Pory roku okiem astronoma, meteorologa i agrometeorologa.

Opracowanie: dr Grzegorze Duniec, IMGW-PIB CMM.

Od prawie trzech tygodni mamy w Polsce wiosnę meteorologiczną, która rozpoczęła się 1 marca. Meteorologiczne pory roku określane są na podstawie wartości średniej dobowej temperatury powietrza. W oparciu o określone progi termiczne określa się nie cztery a sześć pór roku [1]:

1. zima – średnia dobowa temperatura powietrza t≤0°C;
2. przedwiośnie – średnia dobowa temperatura powietrza 0°C<t<5°C;
3. wiosna – średnia dobowa temperatura powietrza 5°C≤t<15°C;
4. lato – średnia dobowa temperatura powietrza t≥15°C;
5. jesień – średnia dobowa temperatura powietrza 5°C≤t<15°C;
6. przedzimie – średnia dobowa temperatura powietrza 0°C<t<5°C.

W każdym regionie naszego kraju czas rozpoczęcia się dalej pory roku wypada innego dnia, co jest uwarunkowane czynnikami klimatycznymi danego regionu [1].

Źródło: Zofia Kaczorowska, Pogoda i klimat, WSiP, 1986.

Wspomniany wyżej podział pór roku został wprowadzony przez E. Romera. W przestrzeni medialnej, ale i nie tylko, przyjęło się określać konkretne, wspólne dla całego kraju, terminy rozpoczęcia meteorologicznych pór roku, a mianowicie:

1. wiosna – 1 marca;
2. lato – 1 czerwca;
3. jesień – 1 września;
4. zima – 1 grudnia.

W oparciu o zjawiska fitofenologiczne dr E. Ihne wyróżnił siedem fenologicznych pór roku oraz ósmą w okresie której nie zachodzą żadne zjawiska fitofenologiczne [2]. Według M. Molgi poszczególne pory roku identyfikowane są w oparciu o następujące zjawiska fitofenologiczne [2]:

1. zaranie wiosny – budzenie wegetacji;
2. wczesna wiosna – zakwitanie drzew, krzewów, roślin, listnienie drzew późno zakwitających;
3. pełnia wiosny – kwitnienie drzew, roślin, krzewów, które kwitną dopiero wtedy, kiedy rozwiną się liście;
4. wczesne lato – początek przyjmuje się z chwilą rozpoczęcia kwitnienia zbóż, a kończy, kiedy dojrzeją wczesne jagody;
5. lato – kwitnienie lip, dojrzewanie porzeczek czerwonych, porzeczki złotej, pokrzyku wilczej jagody, wiciokrzewu tatarskiego, dzikiego bzu czarnego;
6. wczesna jesień – dojrzewanie owoców kasztanowca zwyczajnego, derenia, świdwy, ligustru pospolitego;
7. jesień – przygotowanie roślin do spoczynku zimowego;
8. zima – spoczynek wegetacji.

Powyżej wymienione pory roku, z wyjątkiem lata, charakteryzują się tym, że nie rozpoczynają się w tym samym dniu na terenie całego kraju. Większość fitofenologicznych pór roku charakteryzuje się kierunkiem ruchu z południa na północ wykazując równoleżnikowy rozkład terminów rozpoczęcia się poszczególnych pór fitofenologicznych [2].

Z punktu widzenia astronomii pory roku identyfikowane są z okresami przebycia przez Słońce 90 stopniowych łuków ekliptyki, zawartych między punktami kardynalnymi. Przez punkty kardynalne rozumie się cztery punkty [8]:

1. punkt Barana, punkt równonocy wiosennej (obecnie znajdujący się w gwiazdozbiorze Ryb, około 2597 roku punkt Barana wkroczy do konstelacji Wodnika) [7, 10]
2. stanowisko letnie Słońca, punkt przesilenia letniego (obecnie znajdujący się w gwiazdozbiorze Byka, ingres nastąpił w 1989 roku, ingres do znaku Barana nastąpi dopiero w 4609 roku) [7];
3. punkt Wagi, punkt równonocy jesiennej (obecnie znajdujący się w gwiazdozbiorze Panny, punkt Wagi dokona tranzytu do gwiazdozbioru Lwa w 2439 rok) [7];
4. stanowisko zimowe Słońca, punkt przesilenia zimowego (obecnie znajdujący się w gwiazdozbiorze Strzelca, w 2269 roku punkt przesilenia zimowego wkroczy do konstelacji Wężownika) [7].

Źródło: Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc., 1997.

Źródło: Richard Fitzpatrick, An introduction to Celestial Mechanics, Cambridge University Press, 2012.

Z ruchem obiegowym Ziemi wokół Słońca, którego skutkiem jest pozorny ruch Słońca wzdłuż ekliptyki, związane są astronomiczne pory roku. Przypomnijmy kilka pojęć. Ekliptyka to koło wielkie na sferze niebieskiej po której porusza się, w cyklu rocznym, Słońca. Należy zaznaczyć, że ekliptyka i orbita Ziemi to są dwa różne pojęcia. Orbita ziemska to krzywa, którą zakreśla planeta w swoim rocznym obiegu wokół Słońca. Z mechaniki nieba wiadomo, że jest to w przybliżeniu elipsa (dokładna elipsa tylko w wypadku zagadnienia dwóch ciał). Ekliptyka i orbita ziemska leżą w jednej płaszczyźnie. Równik niebieski to koło wielkie, które otrzymuje się w wyniku przecięcia płaszczyzny równika ziemskiego i sfery niebieskiej lub inaczej, jeśli przeprowadzi się płaszczyznę prostopadłą do osi świata przez środek Ziemi to przetnie ona sferę niebieską a otrzymana krzywa stanowi koło wielkie, czyli równik niebieski [4]. Płaszczyzna równika niebieskiego i ziemskiego pokrywają się. Płaszczyzna równika niebieskiego i ekliptyki nachylone są pod pewnym kątem, który w naszej epoce wynosi 23°26’. Skoro płaszczyzny nachylone są pod pewnym kątem to oznacza, że się przecinają. Zatem równik niebieski i ekliptyka przecinają się w dwóch punktach, a mianowicie w punkcie Barana lub inaczej w punkcie równonocy wiosennej oraz w punkcie Wagi lub inaczej w punkcie równonocy jesiennej [3].

Źródło: Zbigniew Dworak, Z astronomią za pan brat, Iskry, Warszawa, 1989.

Słońce w swej wędrówce rocznej, kiedy znajdzie się w punkcie Barana (punkcie równonocy wiosennej), jego długość ekliptyczna wynosi 0°. Takie położenie Słońca na ekliptyce wyznacza nam początek astronomicznej wiosny na półkuli północnej (astronomicznej jesieni na półkuli południowej). Wiosna astronomiczna często nazywana jest równonocą wiosenną. Nazwa pochodzi od zjawiska polegającego na zrównaniu długości dnia i nocy. W rzeczywistości zrównanie długości dnia i nocy następuje kilka dni wcześniej. Spowodowane jest to tym, że Ziemia posiada powłokę gazową jaką jest atmosferą, która wywołuje zjawisko refrakcji. Światło słoneczne w atmosferze ulega załamaniu zgodnie z prawem Snella.

Źródło: Jerzy M. Kreiner, Ziemia i Wszechświat – astronomia nie tylko dla geografów, Wydawnictwo Naukowe Uniwersytetu Pedagogicznego, Kraków, 2009.

Źródło: Eugeniusz Rybka, Astronomia ogólna, wyd. VII, PWN, Warszawa, 1983.

Zjawisko refrakcji powoduje, że Słońce wschodzi wcześniej i zachodzi później w porównaniu z sytuacją, kiedy Ziemia nie byłaby otoczona atmosferą. Zjawisko refrakcji zatem wydłuża długość czasu, kiedy Słońce znajduje się nas horyzontem.

Z prostych rozważań matematycznych można wykazać, że poprawka do kąta godzinnego w chwili wschodu lub zachodu, wynikająca z refrakcji wynosi [12]:

Gdzie: to szerokość geograficzna, deklinacja Słońca, kąt godzinny.

Refrakcja wpływa także na azymut punktu wschodu i zachodu. Poprawkę na azymut wschodu lub zachodu można wyznaczyć z równania [12]:

gdzie: azymut bez poprawka na refrakcję.

Każdy obserwator obserwując wschód Słońca lub Księżyca spostrzegł, że tarcze obu ciał są nieco zniekształcone, są bardziej owalne. Za zniekształcenie tarcz również odpowiedzialna jest refrakcja. Dolny brzeg tarczy znajduje się bliżej horyzontu niż górny, co skutkuje tym, że dolny brzeg tarczy jest silniej zniekształcony w wyniku silniejszej refrakcji. Felicjan Kępiński w swojej pracy Astronomia sferyczna wyprowadził równanie kształtu tarczy Słońca i Księżyca przy wschodzie ciał niebieskich. Z jego rozważań wynika, że owal tarczy w dużym przybliżeniu ma kształt eliptyczny [13]:

gdzie: r – promień tarczy słonecznej/księżycowej, odległość zenitalna.

Źródło: Jerzy M. Kreiner, Ziemia i Wszechświat – astronomia nie tylko dla geografów, Wydawnictwo Naukowe Uniwersytetu Pedagogicznego, Kraków, 2009.

Dlatego zrównanie długości dnia z nocą następuje nieco wcześniej, niż wynikałoby to z czystej geometrii zagadnienia [4]. Efektem refrakcji jest np. skrócenie długości nocy polarnej na biegunie. W wyniku przyspieszonego wschodu Słońca spowodowanego refrakcją Słońce wschodzi o 2 dni wcześniej i o tyle dni później następuje całkowity zachód Słońca [11]. O podobną ilość dni następuje przyspieszenie (w stosunku do równonocy wiosennej) lub opóźnienie (w stosunku do równonocy jesiennej) zrównania długości dnia i nocy. Dokładne przyspieszenie lub opóźnienie zrównania długości dnia i nocy zależy od szerokości geograficznej miejsca obserwacji. W dniu równonocy Słońce na sferze niebieskiej zakreśla łuk, który przecina punkt wschodu i zachodu. Z upływem czasu długość ekliptyczna Słońca zwiększa się. Zwiększa się także deklinacja Słońca. Słońce porusza się po ekliptyce, której fragment znajduje się na północnej sferze niebieskiej. Kiedy spojrzy się na ruch Słońca na sferze niebieskiej to jest on dość skomplikowany, ponieważ jest złożeniem dwóch ruchów, a mianowicie ruchu obrotowego sfery niebieskiej i ruchu po ekliptyce. Słońce zakreśla krzywą spiralną, oddalając się od równika niebieskiego w kierunku niebieskiego bieguna północnego [5]^[1].

Źródło: Konrad Rudnicki, Astronomia, podręcznik dla klasy IV LO, Technikum i Liceum zawodowego, wyd. XV, WSiP, 1988. Wersja elektroniczna opracowana przez częstochowskich miłośników astronomii dla potrzeb samokształceniowych w oparciu o dawniejszy licealny podręcznik astronomii autorstwa Konrada Rudnickiego. Częstochowa, 2012. (http://astronomianova.org/pdf/Astronomia_Konrad_Rudnicki.pdf).

W tym okresie wydłuża się długość dnia, Słońce znajduje się każdego dnia coraz wyżej nad horyzontem (na półkuli północnej).

Źródło: Konrad Rudnicki, Astronomia, podręcznik dla klasy IV LO, Technikum i Liceum zawodowego, wyd. XV, WSiP, 1988. Wersja elektroniczna opracowana przez częstochowskich miłośników astronomii dla potrzeb samokształceniowych w oparciu o dawniejszy licealny podręcznik astronomii autorstwa Konrada Rudnickiego. Częstochowa, 2012. (http://astronomianova.org/pdf/Astronomia_Konrad_Rudnicki.pdf).

W trakcie trwania wiosny^[2] Słońce zakreśla łuk na ekliptyce między punktem Barana i stanowiskiem letnim [8]. Kiedy długość ekliptyczna Słońca wyniesie 90°, wówczas Słońce znajduje się w takim położeniu ekliptyki, gdzie jego odległość od równika niebieskiego w kierunku północnym jest największa. Mówi się, że Słońce osiągnęło stanowisko letnie. Rozpoczyna się astronomiczne lato zwane przesileniem zimowym. Od tej chwili każdego kolejnego dnia wysokość Słońca nad horyzontem maleje. Deklinacja Słońca zmniejsza się. Długość dnia skraca się. Słońce na sferze niebieskiej zakresie krzywą spiralną przesuwając się w kierunku równika, w kierunku południowym. W okresie lata Słońce zakreśla łuk ekliptyki zawartej między stanowiskiem letnim i punktem Wagi [8]. Kiedy długość ekliptyczna Słońca wyniesie 180° wówczas Słońca osiąga punkt Wagi lub punkt równonocy jesiennej. Rozpoczyna się astronomiczna jesień. Zrównanie długości dnia i nocy następuje kilka dni po dniu równonocy jesiennej. Podczas tranzytu Słońca przez punkt Wagi następuje przejście Słońca z niebieskiej półkuli północnej na północną półkulę południową. W każdym kolejnym dniu na półkuli północnej długość dnia maleje. Wzrasta deklinacja ujemna Słońca. Długość dnia skraca się i jest krótsza od długości nocy. Podczas jesieni Słońce zakreśla łuk ekliptyki zawarty między punktem Wagi i stanowiskiem zimowym Słońca. Chwila przejścia Słońca przez punkt o długości ekliptycznej 270° wyznacza nam przesilenie zimowe, czyli moment rozpoczęcia astronomicznej zimy. Słońce w okresie jesieni poruszało się na sferze niebieskiej po krzywej spiralnej, oddalając się od równika niebieskiego, osiągając w dniu przesilenia zimowego największą odległość od równika, tzw. stanowisko zimowe. Słońce kontynuując wędrówkę po ekliptyce zaczyna poruszać się na sferze niebieskiej po krzywej spiralnej zbliżając się do równika niebieskiego. Dzień staje się coraz dłuższy, chociaż w dalszym ciągu pozostaje krótszy od długości nocy. Ujemna deklinacja Słońca maleje, a wysokość Słońca nad horyzontem wzrasta. W okresie zimy Słońce przesunie się po ekliptyce od stanowiska zimowego do punktu Barana [8]. W momencie, kiedy Słońce osiąga punkt równonocy wiosennej, jego długość ekliptyczna jest równa 0°. Słońce przechodzi z niebieskiej półkuli południowej na północnej i rozpoczyna się astronomiczna wiosna.

Źródło: Konrad Rudnicki, Astronomia, podręcznik dla klasy IV LO, Technikum i Liceum zawodowego, wyd. XV, WSiP, 1988. Wersja elektroniczna opracowana przez częstochowskich miłośników astronomii dla potrzeb samokształceniowych w oparciu o dawniejszy licealny podręcznik astronomii autorstwa Konrada Rudnickiego. Częstochowa, 2012. (http://astronomianova.org/pdf/Astronomia_Konrad_Rudnicki.pdf).

Na półkuli południowej przebieg pór roku i ruch Słońca na sferze niebieskiej półkuli południowej przebiega odwrotnie w porównaniu z półkulą północną.

Długość poszczególnych pór roku jest uzależniona od mimośrodu orbity planety oraz od długości peryhelium. Z prostych rachunków można wykazać, że długość poszczególnych pór wynosi [6]:

Długość wiosny na półkuli północnej:

gdzie: e – mimośród orbity ziemskiej, T – okres obiegu Ziemi wokół własnej osi, długość peryhelium orbity ziemskiej.

Długość lata na półkuli północnej:

Długość jesieni na półkuli północnej:

Długość zimy na półkuli północnej:

Różnica długości okresu letniego (wiosna i lato) na półkuli północnej i południowej:

Z powyższego wynika, że różnica w długości okresów letnich, rozumianych jak suma czasu trwania wiosny i lata, na jednej z półkul jest maksymalny, kiedy długość peryhelium wyniesie 90° i 270°. Kiedy długość peryhelium wynosi 270° wówczas różnica czasów trwania okresów letnich jest najdłuższa na korzyść półkuli północnej. W momencie, kiedy długość peryhelium wynosi 90° wówczas różnica czasów trwania okresów letnich jest najdłuższa na korzyść półkuli południowej.

Długość następujących po sobie pór roku nie jest jednakowa, co wynika z faktu, że Ziemia porusza się po orbicie w przybliżeniu eliptycznej oraz od położenia peryhelium względem punktu Barana. Co ciekawe długość poszczególnych pór roku też nie jest stała. Przyczyny należy upatrywać w zmieniających się parametrach orbity ziemskiej, a dokładniej w wyniku zmieniającego mimośrodu orbity ziemskiej oraz w położenia peryhelium orbity Ziemi w stosunku do punktu Barana (długość peryhelium). Z mechaniki nieba wiadomo, że mimośród orbity zmienia się w zakresie od 0,0006 (orbita niemal kołowa) do 0,06 [7]. Z obliczeń przeprowadzonych przez Jeana Meeusa wynika, że najbliższe minimum mimośrodu o wartości 0,0023 zostanie osiągnięta około 29500 roku. Natomiast orbita stanie się praktycznie kołowa (e=0,0006) około 465000 roku [7]. Amplituda zmian mimośrodu orbity ziemskiej zależy od obiektów zaburzających tor, po którym porusza się Ziemia wokół Słońca tj. Jowisza, Saturna, a w mniejszym stopniu także od Wenus czy Marsa. Ważna jest tutaj ich konfiguracja na orbitach planetarnych względem Ziemi.

Źródło: Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc., 1997.

Na podstawie obserwacji wynika, że obecnie wiosna skraca się średnio o 66 sekund rocznie, lato wydłuża się średnio o 36 sekund rocznie. Jesień wydłuża się średnio o 63 sekundy rocznie. Zima natomiast skraca się średnio o 33 sekundy rocznie [8].

Czas jaki upływa między dwoma przejściami środkami tarczy Słońca przez punkt Barana nazywamy rokiem zwrotnikowym, którego długość wynosi 365 dni 5 godzin 48 minut 46 sekund. Jest on nieco krótszy (o 20 minut i 24 sekundy) od czasu jednego pełnego obiegu Ziemi wokół Słońca, który wynosi 365 dni 6 godzin 9 minut i 10 sekund (czas jaki upływa między dwoma przejściami środka tarczy słonecznej na tle tych samych gwiazd). Różnica w długości roku gwiazdowego i zwrotnikowego wynika precesji osi ziemskiej, która powoduje, że punkt Barana porusza się po ekliptyce w kierunku przeciwnym do kierunku ruchu Słońca co skutkuje tym, że środek tarczy Słońca wcześniej osiąga punkt Barana niż położenie na tle tych samych gwiazd.

Można postawić pytanie: Czy pory roku powtarzają się cyklicznie po upływie roku zwrotnikowego? Ruch punktu równonocy wiosennej na sferze niebieskiej jest dość skomplikowany. Z jednej strony w wyniku oddziaływania Słońca i Księżyca oś nieco spłaszczonej Ziemi doznaje precesji słoneczno-księżycowej. Siły działające na obszary okołorównikowe Ziemi nie są stałe w czasie i zależą od położenia Słońca i Księżyca [4, 8].

Źródło: Jerzy M. Kreiner, Ziemia i Wszechświat – astronomia nie tylko dla geografów, Wydawnictwo Naukowe Uniwersytetu Pedagogicznego, Kraków, 2009.

Ponadto na ruch precesyjny wpływa także oddziaływanie innych planet, w szczególności Jowisza oraz Wenus. Wkład precesji planetarnej do ogólnego ruchu precesyjnego jest niewielki i wynosi zaledwie 0,114” w kierunku wschodnim [9]. Na ruch precesyjny ponadto nakłada się ruch nutacyjny będący skutkiem oddziaływania Księżyca na obszary okołorównikowe, który porusza się po orbicie nachylonej pod pewnym kątem do ekliptyki.

Źródło: P. G. Kulikowski, Poradnik miłośnika astronomii, PWN, Warszawa, 1976.

Okres nutacji pokrywa się z czasem cyklu węzłów księżycowych wynoszącym 18,61 lat (6798,38 dni) [7]. Samo zjawisko nutacji jest związane z położeniem Księżyca, Słońca względem płaszczyzny równika ziemskiego. Kiedy Księżyc znajduje się w punkcie swoich węzłów orbitalnych wówczas składowe prostopadłe do równika sił przypływowych znikają. Podobnie składowe sił przypływowych prostopadłe do równika znikają, kiedy deklinacja Słońca wynosi 0°, czyli w punkcie Barana i Wagi [9]. Zatem ruch precesyjny osi ziemskiej po pobocznicy stożka precesyjnego odbywa się ruchem niejednostajnie zmiennym. Powyższe efekty powodują, że punkt równonocy wiosennej wykonuje dość skomplikowany ruch. W wyniku złożenia tych efektów równonoc lub przesilenie może wystąpić nawet do 20 minut wcześniej lub później niż wynikałoby ze średniego roku zwrotnikowego [7].

Źródło: Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc., 1997.

Tegoroczna wiosna rozpoczęła się 20 marca 2024 roku o godzinie 4:06 na półkuli północnej.

Literatura

1. Zofia Kaczorowska, Pogoda i klimat, WSiP, 1986.
2. Marian Molga, Meteorologia rolnicza, Państwowe Wydawnictwo Rolnicze i Leśne, wyd. VII, Warszawa, 1986.
3. Zbigniew Dworak, Z astronomią za pan brat, Iskry, Warszawa, 1989.
4. Jerzy M. Kreiner, Ziemia i Wszechświat – astronomia nie tylko dla geografów, Wydawnictwo Naukowe Uniwersytetu Pedagogicznego, Kraków, 2009.
5. Konrad Rudnicki, Astronomia, podręcznik dla klasy IV LO, Technikum i Liceum zawodowego, wyd. XV, WSiP, 1988. Wersja elektroniczna opracowana przez częstochowskich miłośników astronomii dla potrzeb samokształceniowych w oparciu o dawniejszy licealny podręcznik astronomii autorstwa Konrada Rudnickiego. Częstochowa, 2012. (http://astronomianova.org/pdf/Astronomia_Konrad_Rudnicki.pdf).
6. W. M. Smart, Textbook on Spherical Astronomy, Sixth edition, revised by R. M. Green, Cambridge University Press, 1977.
7. Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc., 1997.
8. Jan Mietelski, Astronomia w geografii, PWN, Warszawa 2001.
9. P. G. Kulikowski, Poradnik miłośnika astronomii, PWN, Warszawa, 1976.
10. Richard Fitzpatrick, An introduction to Celestial Mechanics, Cambridge University Press, 2012.
11. Eugeniusz Rybka, Astronomia ogólna, wyd. VII, PWN, Warszawa, 1983.
12. Stefan Wierzbiński, Wstęp do astronomii matematycznej, Księgarnia Akademicka, Poznań, 1950.
13. Felicjan Kępiński, Astronomia sferyczna, wyd. 2, PWN, 1959.

 

1. Rozpatrywany będzie jedynie ruch Słońca w umiarkowanych szerokościach geograficznych półkuli północnej. ↑

2. Na półkuli północnej, na półkuli południowej występuje jesień. ↑