Waarom we seizoenen hebben

De aarde staat het dichtst bij de zon begin januari, midden in de noordelijke winter. Dus afstand kan niet zijn wat de zomer heet maakt. De echte reden is een helling van ongeveer 23 graden, en dat verandert alles.

Seizoenen komen van een kantelpunt, niet van afstand.

Kijk.

Raad eens: in welke maand staat de aarde het dichtst bij de zon?

Begin januari, midden in de noordelijke winter. Dus afstand kan niet wat maakt de zomer.

Veel mensen denken dat de zomer komt als de aarde dichter bij de zon staat. Dat is niet waar. De aarde is het dichtst bij de zon in het begin Januari, dat is de winter in Europa, Noord-Amerika en het grootste deel van Azië.

De echte reden is dat de aarde gekanteld is. De rotatieas van de planeet is ongeveer 23,4 graden gekanteld. De as blijft het hele jaar door dezelfde kant op wijzen (naar de Noorderster). Dus:

• In Juni, leunt de noordelijke helft van de aarde naar de zon. De dagen zijn lang, de zon klimt hoog en het noorden heeft zomer. Het zuiden heeft winter.
• In december is het omgekeerd.
• In maart en september leunt geen van beide helften naar de zon. Dag en nacht zijn overal ongeveer gelijk. Dit zijn de equinoxen.

Probeer de Seasons Explorer hierboven. Verplaats de datum en de breedtegraad en zie hoe twee dingen veranderen: hoe hoog de zon op het middaguur staat, en hoeveel uren daglicht er zijn.

Begrijp je?

Twee effecten maken de zomer warm:

1. Hoogte van de Zon. Wanneer de Zon hoog staat, valt het licht directer op de grond en krijgt elke vierkante meter meer energie. Als het laag is, wordt dezelfde straal over een groter gebied verspreid.
2. De lengte van de dag. Meer uren zonlicht betekent meer tijd om op te warmen en minder nacht om af te koelen.

De positie van de zon ten noorden of ten zuiden van de evenaar wordt zijn declinatie genoemd. De zonnewijzer schommelt tussen +23,44° (juni-zonnewende) en −23,44° (december-zonnewende) en kruist 0° bij de equinox.

Op de middag is de hoogte van de zon boven de horizon:

Hoogte = 90° − |breedtegraad − declinatie|

Voor Londen (51,5° N) in juni: 90 − |51,5 − 23,44| = 61,9°. In december: 90 − |51,5 + 23,44| = 15,1°. Dat is een enorm verschil in hoe sterk zonlicht de grond verwarmt.

Bij de polen gebeurt er iets vreemds. Ten noorden van de poolcirkel (66,56° N) is er minstens één dag per jaar dat de zon nooit ondergaat en een dag dat hij nooit opkomt.

Meester

De lengte van het daglicht wordt berekend aan de hand van de uurhoek H₀ van zonsondergang, waar het centrum van de Zon een vlakke horizon raakt:

cos H₀ = −tan φ · tan δ,   daglicht = 2H₀ / 15 uur

Met breedtegraad φ en declinatie δ, H₀ in graden. Als −tan φ · tan δ ≤ −1 gaat de zon nooit onder; als het ≥ 1 is komt hij nooit op. Op de evenaar (φ = 0) geeft de formule 12 uur op elke dag van het jaar.

Dit is de geometrische dag. Het werkelijke daglicht is enkele minuten langer omdat de atmosfeer het licht over de horizon buigt (breking, ongeveer 0,57°) en omdat zonsopgang wordt gedefinieerd door de bovenrand van de Zon, niet haar centrum (ongeveer 0,27°). Officiële zonsopgangstabellen gebruiken −0,833° in plaats van 0°.

De declinatie zelf komt van de ecliptische lengtegraad λ van de Zon en de inclinatie ε van de Aarde: sin δ = sin ε · sin λ. De tool maakt gebruik van de Amerikaanse. De benaderde formule van het Naval Observatory voor λ, nauwkeurig tot ongeveer 0,01° deze eeuw.

Het afstandseffect is reëel maar klein. Tussen het perihelium (147,1 miljoen km) en aphelium (152,1 miljoen km) verandert het zonlicht dat de Aarde bereikt met (152,1/147,1)² ≈ 1,069, ongeveer 7%. Tilt verandert het middagzonlicht per vierkante meter in Londen met een factor van sin 61,9° / sin 15,1° ≈ 3,4 en de lengte van de dag met een factor van meer dan twee.