelijk langs de ecliptica. Weliswaar met een heel kleine snelheid, maar die is toch groot genoeg om het hele equatoriale coördinatenstelsel regelmatig te moeten herzien .

De aarde maakt een tolbeweging die als je vanaf de aarde naar de hemel kijkt, in tegen wijzer in verloopt. Hierdoor gaat de richting waarin de aardas wijst - of de hemelpool zich op een cirkel evenwijdig aan de ecliptica tussen de sterren verplaatsen. De hoek waaronder deze tolbeweging gebeurt bedraagt 23° 27 ‘.

De ecliptica en de hemelequator snijden elkaar in het herfst – en lentepunt. Door de tolbeweging van de hemelpool in wijzer zin zal het lentepunt zich automatisch langs de ecliptica eveneens in wijzer zin verplaatsen, dus vanaf de aarde gezien naar het westen.

De nutatie

De aantrekkingskracht van de maan zal eveneens op de massa van de aarde inwerken. Hierdoor zal de hoek van de aardas niet constant blijven maar periodiek schommelen rond de gemiddelde waarde van 23 ° 27 ‘. Deze schommeling wordt “ nutatie van de pool as” genoemd. Zij is relatief klein. De waarde bedraagt 9.21 boogseconden (9.21”) . De pool as trilt als het ware om de cirkel die zijn 25765 jaar doorloopt. Zij doet er 18.6 jaar over.