Orbita okołosłoneczna Ziemi wyznacza w przestrzeni płaszczyznę, którą astronomowie nazywają ekliptyką. Ekliptyka ta, zrzutowana na rozgwieżdżone niebo, przecina 13 gwiazdozbiorów - 12 dobrze znanych gwiazdozbiorów zodiakalnych oraz konstelację Wężownika. Właśnie w tych trzynastu gwiazdozbiorach możemy obserwować Słońce na przestrzeni całego roku.

Gdyby oś obrotu naszej planety była nachylona pod kątem 90 stopni do ekliptyki, nie mielibyśmy pór roku; na każdej szerokości geograficznej dzień trwałby zawsze tyle samo, a Słońce zawsze górowałoby na jednej określonej wysokości.

Na szczęście oś obrotu Ziemi tworzy kąt 66.5 stopnia z ekliptyką, dzięki czemu na naszej planecie występują zmiany pór roku, spowodowane różną długością dnia.

Ze względu na nachylenie osi obrotu Ziemi do ekliptyki, ekliptyka tworzy kąt 23.5 stopnia z równikiem niebieskim (czyli rzutem równika ziemskiego na sferę niebieską). Słońce może więc znajdować się od 23.5 stopnia pod równikiem niebieskim do 23.5 stopnia nad nim. W pierwszym przypadku na półkuli północnej nasza dzienna gwiazda przebywa bardzo krótko nad horyzontem. My nazywamy ten dzień przesileniem zimowym lub początkiem astronomicznej zimy. Pół roku później mamy do czynienia z drugim przypadkiem - występuje przesilenie letnie. Słońce najdłużej przebywa nad horyzontem, rozpoczynając tym samym astronomiczne lato.

Pomiędzy tymi dwiema datami Słońce musi przejść przez równik niebieski. Punkt przecięcia ekliptyki oraz równika niebieskiego, przez który Słońce przechodzi pomiędzy latem a zimą, astronomowie nazywają punktem Wagi. Znajdując się w nim, nasza dzienna gwiazda rozpoczyna astronomiczną jesień.   AOL

PAP - Nauka w Polsce
reo