1.1. Jaka jest najbliższa gwiazda ?Poza Słońcem jest nią Proxima Centauri. Oto tabela najbliższych gwiazd wg. danych z satelity Hipparcos zaczerpnięta z Millennium Star Atlas:(HIP - numer kat., V - jasność, MV - jasn. absolutna, LY - lata świetlne)
1.2. Dlaczego gwiazdy mrugają ?Gwiazdy są dla obserwatora na Ziemi punktowymi źródłami światła. Światło z takiego punktowego źródła łatwo jest "zachwiać". Atmosfera ziemska w różnych miejscach ma różną gęstość, temperaturę - a co za tym idzie - inaczej załamuje światło, poza tym "faluje". Dzięki temu niektóre gwiazdy "mrugają", wydaje się, że zmieniają barwę. Takie migoczące gwiazdy można zauważyć zwłaszcza dość nisko nad horyzontem. Zjawisko to nosi nazwę 'scyntylacja'.W odróżnieniu od gwiazd, planety czy satelity mają już jakiś (niewielki, ale zawsze) rozmiar kątowy. Jeśli spojrzy się na planetę przez teleskop albo dobrą lornetkę, to można zobaczyć nie punkt, ale małą tarczkę, która ma swoją powierzchnię. Na takiej powierzchni ewentualne drgania nie będą widoczne. Można powiedzieć, że planety mają dużą "bezwładność" i nie da się tak łatwo wprowadzić ich światła w migotanie. Tak więc planety ani satelity nie "mrugają"; jeśli na niebie widać coś, co mruga, to na pewno jest to gwiazda (no, ewentualnie samolot).
1.3. Co to jest noc astronomiczna ?W astronomii definiuje się 3 rodzaje nocy:
W praktyce mówi się (choć są to określenia mało dokładne), że zmierzch cywilny kończy się wtedy, gdy w bezchmurny wieczór jest już na tyle ciemno, iż należałoby zapalić lampy uliczne (i reflektory samochodowe - o ten moment czasu często pytają sądy w sprawach związanych z wypadkami drogowymi). Noc nawigacyjna zaczyna się wówczas, gdy na morzu zanika linia horyzontu, a astronomiczna - gdy jasność tła nieba osiąga wartość typową dla środka nocy. Przykładowo, wysokość Słońca nad horyzontem 21 czerwca o północy lokalnej w Poznaniu wynosi około (czyli Słońce jest pod horyzontem), trwa zatem noc nawigacyjna, a nie ma nocy astronomicznej. Noc astronomiczna w Poznaniu "powraca" dopiero 24 lipca.
1.4. Jak na niebie odszukać gwiazdozbiory, planety ?Na początku każdemu wydaje się, że niebo jest zapełnione przypadkowo ułożonymi punkcikami, których nie sposób zidentyfikować. Jednak dostrzeżenie na niebie jakiejś charakterystycznej konstelacji znanej wcześniej z obrazków, np. Wielkiego Wozu albo Oriona, od razu zmienia ten sposób widzenia. Wtedy staje się możliwe zaznajomienie się z całym niebem na zasadzie porównywania sąsiednich obszarów z mapkami - i tak przykładowo nad Orionem rozpoznamy Byka z Aldebaranem itd. Ze względu na to, że nie od razu wszystkie konstelacje są widoczne w dogodnych porach a część niknie akurat w blasku Słońca na dziennym niebie, poznanie wszystkich konstelacji dostępnych w Polsce zajmuje około roku. Planety wyglądają jak bardzo jasne gwiazdy. Mówi się, że można je poznać po niemigoczącym blasku (w przeciwieństwie do gwiazd) ale nie dla każdego początkującego różnice są tak wyraźne, zwłaszcza nisko nad horyzontem przy słabej widoczności nieba zaświetlonego miejskimi latarniami. Najbardziej aktualnie popularnym programem pokazującym między innymi aktualny wygląd nieba i położenia planet jest Skycharts czyli Cartes du Ciel, posiadający także polską wersję językową opracowaną przez Tomasza Ściężora. Natomiast gotowe mapy nieba, z zaznaczonymi gwiazdozbiorami i aktualnymi położeniami planet, można odnaleźć w Internecie na witrynach:
Aktualne mapki publikowane są również w "Wiedzy i Życiu" (http://www.proszynski.pl/WiedzaiZycie), a szczegółowy kalendarzyk astronomiczny zawiera najstarsze polskie pismo miłośników astronomii: "Urania - Postępy Astronomii" (http://postepy.camk.edu.pl).
1.5. Jak wytłumaczyć takie dni, w których Księżyc nie wschodzi w ogóle ?A dokładniej: Jak wytłumaczyć takie dni, w których księżyc nie wschodzi w ogóle, a poprzedniego dnia zachodził i tego samego dnia także zachodzi, jak to się dzieje?Problem z dniami, w których brak wschodu (lub zachodu) Ksieżyca wynika z definicji doby. Dobę określamy w oparciu o ruch Słońca na niebie. Ponieważ w ciągu doby Słońce niewiele zmienia swe położenie względem nieruchomych gwiazd, zatem (z dokładnością do kilku minut) między jego kolejnymi wschodami (lub zachodami) upływają 24 godziny. Dla Książyca okres ten jest dłuższy, i wynosi około 25 godzin (tu wahania są większe, dochodzą do kilkunastu minut w jedną bądź drugą stronę). Może więc się zdarzyć, że jednego dnia (powiedzmy w poniedziałek), Księżyc wzejdzie o godz. 23:30, a drugiego dnia (we wtorek) wzejdzie o ok. godzinę później, czyli o 24:30. A godz. 24:30 to już środa, godz. 0:30. Zatem we wtorek nie było wschodu Księżyca! Podobnie jest z zachodami Księżyca. Zdarzają się więc dni, gdy Księżyc nie wschodzi lub nie zachodzi.
1.6. Poszukuję algorytmów obliczenia położenia planet, Księżyca, itp.Algorytmy takie opisywał w "Uranii" (roczniki 84 i 85) Tomasz Kwast (w oparciu o słynną książkę J. Meeusa "Astronomical Formulae for Calculators").Znakomity opis sposobu liczenia pozycji ciał układu słonecznego znajduje się na anglojęzycznej witrynie Paula Schlytera. Podano tam podprogramy w Pascalu oraz dokładny opis algorytmów. Na podanej stronie należy przejrzeć linki:
Zestaw programów w BASIC'u oferuje też "Sky and Telescope". Były one omawiane na łamach tego miesięcznika w przeciągu ostatnich kilku lat - tam też można odnaleźć opisujące je artykuły.
1.7. Jakie katalogi i atlasy nieba dostępne są dla amatora w postaci cyfrowej ?Katalog GSC - 15 milionów gwiazdGuide Sky Catalogue, opracowany dla potrzeb teleskopu Hubble'a (służy do "prowadzenia" instrumentu). Pokrywa całe niebo, zawiera ok. 15 milionow gwiazd do ok. 15 mag plus ok. 4 milionow obiektów niegwiazdowych. Podaje wspołrzędne RA, Dec (epoka J2000) i jasność gwiazdy . Dostępny na 2 CD-ROM'ach w postaci nieskompresowanej (pliki ASCII). Wiele programów korzysta z jego skompresowanych wersji, tyle że sposoby tej kompresji są na ogół różne. XEphem umożliwia "ściśnięcie" GSC do ok. 180 MB (po 90 MB na każdą półkulę) i w takiej wersji można to trzymać na dysku. W tej postaci można go rownież ściągnąć z Internetu. Katalog ten jest darmowy, podobnie jak darmowe są inne, podstawowe katalogi astronomiczne. Wersję na CD można było kupić w Astronomical Society of the Pacific (za "nominal fee" rzędu 20-30 USD) ale teraz brak tego katalogu na ich liście, dostępnej przez WWW (http://www.aspsky.org/). Być może nadal go wysyłają, a na wspomnianej liście go nie ma, bo nie jest to produkt komercyjny. Zainteresowani mogą pisać na adres podany na powyższej stronie WWW. GSC dostępny jest również poprzez Internet: http://archive.eso.org/cgi-bin/gsc/Należy podać nazwę obiektu lub współrzędne środka pola, promień szukania w minutach łuku, max. ilość gwiazd w wydruku, sposób ich posortowania oraz format wyniku. Przykładowy output (obiekt: M42, promień szukania 1') poniżej:
------------------------------------------------------------
You searched around M42
Center: RA: 05 35 17.2 DEC: -05 23 27.9
Search radius: 1 arcminutes
nr gsc_id ra (2000) dec mag mu d' pa
1 0477400932 05 35 16.41 -05 23 23.0 5.00 F; 0.21 293
2 0477400931 05 35 16.47 -05 23 22.8 5.09 F; 0.20 295
3 0477400871 05 35 17.10 -05 23 40.6 5.51 F; 0.21 186
4 0477400930 05 35 17.16 -05 23 12.7 6.69 F; 0.25 358
------------------------------------------------------------
Katalog USNO-SA1.0 - dla zaawansowanychOpracowany w US Naval Observatory w Waszyngtonie, zawiera ok. 54 milionów gwiazd o jasnościach z przedziału 16-19 mag, równomiernie rozłożonych na niebie (jest to w istocie wyciąg z pełnego katalogu USNO-A1, opartego o zeskanowane zdjęcia POSS, zawierającego 488 milionów gwiazd). Dużo dokładniejszy od GSC ). Katalog dostępny jest bezpłatnie na 1 płycie CD. Prośbę o jego wysłanie należy kierować do DSS - cyfrowy atlas niebaDigitized Sky Survey to cyfrową postać słynnego POSS (Palomar Observatory Sky Survey: atlasu całego nieba, zawierającego gwiazdy do ok. 21 mag). Dostępne są jego 2 wersje: profesjonalna (ok. 100 dyskow CD) oraz amatorska (9 dysków CD, kompresja ogranicza zasięg do 19 mag, niebo północne do deklinacji -15 deg). Wersję amatorską można kupić w Astronomical Society of the Pacific: za 250 USD (+ok. 24 USD za przesyłkę do Europy). Razem z katalogiem zawiera ona prosty program do wyświetlania i drukowania zdjęć z katalogu (działa pod MS Windows 3.1/95/NT, Macintosh; są też źródła programu pod Unix'a i VMS).
Można również korzystać z jego "sieciowej" wersji,
dostępnej w wielu miejscach, np. w
Podając nazwę obiektu (np. z katalogów Messiera, NGC)
lub współrzędne środka pola
można ściągnąć fragment zdjęcia o rozmiarach do 60x60
arc min (z STScI) lub do
arc min (z ESO). Format zdjęcia: FITS (wersja
normalna bądź skompresowana)
lub też GIF (bez kompresji).
1.8. Dlaczego Księżyc na horyzoncie i zachodzące Słońce są duże ?Cóż, tak naprawdę, to wcale nie są duże. Albo inaczej: Księżyc i Słońce nisko nad horyzontem nie są wcale większe, niż wtedy, gdy są wysoko na niebie. Jeśli trudno w to uwierzyć, można wziąć linijkę (albo jakiś inny przyrząd, którym można określić widomą wielkość Księżyca) i zmierzyć jego tarczę w obu tych przypadkach. Okaże się, że rozmiary te są identyczne. Dlaczego wobec tego WYDAJE SIĘ, że są większe nad horyzontem? Jest to kwestia ludzkiego postrzegania.Jeśli widzi się np. lecący samolot, jest on większy, gdy znajduje się nad głowami. Jeśli zbliża się do horyzontu, staje się coraz mniejszy a nad samym horyzontem jest już zupełnie mały. Podobnie rzecz ma się z ptakami, balonami itd. Zresztą nie trzeba się ograniczać jedynie do obiektów na niebie - dotyczy to też statków czy samochodów. Wszystkie doświadczenia życiowe wskazują, że obiekty w pobliżu horyzontu maleją. Księżyc natomiast (i Słońce) nie maleje, czego spodziewają się zmysły, więc odbiera się tę sytuację, jakby stawał się nienaturalnie wielki. Efekt ten występuje w każdej fazie Księżyca, ale w pełni najbardziej rzuca się w oczy. A teraz ciekawostka. Nie dość, że nasz satelita i gwiazda dzienna nisko nad horyzontem nie są większe, to w rzeczywistości są MNIEJSZE! Naprawdę. Np. zachodzące Słońce jest lekko spłaszczone, a więc jego wysokość jest mniejsza, niż normalnie. Dzieje się tak dlatego, że atmosfera załamuje promienie światła, działając trochę jak soczewka. Widzi się nieco więcej sfery niebieskiej, niż by to wynikało z geometrii. W efekcie to, co znajduje się nisko nad horyzontem jest "ściśnięte", dlatego Słońce jest nieco spłaszczone, gdy zachodzi albo wschodzi. Inne wyjaśnienie: Podane wyżej wyjaśnienie nie jest jedynym znanym. Poniżej znajduje się jedno z "konkurencyjnych", które pozwala spojrzeć na zagadnienie w nieco inny sposób. Wielkość kątowa ciała nie zmienia się w funkcji wysokości. Natomiast sfera niebieska nie jest sferą. Jest silnie spłaszczona. Wysokość sklepienia niebieskiego jest ok. 2,5 raza mniejsza, niż odległość do horyzontu - oczywiście w subiektywnym odczuciu. I oczywiście ciało o tej samej wielkości kątowej wydaje się mniejsze, jeśli jest bliżej. To efekt psychologiczny. Wszelkie obiekty niebieskie wydają się obserwatorowi na Ziemi "przylepione do sfery niebieskiej". Przy czym to wyobrażenie sfery jest bardzo zniekształcone: odległość do niej w zenicie jest mniejsza niż odległość na horyzoncie (jest spłaszczona). Rzeczywista wielkość obiektów oceniana jest na podstawie ich rozmiarów kątowych i wiedzy o odległości, w jakich się znajdują. A skoro wydaje się, że sfera nad głową jest bliżej niż na horyzoncie, a średnica kątowa Księżyca jest zawsze taka sama, więc na horyzoncie Księżyc wydaje się większy.
1.9. Co to jest "rok świetlny" ?Rok świetlny (LY – light year) jest to odległość, jaką światło pokonuje w ciągu jednego roku ziemskiego. Jest to więc jednostka odległości (długości) a nie czasu, jak niektórzy sądzą! Mówienie, że "minęły już lata świetlne" jest niestety popularnym bełkotem.Oprócz roku świetlnego można też mówić o innych, mniejszych jednostkach jak minuty świetlne czy godziny świetlne. W innych jednostkach rok świetlny wynosi:
1.10. Po co wprowadzono pojęcie "epicyklu" ?Widoczny ruch planet na niebie nie jest zgodny z żadnymi teoriami zakładającymi że obiegają one naszą Ziemię, ponieważ co jakiś czas zdarza się, że planety zewnętrzne, czyli Mars i dalsze, "zawracają" na swej drodze, zakreślając pętlę. Dzieje się tak w pobliżu opozycji, kiedy odległość między Ziemią a inną planetą jest najmniejsza i powstają efekty charakterystyczne dla "mijania" obiektu. Wprowadzono więc epicykle, czyli założono, że planety okrążają Ziemię nie "bezpośrednio" ale po okręgach ze środkiem w punkcie, który sam z kolei obiegał Ziemię na "głównej" orbicie. Z powodu nieznanej wtedy eliptyczności orbit obliczenia dalej nie były całkowicie zgodne z obserwacjami - to pchnęło między innymi Kopernika do poszukiwania alternatywnych w stosunku do geocentryzmu systemów ruchu ciał.
1.11. Czym jest "supernowa" ?Duże gwiazdy w ciągu swego życia przechodzą przez szereg etapów, w których kolejne pierwiastki zmieniają się w coraz cięższe. Najcięższym pierwiastkiem, jaki może zostać w ten sposób wyprodukowany, jest żelazo (mniejsze gwiazdy nie dochodzą do tego etapu). Później ciśnienie wewnątrz gwiazdy jest zbyt małe i jądro zapada się pod wpływem grawitacji powodując "zgniatanie" atomów – elektrony i protony reagują ze sobą wydzielając ogromną energię uwalnianą w wybuchu supernowej. Zewnętrzna otoczka gwiazdy zostaje odrzucona a błysk jest tak silny, że może przyćmić blask całej galaktyki.Pozostałością po supernowej jest nieregularna mgławica, w środku której tkwi pulsar – szybko obracająca się gwiazda neutronowa o ogromnej gęstości ok. 1015 kg/m3. Jeszcze masywniejsze gwiazdy zapadają się dalej i kończą swe życie jako czarne dziury (CD).
1.12. Jaka jest liniowa prędkość Słońca wględem jądra Galaktyki ?Pełny obieg Słońca (a z nim całego US) wokół centrum Drogi Mlecznej wynosi ok. 230 mln lat. Słońce znajduje się ok. 28.000 LY od centrum Galaktyki, więc porusza się z liniową prędkością ok. 230 km/s.Jednak ruch gwiazd w galaktykach jest nieco inny niż np. ruch planet w US, w którym prawie cała masa skupiona jest w środku (Słońce). Im bliżej jądra Galaktyki, tym mniejszą masę obiegają gwiazdy, więc prędkość rotacji jest mniejsza a okres obiegu dłuższy, niż by to wynikało z prostej ekstrapolacji tego, co się dzieje w US. W układach planetarnych im większy promień orbity, tym mniejszą prędkość liniową ma planeta (dla uproszczenia przyjęto model z okręgowymi orbitami). Np. w US najszybciej porusza się Merkury a najwolniej - Pluton. W przypadku ruchu gwiazd w galaktykach sytuacja jest inna. Prędkość liniowa gwiazd jest praktycznie niezależna od promienia ich galaktycznej orbity (z wyjątkiem jądra galaktyki i jego otoczenia) i utrzymuje się na stałym poziomie. Nadal jednak prędkość kątowa gwiazd o niższych orbitach jest większa (szybciej wykonują pełny obrót).
1.13. Co to jest "Droga Mleczna" ?Jest to po prostu dawne określenie Galaktyki.Można ją obserwować nieuzbrojonym okiem przy bezchmurnym niebie, czystym powietrzu, z dala od świateł miast. Ma postać nieregularnego, świetlistego pasa, który powstaje wskutek zlewania się świateł wielu miliardów gwiazd znajdujących się w obrębie dysku galaktycznego, wzdłuż równika Galaktyki (nachylonego pod kątem ok. 62° do płaszczyzny równika niebieskiego). Szerokość pasa - od 5° do 50°.
1.14. Czy Mikołaj Kopernik coś udowodnił albo odkrył ?Teoria Kopernika wcale nie tłumaczyła lepiej obserwacji niż teoria Ptolemeusza. Kopernik był zmuszony stosować epicykle, gdyż planety poruszały się u niego po okręgach, a nie elipsach. Wykorzystywał więc nadal zasadę przybliżania złożonego ruchu planety przez szereg harmoniczny, realizowany geometrycznie poprzez epicykle.Zaletą teorii Kopernika było co innego - po raz pierwszy dała możliwość podania fizycznych, realnych rozmiarów Układu Planetarnego. U Ptolemeusza promienie orbit mogły być dowolne, natomiast w systemie Kopernika już nie. Kopernik wyznaczył względne promienie orbit (w odniesieniu do promienia orbity Ziemi) i okresy obiegu planet (w dobach). Były one bliskie wartościom przyjmowanym obecnie. Brak paralaksy gwiazd - podstawowy zarzut stawiany mu przez innych - tłumaczył ich znaczną odległością od obserwatora. Dopuszczał nawet możliwość nieskończoności wszechświata, choć w swoim dziele rozstrzygnięcie tej kwestii wolał pozostawić filozofom (zapewne wiedział, ze zbyt nikłe były podstawy obserwacyjne, by rozważać te kwestie). Tłumacząc dobowy ruch sfery niebieskiej rotacją Ziemi wokół osi usunął przeszkodę, uniemożliwiającą zaakceptowanie ogromnej - w porównaniu do rozmiarów Układu Planetarnego - odległości do gwiazd. Ptolemeusz argumentował, że sfera gwiazd stałych nie może być zbyt wielka, gdyż się obraca, a praktyka posługiwania się choćby kołem garncarskim pokazywała, co dzieje się z garnkiem o zbyt dużej średnicy, wprawionym w szybki ruch wirowy... Trzeba też pamiętać, że Kopernik zburzył podział świata na powłokę ziemską (do sfery Księżyca) i niebieska. W ten sposób te same prawa można było odnosić do ruchu kamienia rzuconego w górę, jak i do ruchu komety. Sir Isaakowi Newtonowi było już więc łatwiej... Jeśli chodzi o zgodność obliczonych położeń planet z obserwacjami, to istotny krok do przodu wykonał dopiero Kepler. W jego obrazie Układu Planetarnego nie było co prawda mowy o perturbacjach orbit, ale w przypadku większości planet są one niewielkie. Obliczenie efemerydy planety (byle nie Merkurego) metodą Keplera daje dokładności rzędu minut kątowych, a metodami Kopernika i Ptolemeusza - rzędu stopni. Na pytanie - czy Kopernik coś udowodnił, trudno odpowiedzieć tak lub nie. Podał on oczywiście kilka faktów, wspierających jego model (np. znaczne zmiany jasności Marsa, świadczące o znacznych zmianach odległości tej planety od Ziemi w ciągu roku; w modelu Ptolemeusza odległość Mars-Ziemia zmieniała się w dużo mniejszym stopniu, wynikającym jedynie z ruchu tej planety po epicyklu). Pisał również, ze kiedyś powinno być możliwe zaobserwowanie faz u Wenus (niestety, Kopernik nie miał jeszcze teleskopu...). Wytłumaczył też zarzuty mu stawiane (z koronnym, o braku paralaksy gwiazd, na czele).
1.15. Jak orientować się na niebie, czyli o układach współrzędnych słów kilka.Już Kopernik zdawał sobie sprawę, że to Ziemia obiega Słońce, a nie na
odwrót. Astronomowie lubią jednak zapominać o tym fakcie. Wyobraźmy więc sobie obserwatora, który siedzi w środku tej sfery. Pierwszym pojęciem, które wprowadzimy, będzie równik niebieski. Jest to po prostu rzut ziemskiego równika na sferę niebieską. Utworzy on koło wielkie (tzn. takie koło, które leży na płaszczyźnie przecinającej środek sfery). Zastanówmy się kolejno jak na naszej sferze będzie ono wyglądało kolejno z bieguna, równika oraz Polski. Na pewno horyzont będzie zawsze przecinało w punktach wschodu i zachodu. Zależnie od szerokości geograficznej będzie się ono obracało, odpowiednio dla bieguna pokryje się z linią horyzontu, dla równika przejdzie przez zenit (czyli punkt znajdujący się dokładnie nad obserwatorem), dla szerokości geograficznej Polski będzie to jakaś pozycja pośrednia. W każdym razie można wydedukować, że kąt nachylenia równika niebieskiego do horyzontu równy jest 90°-fi, gdzie fi - szerokość geograficzna obserwatora. Warto sobie teraz uświadomić, że w wyniku rotacyjnego ruchu Ziemi
wszystkie ciała niebieskie będą wędrować, w ruchu dobowym, po kołach równoległych
do równika niebieskiego, ze wschodu na zachód. Zajmiemy się tym za chwilę, a
teraz, skoro mamy już równik niebieski, to możemy, przez analogię do szerokości
geograficznej, wprowadzić jakąś współrzędną, określającą odległość
kątową od równika niebieskiego. Pewnie astronomowie długo głowili się jaki obiekt na niebie wyróżnić, ale w końcu za zerowe koło przyjęli koło przechodzące przez punkt barana. Czym jest punkt barana - za chwilę. W każdym razie wybierając takie koło, nową współrzędną, którą liczmy w godzinach kątowych z zachodu na wschód i nazywając ją rektascensją, dostajemy drugi układ równikowy. Rektascensję oznacza się literą 'alfa'. W ogólności obiekty na niebie lokalizuje się właśnie przez te dwie współrzędne. Dla gwiazd pozostają one prawie niezmienne, dla planet odczytuje je się z tabel. Niestety punkt barana ma tę wadę, że na skutek precesji przemieszcza się on nieco na tle gwiazd, więc rektascensję podaje się na konkretny rok (deklinacja pozostaje stała), ale jest to zmiana niewielka no i oczywiście współrzędne te nie zależą od miejsca obserwacji. Czym jest więc punkt barana? Jak więc mając deklinację i rektascensję znaleźć gwiazdę na
niebie? W związku z powyższymi problemami rzutowania ekliptyki na równik wymyślono
jeszcze inny układ współrzędnych, zwany układem współrzędnych
ekliptycznych. Wygląda on analogicznie do poprzedniego, lecz tym razem mamy
szerokość ekliptyczną (beta), liczoną od ekliptyki w "górę" i
"dół", oraz długość ekliptyczną (lambda), liczoną z zachodu na
wschód od punktu barana wzdłuż ekliptyki, obie w stopniach.
1.16. Czym jest czas/doba gwiazdowa, słoneczna, średnia?
1.17. Czym różni się meteor od meteorytu ?Meteor jest to ślad, jaki zostawia w atmosferze drobina pyłu (którą np. "zostawiła za sobą" przelatująca kiedyś kometa). Taki okruch materii, mający przeważnie rozmiary ziarenka piasku, porusza się względem Ziemi z prędkością kilku a nawet kilkudziesięciu km/s. Wpadając w atmosferę rozgrzewa się i całkowicie spala od wysokiego tarcia, jonizując dodatkowo gaz. Rezultatem jest efektowna świetlista smuga, którą można obserwować na nocnym niebie. Meteory nazywane są potocznie "spadającymi gwiazdami", choć naprawdę nic ich z prawdziwymi gwiazdami nie łączy.Jeśli jednak taki kawałek materii nie spali się całkowicie w czasie podróży przez atmosferę, dociera do powierzchni Ziemi i wtedy staje się meteorytem. Przelot przez atmosferę mogą przeżyć jedynie ciała o większych rozmiarach. Z pojęciem meteoru i meteorytu wiążą się jeszcze dwa terminy: meteoroid i bolid. Meteoroid - ogólnie niewielkie ciało poruszające się w przestrzeni kosmicznej, "potencjalny meteor". Bolid - wyjątkowo silny meteor o jasności -4 mag lub jaśniejszy. W wypadku zauważenia takiego bolidu można wypełnić formularz zgłoszenia, przyczyniając się w ten sposób do badania tych zjawisk przy pomocy czeskiej sieci kamer bolidowych.
1.18. W jaki sposób można opisać orbity ciał ?Orbitę ciała można jednoznacznie określić, podając sześć charakteryzujących ją liczb - sześć tzw. elementów orbity. Najczęściej używa się elementów keplerowskich:
* Dla orbit eliptycznych (ew. okręgowych) zamiast odległości perycentrum podaje się czasem parametr a - wielką półoś orbity. Oprócz elementów keplerowskich można spotkać też inne parametry:
1.19. Czy Gwiazda Polarna dokładnie wyznacza kierunek północny ?Nie, Gwiazda Polarna jest po prostu najbliższą jasną gwiazdą w pobliżu północnego bieguna niebieskiego. Jest od niego oddalona o ok. 0,72°, ale ta sytuacja z powodu precesji osi ziemskiej ulega stałej zmianie.Ziemia jest nachylona pod kątem 23°27’ do ekliptyki, jednak jej oś nie jest skierowana niezmiennie w danym kierunku lecz, jak wielki i ociężały bąk, powoli zatacza stożek w przestrzeni. Jeden taki obrót trwa ok. 26.000 lat, wskutek czego położenie biegunów na tle gwiazd się zmienia. Za ok. 100 lat północny biegun znajdzie się najbliżej Gwiazdy Polarnej – ok. 0,4° - a póżniej znów zacznie się od niej oddalać. Za mniej więcej 12.000 lat najbliższą biegunowi jasną gwiazdą będzie... najjaśniejsza w gwiazdozbiorze Lutni Vega! Na swe obecne miejsce biegun wróci, jak wynika z okresu precesji, za 26.000 lat, ale wtedy gwiazdozbiory będą już wyglądać trochę inaczej z powodu ruchów własnych poszczególnych gwiazd. Z powodu precesji równocześnie z biegunami przesuwają się także np. punkty równonocy i w ogóle cała siatka współrzędnych równikowych. Dlatego wszystkie atlasy i mapy nieba mają ograniczony "termin przydatności", zmieniane są one zwyczajowo co 50 lat (teraz np. obowiązują mapy, których nominalną epoką jest rok 2000).
1.20. Co to jest miesiąc księżycowy ?Istnieje kilka definicji miesiąca opartych o ruch Księżyca na sferze niebieskiej (za „Tablicami astronomicznymi z przewodnikiem po gwiazdozbiorach” Jana Desselbergera i Jacka Szczepanika):
1.21. Jak określa się jasność obiektów na niebie ?Do określania jasności obiektów na niebie służy specjalna skala jasności. Im jaśniejszy jest obiekt tym mniejszą liczbą oznaczana jest jego jasność: słabe, ledwo dostrzegalne gołym okiem gwiazdy mają wielkości gwiazdowe (inaczej magnitudo) w okolicach 6, najjaśniejsza natomiast - ok. -1,5. Skala jasności jest logarytmiczna, więc jeśli np. dwie gwiazdy różnią się o 1 wielkość gwiazdową, to znaczy że jedna jest n-krotnie jaśniejsza od drugiej. Czynnik n jest równy 1001/5 (piątego stopnia pierwiastek ze stu) czyli ok. 2,5. Z tego wynika, że gwiazda 0m jest 100 razy jaśniejsza od gwiazdy 5m.Powyższe jasności są jasnościami widomymi, a więc takimi, jakie obserwuje się z Ziemi. Jednak gdy dwie gwiazdy widziane z Ziemi są jednakowo jasne, nie znaczy to wcale, że rzeczywiście świecą one z taką samą mocą - przecież jedna może być dużo dalej niż druga i świecić znacznie jaśniej, jednak z powodu różnicy odległości obie będą się wydawać tak samo jasne. Dla oznaczenia rzeczywistej mocy promieniowania wprowadzono pojęcie jasności absolutnej - jest to jasność gwiazdy widzianej z odległości 10 parseków wyrażona w wielkościach gwiazdowych. Okazuje się jednak, że zwykłe pojęcie jasności jest niewystarczające aby opisać np. obiekty rozmyte takie jak mgławice, galaktyki, gromady gwiazd czy komety - takie obiekty nie są punktowe i ich sumaryczna jasność rozkłada się na cały zajmowany obszar, co powoduje, że np. M31 o jasności 4,3m nie jest wcale łatwo dostrzegalna np. na miejskim niebie. Jasność powierzchniowa jest wielkością, która określa moc promieniowania danej powierzchni obiektu, np. (minuty kwadratowej). Im większa jasność powierzchniowa, tym obiekt bardziej kontrastuje z tłem. Tabelka pokazuje jasności niektórych obiektów na naszym niebie:
* dla planetoid jako jasność absolutną przyjmuje się widomą jasność, gdy planetoida znajduje się w odległości 1 AU od Słońca i 1 AU od Ziemi.
|