Pytania astronomii
Jaka jest najbliższa gwiazda
Dlaczego gwiazdy mrugają
Co to jest noc astronomiczna
Jak na niebie odszukać gwiazdozbiory, planety
Jak wytłumaczyć takie dni, w których Księżyc nie wschodzi w ogóle
Dlaczego Księżyc na horyzoncie i zachodzące Słońce są duże
Co to jest "rok świetlny"
Po co wprowadzono pojęcie "epicyklu"
Czym jest "supernowa"
Jaka jest liniowa prędkość Słońca wględem jądra Galaktyki
Co to jest "Droga Mleczna"
Jak orientować się na niebie, czyli o układach współrzędnych słów kilka
Czym jest czas/doba gwiazdowa, słoneczna, średnia
Czym różni się meteor od meteorytu
W jaki sposób można opisać orbity ciał
Czy Gwiazda Polarna dokładnie wyznacza kierunek północny
Co to jest miesiąc księżycowy
Jak określa się jasność obiektów na niebie

Jaka jest najbliższa gwiazda

Dlaczego gwiazdy mrugają

Co to jest noc astronomiczna

• cywilną,
• nawigacyjną,
• astronomiczną.

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.

Jak wytłumaczyć takie dni, w których Księżyc nie wschodzi w ogóle

Dlaczego Księżyc na horyzoncie i zachodzące Słońce są duże

Co to jest "rok świetlny"

• 9,4605x10¹² km,
• 9,4605x10¹⁵ m,
• 63.281 AU,
• 0,3066 PS.

• 4,06x10^-8 LY (1,3 sekundy świetlnej) wynosi odległość od Ziemi do Księżyca,
• 1,58x10^-5 LY (8 minut i 20 sekund świetlnych) wynosi odległość od Ziemi do Słońca czyli Jednostka Astronomiczna,
• 6,25x10^-4 LY (5 godzin i 29 minut świetlnych) wynosi średnia odległość Plutona od Słońca,
• 4,22 LY wynosi odległość od najbliższej gwiazdy, Proximy Centauri,
• 3,262 LY to jeden parsek (1 PS)
• ok. 80.000 LY wynosi średnica Drogi Mlecznej,
• 2,2 mln LY wynosi odległość od najbliższej dużej galaktyki M32 w Andromedzie,
• kilkanaście miliardów lat świetlnych wynoszą odległości do najdalszych obiektów dostępnych największym teleskopom.

Po co wprowadzono pojęcie "epicyklu"

Czym jest "supernowa"

Jaka jest liniowa prędkość Słońca wględem jądra Galaktyki

Co to jest "Droga Mleczna"

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.
Opis nieba znacznie upraszcza się, jeśli przyjmiemy, że wszystkie obiekty poruszają się wokół nas (nie licząc ruchu planet na tle gwiazd). Z tego powodu wprowadzono pojęcie sfery niebieskiej.
Jest to wyimaginowana sfera, w której środku znajduje się obserwator, a ciała niebieskie niejako poruszają się po jej powierzchni. W ten oto sposób można używać niektórych pojęć znanych z geografii odnośnie nieba, jednakże dynamika tego obrazu, w odróżnieniu od statycznej powierzchni Ziemi, wymaga wprowadzenia nowych pojęć i układów współrzędnych tak, aby można je było dostosować do konkretnego zagadnienia.

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.
Nazywa się ją deklinacją, oznacza literką 'delta' i mierzy w stopniach. Nie ma tutaj, tak jak dla szerokości geograficznej, deklinacji północnej i południowej, jest po prostu dodatnia (w kierunku północnego bieguna niebieskiego) i ujemna (w kierunku południowego, przy czym biegun niebieski jest po prostu rzutem bieguna ziemskiego na sferę niebieską). Aby mieć kompletny układ potrzebujemy jeszcze drugiej współrzędnej. Przez analogię do długości geograficznej będziemy ją mierzyli wzdłuż równika niebieskiego. Trzeba tylko wybrać autorytatywnie jakiś południk niebieski, dla którego przyjmiemy wartość zerową (dla długości geograficznej przyjmuje się w tym celu południk przebiegający przez Greenwich). Przyjmując za zerowy rzut południka, na którym stoi obserwator, na niebo, dostaniemy tzw. pierwszy układ równikowy godzinny. Kąt między kołem godzinnym zerowym (czyli właśnie owym rzutem), a obiektem na niebie, liczonym ze wschodu na zachód nazywa się kątem godzinnym. Można by go oczywiście mierzyć w stopniach, ale wygodniej jest mierzyć go w godzinach, minutach i sekundach kątowych. Po prostu 24 godziny to 360 stopni, jedna godzina to 60 minut, a jedna minuta to 60 sekund kątowych, na tej podstawie można przeliczać jedną miarę na drugą.
Warto zauważyć, że w tym układzie wszystkie ciała niebieskie górują, gdy ich kąt godzinny wynosi zero. Oczywiście ich współrzędne zależą od długości geograficznej, na jakiej znajduje się obserwator. Układ ten jest przydatny do wielu zagadnień (np. znając kąt godzinny Słońca można pokusić się o znalezienie czasu lokalnego, można wyliczać czasy górowań itp.), ale oczywistą wydaje się potrzeba stworzenia jakiegoś układu uniwersalnego, dla którego gwiazdy będą miały swoje ustalone i niezależne (od położenia czy czasu) współrzędne. Taki układ powstanie, jeśli przyjmiemy jakieś stałe względem gwiazd koło zerowe.

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?
Zastanówmy się przez chwilę jak porusza się Słońce na tle gwiazd (w ruchu rocznym). Gdyby oś ziemska nie była nachylona (tzn. była prostopadła do płaszczyzny orbity), to Słońce zawsze leżałoby na równiku. Jednak oś jest nachylona o 23.5 stopnia, dlatego Słońce będzie wędrowało przez rok po kole wielkim, nachylonym o tyle samo do równika niebieskiego. Czyli raz w roku będzie o 23.5 stopnia ponad równikiem niebieskim (środek lata na półkuli północnej, tzw. przesilenie letnie), raz będzie o 23.5 stopnia poniżej równika (przesilenie zimowe), a dwa razy będzie na równiku (równonoc). To koło wielkie nazywa się ekliptyką, a punkt równonocy wiosennej (czyli jeden z punktów przecięcia się obu kół wielkich) jest właśnie punktem barana.

Jak więc mając deklinację i rektascensję znaleźć gwiazdę na niebie?
Przede wszystkim trzeba znać czas dla środka naszej strefy czasowej. Następnie wprowadzić niewielką poprawkę do tego czasu, wynikłą z naszej odległości od środka strefy (1 stopień na zachód to 4 minuty wcześniej, czas strefowy obowiązuje tylko dla środka strefy, dodatkowo trzeba ew. wprowadzić godzinną poprawkę na czas letni). Czas określa nam kąt godzinny Słońca (z grubsza, o tym za chwilę), tzn. północ to kąt 12 godzin, a południe to zero (Słońce góruje). Znając dzień roku znamy (z grubsza) rektascensję Słońca. Tzn. jeśli jest to dzień równonocy wiosennej, to oczywiście rektascensja Słońca wynosi 0h, dla przesilenia letniego będzie to 6 godzin (Słońce podróżuje po ekliptyce z zachodu na wschód) itd. Znamy więc różnice w rektascensji Słońca i szukanej gwiazdy, stąd znając kąt godzinny Słońca znamy kąt godzinny gwiazdy. Jeśli przypadkowo gwiazda ta akurat góruje, to dodając do 90°-fi deklinację gwiazdy (z odpowiednim znakiem) dostaniemy jej wysokość nad horyzontem. W innym przypadku musimy posłużyć się odpowiednimi wzorami trygonometrii sferycznej, lub oszacować na oko. A dlaczego kąt godzinny i rektascensja Słońca są określone tylko z grubsza? Dlatego, że porusza się ono (w miarę) równomiernie po ekliptyce, a nie równiku. Rektascensję liczmy po równiku, więc bierzemy rzut z ekliptyki. Dlatego też prędkość zmiany rektascensji jest nierównomierna. W czterech punktach (przesilenia i równonoce) rektascensja jest określona dokładnie, w pozostałych już niezbyt. Aby dostać ją dokładną dla Słońca (wraz z uwzględnieniem niekołowości orbity Ziemi), trzeba zastosować równanie czasu, ale to już zagadnienie na osobny artykuł.

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.
Istnieją jeszcze inne układy współrzędnych, np. galaktyczny, w którym za płaszczyznę podstawową przyjmuje się płaszczyznę Galaktyki. Jeszcze tylko jedna uwaga - do określania chwilowych położeń ciał niebieskich na niebie używa się układu horyzontalnego (azymut, wysokość nad horyzontem), ale różni się on od znanego z wojskowości czy harcerstwa tym, że azymut astronomiczny liczy się od południa w kierunku zachodu i dalej, a nie od północy w kierunku wschodu.

Czym jest czas/doba gwiazdowa, słoneczna, średnia

• Czas gwiazdowy jest to kąt godzinny punktu barana.
• Doba gwiazdowa jest to czas pomiędzy dwoma kolejnymi górowaniami punktu barana.
• Czas słoneczny prawdziwy jest to kąt godzinny Słońca + 12h
• Doba prawdziwa słoneczna jest to czas pomiędzy dwoma kolejnymi dołowaniami Słońca.

• Średni czas słoneczny - kąt godzinny Słońca średniego + 12h
• Doba średnia słoneczna - czas pomiędzy dwoma kolejnymi dołowaniami Słońca średniego, które to stanowią podstawę do wprowadzenia czasu uniwersalnego. Doba średnia słoneczna jest dłuższa od gwiazdowej o 3 minuty i 56 sekund.

Czym różni się meteor od meteorytu

W jaki sposób można opisać orbity ciał

Czy Gwiazda Polarna dokładnie wyznacza kierunek północny

Co to jest miesiąc księżycowy

• miesiąc synodyczny – średni okres pomiędzy kolejnymi pełniami Księżyca: 29,530589 d (29 d 12 h 44 m 02,9 s),
• miesiąc gwiazdowy (syderyczny) – średni okres obiegu Księżyca wokół Ziemi (i jednocześnie okres jego obrotu wokół własnej osi): 27,321661 d (27 d 07 h 43 m 11,5 s),
• miesiąc smoczy – średni okres pomiędzy kolejnymi przejściami Księżyca przez węzeł wstępujący (punkt przecięcia orbity Księżyca z płaszczyzną ekliptyki, w którym Księżyc zmienia swą szerokość ekliptyczną z ujemnej na dodatnią): 27,212221 d (27 d 05 h 05 m 35,9 s),
• miesiąc anomalistyczny – średni okres pomiędzy kolejnymi przejściami Księżyca przez perygeum: 27,554552 d (27 d 13 h 18 m 33,1 s).

Jak określa się jasność obiektów na niebie