Soltid

Frå Wikipedia – det frie oppslagsverket
Gå til: navigering, søk
På ein prograd planet som jorda, er den sideriske dagen kortare enn soldagen. Ved tidspunkt 1 er sola og ei viss fjern stjerne like over hovudet. Ved tidspunkt 2 har planeten rotert 360º og den fjerne stjerna er like over hovudet att (1→2 = ein siderisk dag). Men det er først litt seinare, ved tidspunkt 3, at sola igjen er like over hovudet (1→3 = ein soldag). 1-2 er ein fullstendig jordrotasjon, men fordi rotasjonen rundt sola påverkar vinkelen sollyset treffer jorda meir, er 1-3 tida det tar før sola står like over hovudet igjen.

Soltid er mål på den tilsynelatande posisjonen til solahimmelkvelvinga. Ho er ikkje ei fysisk tid, men ein timevinkel, altså ein vinkel uttrykt i tidseiningar. Soltida vert òg kalla lokaltid sidan tida er avhengig av lengdegraden til observatøren.

Sann soltid[endre | endre wikiteksten]

Tilsynelatande soltid eller sann soltid er timevinkelen til sola. Ho er basert på den sanne soldagen, som er tida det tar frå sola står over ein lokal meridianen til ho har kome attende. Merk at soldagen startar midt på dagen, så om den sanne soltida er 00:00, så er det midt på dagen, og 12:00 er ved midnatt. Soltida kan målast med eit solur.

Lengda på ein soldag varierer gjennom året av to årsaker. For det første er jordbanen rundt sola ein ellipse, ikkje ein sirkel, slik at jorda flyttar seg raskare når ho er nærast sola (perihelion) og saktare når ho er lengst borte frå sola (aphelion) (sjå Kepler-lovene). For det andre heller jordaksen slik at sola flyttar seg langs ein storsirkel (ekliptikken) som heller i forhold til himmelekvatoren til jorda. Når sola kryssar ekvator ved begge jamdøgn, flyttar sola seg med ein vinkel til ekvator, slik at projeksjonen av denne hellande rørsla på ekvator går seinare enn middelrørsla. Når sola er lengst borte frå ekvator ved begge solkverv, flyttar sola seg parallelt til ekvator, slik at projeksjonen av denne parallelle rørsla på ekvator går raskare enn middelrørsla (sjå tropisk år). Dermed vert den sanne soldagen koarta i mars (26-27) og september (12-13) enn i juni (18-19) og desember (20-21). Desse datoane er forskyvd i forhold til jamdøgra og solkverva av den raske/treige sola når jorda er i perihelion/aphelion.

Middelsoltid[endre | endre wikiteksten]

Middelsoltid er timevinkelen til «middelsola» (sjå under). Sidan middelsola er ein matematisk konstruksjon som ikkje fysiske kan observerast, vert middelsoltida rekna ut frå ei kunstig klokke som er tilpassa observasjonar av den døgnlege rotasjonen til fiksstjernene, slik at ho er tilpassa den midla sanne soltida. Sjølv om tida dagslyset eksisterer varierer mykje, endrar ikkje lengda på ein middelsoldag seg mykje på årstidsbasis. Lengda på ein middelsoldag aukar med om lag 1,4 millisekund per hundreår. Han var nøyaktig 86 400 (eller 24 timar × 60 minuttar × 60 sekund/minutt) sekund i om lag 1820. I dag er lengda på ein middelsoldag om lag 86 400,002 sekund.[1] Ein sann soldag kan vere opp mot 22 sekund kortare enn ein middelsoldag og opp mot nesten 29 sekund lengre. Sidan mange av desse lange eller korte dagane kjem etter kvarandre, byggjer skilnaden seg opp til så mykje som 17 minuttar for kort eller litt over 14 minuttar for lang. Sidan desse periodane er periodiske samlar dei seg ikkje opp frå år til år. Skilnaden mellom sann soltid og middelsoltid vert kalla tidslikninga. Middelsoldagen startar òg midt på dagen. Sidan dette er brysamt i det sivile, så vert sivil tid definert som middelsoltid minus 12 timar.

Lengda på ein middelsoldag aukar gradvis på grunn av tidvassakselerasjonen jorda påfører månen, og den tilsvarande sakkinga av jordrotasjonen som månen påfører jorda.

Middelsol vert definert som følgjer: Tenk først ei fiktiv sol som flyttar seg langs ekliptikken med ein konstant fart og som står i same posisjon som den verkelege sola når jorda passerer gjennom perihelion og apheilion. Middelsola er ei anna fiktiv sol som flyttar seg langs himmelekvatoren med konstant fart og passerer vårjamdøgnspunktet samstundes med den første fiktive sola.[2]

Historie[endre | endre wikiteksten]

Det har vorte nytta mange metodar for å simulere middelsoltid gjennom historia. Dei tidlegaste forsøka var vassur, som vart nytta i nesten fire tusen år frå så tidleg som midt på 1000-talet fvt. fram til tidleg på 1000-talet evt. Før midten av det første tusenåret vart vassklokkene bere tilpassa for stemme overeins med den sanne soldagen, og var slik sett ikkje noko betre enn eit vanleg solur, bortsett frå at dei kunne nyttast når det ikkje var sol.

Likevel har ein lenge visst at sola flyttar seg austover relativt til fiksstjernene langs ekliptikken. Så sidan midten av det første tusenåret fvt. har den døgnlege rotasjonen til fiksstjernene vorte nytta til å avgjere middelsoltida, som klokker så vart samanlikna mot for å finne feilmarginen. Astronomar i Babylon kjende til tidslikninga og gjorde korreksjonar i høve til denne og forskjellar i kor raskt stjernene roterte på himmelen, siderisk tid, for å finne middelsoltida meir nøyaktig enn vassklokkene deira kunne. Denne middelsoltida har vorte nytta sidan den gong for å skildre rørslene til planetane, månen og sola.

Mekaniske klokker dukka vart ikkje like nøyaktige som «stjerneklokka» til jorda før byrjinga av 1900-talet. Sjølv om dagens atomklokker har ein mykje meir konstant snøggleik enn jorda, vert stjerneklokka framleis nytta til å finne middelsoltida. Sidan ein gong seint på 1900-talet har ein definert jordrotasjonen i høve til fleire ekstragalaktiske radiokjelder og så omforma dette til middelsoltid ved hjelp av ein tilpassa radio. Skilnaden mellom denne kalkulerte middelsoltida og Coordinated Universal Time (UTC) vert nytta til å avgjere når ein treng eit skotsekund.

Sjå òg[endre | endre wikiteksten]

Kjelder[endre | endre wikiteksten]

  1. «Leap Seconds». Time Service Department, United States Naval Observatory. 1999. http://tycho.usno.navy.mil/leapsec.html. Henta 30. juni 2009. 
  2. Eccentricity, Obliquity, and the Analemma's Width by John Holtz

Bakgrunnsstoff[endre | endre wikiteksten]