Tidens naturlære/Solen

Fra Wikisource, det frie bibliotek
Spring til navigation Spring til søgning


Solen

Tiden er paa naturlig Maade delt i Dag og Nat. Dyr og Planter indretter sig derefter, og ogsaa Menneskelivet maa i mange Maader tage Hensyn til denne Inddeling. Hos nogle af de gamle Folk har Solopgangen været Døgnets Begyndelse (f. Eks. Kaldæerne), hos andre Solnedgangen (Jøderne). Da imidlertid Døgnets lyse og mørke Tid er ulige paa forskellige Aarstider, betegner det et Fremskridt i Tidsinddelingen, at man kom ind paa at regne Døgnets Begyndelse ved Midnat,. hvorved den Tid, da man i Sammenhæng er vaagen og virksom, i Reglen kommer til at tilhøre et og samme Døgn. Astronomerne, for hvem Natten er den udøvende Arbejdstid, regner imidlertid Døgnet fra Middag til Middag.
Himlen, der hvælver sig over os, er altsaa den naturlige store Tidsinddeler, og det er rimeligt, at man ogsaa først og fremmest rettede Opmærksomheden paa den, og navnlig paa Solen, naar man skulde have en ligefrem Tidsmaaler.
Døgnet blev saaledes den naturlige Tidsenhed, hvis Underafdelinger, 24 Timer, hver paa 60 Minuter, hver paa 60 Sekunder, stammer fra de gamle Kaldæere. Disse havde nemlig et Talsystem med Underafdelinger og Optællinger i 60 og med særlige Navne: „Sossos" for 60 og „Saros" for 60 x 60, ligesom vi har Navnet „Ti" for 10 og „Hundrede" for 10 x 10.

Fig. 1. Himlens Bevægelse ved Jordens Nordpol.

Der gik imidlertid lange Tider hen, inden man lærte at bruge Solen paa ret Maade som Tidsmaaler.
Hvis Solen ikke gik op og ned, men foretog en jevn Vandring rundt langs Synskredsen, fra Øst til Syd, til Vest, Nord og til Øst igen, vilde det være let at bruge Solen som Tidsmaaler. Man behøvede da kun at oprejse en Stok lodret og inddele Kredsen omkring den paa den flade Jord i 24 Dele, da vilde dens Skygge i hver Time skride fra en Delestreg til den næste. Dette Forhold vilde just finde Sted, hvis man befandt sig ved Jordens Nordpol, hvor Sommersolen synes at vandre rundt i en og samme Højde over Synskredsen, Fig. 1, som om den drejede sig jevnt om Lodlinien (Stokken). Men paa andre Steder af Jorden vil Skyggen af en lodret Stok ikke dreje sig jevnt, og ikke en Gang ens paa alle Aarstider.

Fig. 2. Himlens Bevægelse ved Jordens Ækvator.

Hvis derimod Solen stod op ret i Øst, gik lige op over vort Hoved og ned i Vest, vilde Retningen af Skyggen af en lodret Stok ikke kunne hjelpe os; thi den vilde hele Formiddagen pege lige mod Vest, og hele Eftermiddagen lige mod Øst. Derimod vilde Skyggen have ulige Længde, og dette kunde ganske vist bruges og er bleven brugt; men det vilde ikke være ens til alle Aarstider. Saaledes vilde vi se Solen bevæge sig, dersom vi befandt os ved Jordens Ækvator ved Jevndøgnstid. Her ser det altsaa ud, som om Solen bevæger sig om en vandret Linie PP trukken fra Nord til Syd (Fig. 2).
Men alle andre Steder paa Jorden synes Solen at dreje sig om en Linie, der hverken er lodret eller vandret, mere lodret, naar man er nær ved Nordpolen, mere vandret i Nærheden af Ækvator. Her i Danmark er det en Linie rettet som OP, Fig. 3, hvorom Solen synes at dreje sig. OP kaldes Verdensaksen, P Himlens Nordpol. PO's Forlængelse til modsat Side af O gaar til Himlens Sydpol.

Fig. 3. Solskivens Indretning hos os.

Solen er imidlertid ikke altid lige nær ved P. Om Sommeren er den i Afstanden Pl2s og kredser altsaa rundt i Cirklen S12s; om Efteraar og Foraar er den i Afstanden P12e og kredser rundt i Cirklen E12e; om Vinteren er dens Afstand P12v; og den kredser da i V12v. Solen har derfor om Sommeren en lang Dagbue, om Vinteren en kort, og om Efteraar og Foraar lige lang Dagbue og Natbue.
Denne Forskel træder des stærkere frem, jo højere P er paa Himlen, hvilket vil sige det samme som, jo nærmere man befinder sig ved Jordens Nordpol. Her er Dagbuen om Sommeren 24 Timer, om Vinteren Nul. — Derimod bliver Dagbue og Natbue lige lang hele Aaret, naar vi kommer til Ækvator, hvor P er lige ud i Synskredsen. Vil man nu her hos os opstille en Pind saaledes, at dens Skygge viser ens paa samme Klokkeslet til enhver Aarstid, maa Pinden i O være rettet imod P (Fig. 3). Da vil Solen f. Eks. Kl. 10 Fmd. lade Pinden kaste Skygge paa samme Sted, hvad enten Solen (om Sommeren) er i 10s eller (om Efteraaret) i 10e eller (om Vinteren) i 10v; thi et Plan lagt igennem 10s og Pinden OP vil skære det vandrette Plan i O10, og 10e og 10v ligger i samme Plan og giver altsaa Skygge sammesteds. — Naar da Pinden har den nævnte Retning, og Solskiven er rigtig inddelt paa en eller anden Dag, vil den være rigtig hele Aaret.
Der er ikke faa Mennesker, der mene, at Kl. 6 Morgen maa Solen staa ret i Øst og KL 6 Aften ret i Vest. Et Blik paa Fig. 3 vil let vise, at dette kun gælder ved Jevndøgnstid ved Solopgang og -nedgang. Men om Sommeren, da Solen staar op henimod NØ ved S, vil den endnu Kl. 6 ved Gs befinde sig nordligere end Østlinien. Paa et Hus, der ligger solret, vil Solen om Sommeren ikke begynde at beskinne Sydsiden før 1—2 Timer efter Kl. 6, og den forlader Sydsiden om Ettermiddagen allerede Kl. 4—5.
Om Natten synes hele Stjernehimlen med sine Stjernebilleder (Karlsvognen, Svanen, Orion osv.) at dreje sig rundt om samme Akse som Solen om Dagen, ligeledes fra Øst til Vest; og paa det Sted P, hvor Aksen peger hen, ses nu en lille Stjerne, Polarstjernen. Man kan let finde den ved at gaa ud fra Karlsvognen. Naar man nemlig — hvorledes denne end vender — igennem Baghjulene (de to Stjerner, der sidder fjernest fra Stjerten) trækker en ret Linie og giver den samme Længde som hele Karlsvognen, træffer man Polarstjernen.
Om denne synes alt at gaa rundt: de Stjerner, der er tæt ved den, f. Eks. Karlsvognens, gaar slet ikke ned, men kredser paa vor nordlige Himmel Dag og Nat Aaret igennem. Stjerner længere fra Polarstjernen dukker paa den nederste Del af deres Vej lidt under vor nordlige Synskreds. Stjerner endnu længere borte, nemlig i Himlens „Æquator" E12e Fig. 3, staa op i Øst og gaar ned i Vest; endnu længere borte, staar op i SØ, gaar i en lille Dagbue over Himlen (ligesom Solen ved Vintertid) og gaar ned i SV; og endelig er der nogle saa fjernt fra Polarstjernen, at de kredser rundt om Himlens Sydpol stedse under vor Synskreds, saa at vi aldrig ser dem herfra. De ses derimod af dem, som bebor Jordens sydlige Halvkugle, og som ikke ser Polarstjernen og dens Naboer. Ved Himlens Sydpol findes iøvrigt ikke en enkelt nogenlunde klar Stjerne som ved Himlens Nordpol.
Hele denne tilsyneladende Omdrejning af Sol, Maane og Stjerner skyldes den Omstændighed, at Jordkloden drejer sig i modsat Retning, Os selv forekommer det altid, at vi og vor Del af Jorden vender rigtigt, og derfor opfatter vi det, som om Himlen bevæger sig i Forhold til vort eget faste Standpunkt. Men andre Mennesker, f. Eks. vore Antipoder, de, der vender Benene modsat, de der omme paa den anden Side af Jorden, kan med samme Ret hævde deres Retstillethed, og for dem er vort Op et Ned.
Jorden drejer sig altsaa en Gang rundt i 24 Timer, og det Punkt paa Himlen, som Jordaksen peger ud imod, er just det, hvorom Himlen synes at dreje sig, Himlens Pol. Derfor viser dette Sted sig lige over Hovedet, naar man befinder sig ved Jordens Nordpol, og lige ud i Synskredsen, naar man befinder sig ved Jordens Ækvator. For os, som er fjernet omtrent 55° fra Ækvator (en ret Vinkel er 90°), er Polen just 55° hævet over Synskredsen. I det hele taget er det Antal Grader, man er fjernet fra Ækvator, o: Stedets geografiske „Bredde" — altid lig Stedets Polhøjde.
Dette benytter Sømanden sig af til at bestemme sit Sted ude paa Verdenshavet, eller rettere sagt Stedets „Bredde" (Ækvatorafstand), idet han kun behøver at maale sin Polhøjde for at kende hin.
Naar man imidlertid lægger Mærke til Maanens Sted blandt Stjernerne, vil man fra Aften til Aften, ja endog i Løbet af Aftenen, bemærke, at den vandrer østerpaa. Vistnok følger Maanen den hele store Fællesbevægelse vesterpaa, men i Forhold til Stjernerne udfører den en vis Egenbevægelse mod Øst. Dog gaar dens Vej ikke lige mod Øst, men til en Tid lidt nordligere, til en anden lidt sydligere, saa at den synes at slingre paa begge Sider af Himlens Ækvator. Maanen gaar nemlig i Virkeligheden rundt omkring Jorden i Løbet af en Maaned i samme Retning som den, hvori Jorden selv drejer sig, nemlig fra Vest til Øst.
Paa ganske lignende Maade, men meget langsommere, nemlig i Løbet af et Aar, synes Solen at gaa rundt blandt Stjernerne; synes — det er kun ikke saa let at iagttage som med Maanen, eftersom man ikke samtidig kan se Sol og Stjerner. Men lægger man f. Eks. Mærke til, hvilket Stjernebillede der for Tiden staar i Vest, efterat Solen er gaaet ned, vil man finde, at det om en Maaned ikke længere staar over Synskredsen efter Solnedgang, men at det er gaaet ned med Solen. Denne er altsaa i Løbet af nævnte Maaned vandret hen i det omhandlede Stjernebillede. I næste Maaned vil den være naaet hen blandt de Stjerner, der er endnu østligere, og altsaa gaa ned med dem, osv.

Fig. 4. Jordens Vej omkring Solen.

Denne tilsyneladende Vandring af Solen skyldes den Omstændighed, at Jorden i Virkeligheden gaar rundt omkring Solen, og vi vil altsaa fra vort Stade se Solen vandre ude mellem Stjernerne ligesaa rask afsted, som vi vandrer om den, Fig. 4. Da imidlertid Jorden — som Aristark (født 267 f. Kr.) udtrykte sig — gaar i en skraa Kreds om Solen, det Vil sige, skraa i Forhold til Jordaksen, vil vi her fra Jorden, kun ved Foraarsjevndøgn F og Efteraarsjevndøgn E se Solen ud imod Ækvator, lige langt fra Nordpol og Sydpol, hvorimod vi om Sommeren S vil se Solen nord for Ækvator, om Vinteren V syd for Ækvator. Solen vil altsaa ligesom Maanen paa sin Vandring synes at slingre paa begge Sider af Ækvator. Dens tilsyneladende Vej blandt Stjernerne, der paa Figuren tænkes langt borte ude til alle Sider, kaldes Ekliptika eller Dyrekredsen efter de 12 Stjernebilleder, som den i Aarets Maaneder vandrer igennem:

"Vædderen, Tyren, Tvillinger smaa,
en Krebs, en Love, en Jomfru,
Vægt, Skorpionen og Skytten graa,
en Stenbuk, Vandmand og Fiske.

Da Solen fuldbyrder denne sin Vandring i et Aar, tilbagelægger den daglig omtrent 1/360 af Cirklen. Det er denne Omstændighed, der gav Kaldæerne Anledning til at dele enhver Cirkel i 360 Dele eller Grader, og da de tilforn med Radius havde delt Cirklen i 6 Dele, blev hver af disse Dele 60 Grader. Hermed var Stødet givet til Kaldæernes ejendommelige Deling og Optælling i 60 (Side 9).

Fig. 5. Meridianinstrumentet.

Vilde vi nu bestemme den Tidslængde, som kaldes et Døgn, og gøre den til Maalenhed for Tiden, kunde det ske ved at iagttage den Tid, der gaar imellem en Opgang af et Himmellegeme og næste Opgang af samme. Men denne Iagttagelse er usikker, fordi Synskredsen ikke altid er skarp og Luften i dens Nærhed ikke klar. Langt finere kan det Øjeblik iagttages, da et Himmellegeme gaar igennem vor Middagslinie eller Meridian, hvad allerede Hippark (død 125 f. Kr.) har paapeget og praktiseret. Han brugte hertil et Apparat, der har udviklet sig til det vigtige Meridianinstrument. Man tænke sig et vandret Rør med Sigte rettet fra Nord mod Syd; endvidere, at Røret er forsynet med en vandret Aksel i Øst—Vest, hvorom det kan drejes, saa at man kan sigte mere eller mindre højt paa Himlen; da vil man med dette Sigte kunne passe ethvert Himmellegeme op i det Øjeblik, da det gaar gennem Middagslinien; og navnlig naar Røret er en Kikkert med Traadkorssigte, kan en Stjernes Gennemgang iagttages med 1 Sekunds Nøjagtighed, ja endnu finere, Fig. 5.
Foretages Iagttagelsen fra Dag til Dag i Forhold til et fint gaaende Uhr (Kronometer), viser det sig, at der er absolut lige længe imellem en hvilkensomhelst Fiksstjernes 2 paa hinanden følgende Gennemgange gennem Middagslinien. Det vil altsaa sige, at Jorden drejer sig aldeles jevnt omkring sin Akse. Og den til en Omdrejning fornødne Tid kaldes et Stjernedøgn. Dette bruges af Astronomerne, og deres Kronometre ere indrettede derefter.
Dette Døgn kan imidlertid ikke bruges i det borgerlige Liv, hvor Solen spiller Hovedrollen, og Solen bruger aabenbart længere Tid fra dens Gennemgang gennem Middagslinien, til den atter passerer denne; thi i Løbet af Døgnet er Solen rykket et lille Stykke østligere end den Stjerne, den igaar stod ved Siden af. Solen vil altsaa først lidt senere naa Middagslinien. Et saadant Døgn kaldes et Soldøgn, og det er omtrent 4 Minuter længere end et Stjernedøgn. Ethvert af Aarets Soldøgn vil altsaa bruge ekstra omtrent 4 x 365 eller 1460 Minuter, hvilket er omtrent 1 Døgn (24 x 60 eller 1440 Minuter). Det er jo ogsaa i sin Orden, at Aaret faar et Soldøgn færre, end det har Stjernedøgn, da Solen gaar en Gang rundt i modsat Retning og altsaa gaar 1 Gang færre rundt end Stjernerne.
Ved Hjælp af Meridianinstrumentet og Kronometret vil man imidlertid kunne iagttage, at selve Soldøgnene ere ulige lange til forskellige Aarstider. Saaledes er et Soldøgn ved Vintertid ikke saa lidt længere end et Soldøgn ved Foraarstid; og der er hertil 3 Grunde. For det første skrider Solen et længere Stykke frem mod Øst i sin tilsyneladende Bane paa Himlen ved Vintertid. Eller rettere sagt: Jordkloden er ved Nytaar Solen nærmest, og den flyver paa denne Tid lidt hastigere om Solen end paa andre Tider. Men er Solen i et Døgn gledet et længere Stykke imod Øst, kommer den aabenbart senere i vor Middagslinie. — For det andet er Solens tilsyneladende Vej ved Vintertid rettet mere lige Øst paa, medens den ved Foraarstid gaar paa skraa nord efter. Ogsaa af denne Grund vil den om Vinteren vinde længere mod Øst, saa at den har mere at indhente, inden den igen passerer Meridianen. — Og endelig er den Bagcirkel, hvori Solen gaar ved Foraarstid, E12e paa Fig. 3, den største af de Cirkler, hvori den gaar, og den Forsinkelse, som fremkommer ved Solens Vandring øst paa, vil derfor ikke betyde saa meget som paa de andre Aarstider, saa at Solen ogsaa af den Grund vil komme hastigere til Meridianen om Foraaret end om Vinteren.
Denne ulige Længde af de sande Soldøgn paa forskellige Aarstider kan vi imidlertid ikke have i det borgerlige Liv. Vi maa være tilfreds, om vi kan faa vore Uhre til at gaa lige hurtigt altid; at faa dem til at gaa lidt langsommere ved Vintertid, lidt hurtigere om Foraaret, atter lidt langsommere, men ikke saa meget, om Sommeren osv., vilde være vanskeligt, for ikke at sige umuligt. Vi taler derfor om en tredje Slags Døgn, kaldet Middelsol døgn, idet man tænker sig en Sol vandrende altid lige hastigt og altid i Himlens Ækvator rundt i et Aar — den samme Tid, hvori den virkelige Sol gaar med varierende Hastighed og slingrende fra den ene Side af Ækvator til den anden. En saadan tænkt Sol vil passere vor Meridian bestandig med lige langt Tidsmellemrum, et Middeldøgn, som ogsaa er omtrent 4 Minuter længere end et Stjernedøgn. Denne tænkte Sol vil paa nogle Aarstider gaa gennem vor Meridian tidligere end den virkelige Sol, paa andre Aarstider senere, og denne Afvigelse mellem de to Soles Gennemgang kaldes Tidsækvationen eller Tidsjevningen. — I tidligere Tid, da man ikke havde en Telegraf, der kunde melde, hvad Klokken var, og da man derfor selv maatte iagttage Skyggen paa sin Solskive for at bestemme Tiden, fandtes der i enhver Almanak en Angivelse af Tidsækvationen for hver Dag, som f. Eks. sagde: paa en Dag før Jul er Klokken 11 Timer 46 Minuter, naar Solskiven viser 12, og paa en anden efter Nytaar er den 12 Timer 13 Minuter, naar Solen viser 12. Paa hin vilde Klokken ikke være mange, naar Solen gaar ned; man har før Jul en kort Eftermiddag, længere Formiddag. Derimod bliver efter Nytaar Klokken mange ved Solnedgang; Dagene længes da meget om Eftermiddagen, men kun lidet om Morgenen. Klokken er efter Nytaar for mange i Forhold til Solen og altsaa ogsaa for mange ved Solopgang.
Man kan ogsaa udtrykke dette saaledes. Før Jul gaar den virkelige Sol gennem Middagslinien før Middelsolen (Uhret); og den er altsaa ved Middagstid allerede vest for Middagslinien. Men den virkelige Sol skrider ved Nytaarstiden saa rask øster paa, at den efter Nytaar endnu befinder sig øst for Meridianen, naar Middelsolen allerede passerer, og det altsaa er borgerlig Middag.
En anden betydningsfuld Tidsbestemmelse er Aarets Længde. De gamle Ægyptere og Kal-dæerne bestemte denne ved at iagttage den Tid, der gik fra et Sommersolhværv, omtrent 21 Juni, da Solen staar højest paa Himlen, til det næste. Men det var ikke let at foretage denne Bestemmelse med Nøjagtighed; thi ved Sommersolhværvstid falder Solens Vandring i Ekliptika næsten parallel med Ækvator, altsaa temmelig lige øst paa; og det er derfor vanskeligt at afgøre, paa hvilken af de Dage den er allerlængst nord for Ækvator, allerhøjest ved Middagstid, saa meget mere som det slet ikke er sagt, at det just er en Middag, at Solen er allerlængst nord for Ækvator.
Hippark foretrak derfor at bestemme det Øjeblik om Foraaret, omtrent 21 Marts, da Solen paa sin Vej i Ekliptika netop skærer Ækvator. Dette Tidspunkt lader sig meget nøje fastslaa, fordi Solen i disse Dage stadig gaar stærkt mod Nord. Lad os sige, at Solen i et eller andet Aar den 21 Marts Middag i Meridianinstrumentet ses at staa 9 Minuter syd for Ækvator og den 22 Marts 15 Minuter nord for Ækvator; saa er Solen altsaa i dette Døgn kommen 9 + 15 = 24 Minuter nordligere, og den maa altsaa være passeret Ækvator den 21 Marts Kl. 9 Aften.
Ved at foretage det samme i følgende Aar bestemte Hippark meget nøjagtig Aarets Længde, og Tiden imellem, at Solen i to paa hinanden følgende Foraar skærer Ækvator, Tiden fra Foraarsjevndøgn til Foraarsjevndøgn. Denne Tid er 365 Dage 5 Timer 48 Minuter 48 Sekunder. Hippark bestemte Aaret kun 6 Minuter længere end dette Tal, hvad der maa kaldes udmærket med Datidens Hjælpemidler.