Podręcznik ABC astronomii

ABC Astronomii

KATTELEFIBELPL0309NEUTRAL.indd 1 03.04.2009 14:44:02 Uhr

2

Rozdział Tytuł Strona

1. Wstęp . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61.1 Wszechświat jako źródło fascynacji . . . . . . . . . . . . . . . . . 61.2 Historia Astronomii . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

2. Spojrzenie w niebo pełne gwiazd . . . . . . . . . . 82.1 Obserwacje nieuzbrojonym okiem. . . . . . . . . . . . . . . . . . 82.1.1 Obserwacja gwiazdozbiorów

nieuzbrojonym okiem . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92.2 Obserwacje przy pomocy lornetki . . . . . . . . . . . . . . . . . 102.2.1 Obserwacje planet i księżyców

przy pomocy lornetki . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102.2.2 Obserwacje obiektów głębokiego

nieba przy pomocy lornetki . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102.2.3 Nietrudne są początki . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112.3 Obserwacje przy pomocy teleskopu . . . . . . . . . . . . . . . 112.4 Księżyc . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122.4.1 Fazy Księżyca . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122.4.2 Odwrotna strona Księżyca . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132.4.3 Mapa Księżyca. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132.4.4 Maria (morza) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132.4.5 Mare . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162.4.6 Kratery . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162.4.7 Kratery „promieniste” . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162.5 Obserwacje Układu Słonecznego przy pomocy teleskopu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162.5.1 Gdzie szukać planet? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 172.5.2 Obserwacje planet . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 172.5.3 Pozycja planet w stosunku do Słońca . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182.5.4 A oto – planety! . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182.5.5 Obserwacja teleskopowa obiektów

głębokiego nieba . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 232.6 Praktyka obserwacji: porady i sugestie . . . . . . . . . . . . . 262.6.1 Przygotowania do pierwszej nocy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 262.6.2 Optymalne warunki obserwacji. Porady . . . . . . . . . . . . . . . . . . 282.7 Najpiękniejsze obiekty nieba i ich pory roku. . . . . . . . . . 31

Rozdział Tytuł Strona

3. Podstawy mechaniki nieba . . . . . . . . . . . . . . 333.1 Dlaczego nieboskłon zmienia się

w ciągu roku? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 373.1.1 Dlaczego istnieją dni i lata przestępne? . . . . . . . . . . . . . . . . . 383.2 Wykorzystanie obrotowej mapy nieba . . . . . . . . . . . . . . 433.3. Dlaczego widoczna jest tylko część

nieboskłonu? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 443.3.1 Pole widzenia oka . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

4. Teleskopy. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 454.1 Teleskop jako intrument obserwacyjny . . . . . . . . . . . . . 454.2 Układy optyczne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46 4.2.1 Refraktor (teleskop soczewkowy) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46 4.2.2 Reflektor (teleskop zwierciadlany) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46 4.3 Komponenty mechaniczne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46 4.3.1 Montaż azymutalny . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 464.3.2 Montaż paralaktyczny lub równikowy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 474.3.3 Napędy prowadzące . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 474.4 Osprzęt . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 484.4.1 Okulary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 484.4.2 Ważne wskazówki w związku z wyborem okularu . . . . . . . . . . 484.4.3 Filtry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 504.4.4 Osprzęt fotograficzny . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 504.4.5 Wyposażenie dodatkowe. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51

5. Wprowadzenie błyskawiczne . . . . . . . . . . . 525.1 Jaki teleskop jest najlepszy? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52

6. Użyteczne tablice . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 536.1 Tablica szerokości geograficznych dla

wszystkich większych metropolii na świecie . . . . . . . . . 536.1.1 Dla obserwatorów na pólkuli pólnocnej (N) . . . . . . . . . . . . . . . 536.1.2 Dla obserwatorów na pólkuli południowej (N). . . . . . . . . . . . . . 536.2 Tablica pozycji najbardziej charakterystycznych gwiazd . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 556.3 Wszechświat z bliska czyli odległości w kosmosie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55

7. Słowniczek . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57

Treść

Ilustracje: Strona 5: Ujęcia „Hubble” i „Saturn”, wykorzystano dzięki uprzejmości NASA i STScI

Strony 16-21: Ilustracje opatrzone podpisem „NASA”: NASA i NSSDC Photo Gallery

Metryka/Ilustracje

KATTELEFIBELPL0309NEUTRAL


3

Tablica 1 - Lokalizacja Gwiazdy Polarnej i innych gwiazdozbiorów

Lokalizacja Gwiazdy Polarnej

Mapka orientacyjna konstelacji i gwiazd.


Tablica 2 - Układy współrzędnych

Ryc. 83: Układ horyzontalny jest układem czysto poglądowym. Obserwator znajduje się w centrum sfery niebieskiej, biegu-ny znajdują się nad głową obserwatora (zenit [arab.: punkt ciemienia]) oraz pod jego stopami (nadir [arab.: punkt stóp]). Najważniejszymi kołami wielkimi są tutaj horyzont (matematyczny) i południk, tzn. linie przechodząca z północy na połu-dnie, przecinająca zenit i nadir. Rzadziej stosowanym określeniem na koło wielkie, łączące wschód i zachód jest „koło wierz-chołkowe”

Układ współrzędnych przy użyciu montażu azymutalnego

Układ horyzontalny

Ryc. 84: Kąt rektascensji ‘alfa’ – Kąt pomię-dzy punktem równonocy wiosennej i punk-tem przecięcia równika nieba/(godzinowej) płaszczyzny rektascensji przez gwiazdę. Godziny liczymy począwszy od punktu równonocy wiosennej, od 0h do 24h, w kierunku przeciwnym do dobowego obrotu nieba

Układ współrzędnych przy użyciu montażu paralaktycznego

Układ równikowy


5

f=20 mm f=12 mm f=4 mm

Ryc. 80Księżyc

Ryc. 81Mgławica Oriona

Ryc. 82Mgławica Pierścień

Ryc. 83Mgławica Hantle

Teblica 3 - Przykładowe kąty widzenia okularów

Ryc. 80-83: Na rycinach przedstawiono pola widzenia okularów dla teleskopów o ogniskowej ok. 700 mm.


6

1. WstępRozgwieżdżone niebo interesuje ludzi od pradawnych czasów. Już od wielu tysiący lat znane są człowiekowi owe charakterystyczne zgrupowania gwiazd, które dzisiaj określamy jako gwiazdozbiory.

Zanim zostały wynalezione urządzenia optyczne wzmacniające wzrok (takie jak spektywy i teleskopy), obserwacja nieba była możliwa wyłącznie nieuzbrojonym okiem. Dlatego też ilość znanych gwiazd ograniczała się w owych czasach zaledwie do paru tysięcy. Rozwój teleskopów astronomicznych dał ludzkości możliwość spojrzenia w głąb przestrzeni kosmicznej. Był to początek astronomii jako nauki ścisłej.

Im głębiej ludzkość spoglądała w kosmos, tym więcej poznawała gwiazd, galaktyk, mgławic, gromad i układów gwiezdnych. Były i są one źródłem wciąż nowych zagadek, dotyczących powstania wszechświata i naszej planety Ziemii.

Astronomia to „niekończąca się historia” – i dlatego jest ona interesująca także dla nas – amatorów.

1.1 Wszechświat jako źródło fascynacji

Każdy nowy właściciel teleskopu chciałby, rzecz jasna, natychmiast zagłębić się w tajemnice wszechświata. Lecz obserwacja gwiazd możliwa jest tylko podczas bezchmurnych nocy. Jeśli więc pogoda nie od razu dopisze, to możemy wyko-rzystać ten czas, aby przygotować się do naszej pierwszej „kosmicznej” nocy. Z teleskopem warto zapoznać się przy świetle dziennym, gdyż w przyszłości będziesz musiał go ustawiać i montować w ciemności. Nasze krótkie ABC pomoże Ci uczy-nić pierwsze kroki w astronomii.

Kiedy więc wreszcie, po długim oczekiwaniu, wiatr rozpędzi obłoki, i na czystym niebie pojawią się gwiazdy, będzie to oznaczało, że nadszedł czas, aby nasz teleskop złapał swoje pierwsze światło – „FirstLight” – gdyż właśnie tak nazywają astronomowie amatorzy „chrzest” teleskopu pod gołym niebem. Chwila ta ma roz-strzygające znaczenie, ponieważ to właśnie ona decyduje o tym, czy zarazisz się fascynacją płynącą z nieba pełnego gwiazd, czy też, zdenerwowany, rozczarowany i zniechęcony, wkrótce porzucisz swoje nowe hobby. W epoce lotów kosmicznych jesteśmy wręcz rozpieszczani zdjęciami astronomicznymi, wykonywanymi przez sondy kosmiczne i wielkie teleskopy naziemne. Emitowane przez telewizję filmy fantastyczno-naukowe pełne są zapierających dech w piersiach ujęć gwiazd i mgła-wic. Oczekiwania stawiane przed naszym teleskopem są więc duże, zaś pierwsze spojrzenie w obiektyw może nawet nieco rozczarować. Z czasem jednak zauwa-żysz, że obserwacje obiektów w przestrzeni kosmicznej, dokonywane na własną rękę, to wspaniała i fascynująca pasja. Aby środki, zainwestowane w nabycie tele-skopu nie okazały się daremnym wydatkiem, producenci postanowili przygotować ten krótki przewodnik, który będzie Ci towarzyszył podczas pierwszych kroków w tym fascynującym świecie. Nie jest naszym zamiarem zagłębianie się w meandry nauki; chcemy wprowadzić Cię w praktyczne aspekty obsługi teleskopu i wskazać niektóre obiekty, które będziesz mógł obserwować.

1.2 Historia Astronomii

Astronomia w naukowym rozumieniu rozwijała się w przeciągu ostatnich 4000 lat. Tym niemniej wydaje się oczywistym, że ludzkość, od zarania swoich dziejów, a więc już od kilkuset tysięcy lat, zajmowała się problemami ciał niebieskich i struktury wszechświata. Z rytuałów o charakterze religijnym rozwinęłą się w przeciągu tysiąc-leci nauka, którą dzisiaj znamy: współczesna astronomia,.

Wstęp - Wszechświat jako źródło fascynacji


Początkowo ludzie budowali proste, z czasem zaś coraz doskonalsze i bardziej pre-cyzyjne instrumenty do obserwacji ruchu słońca, księżyca, planet i gwiazd. Wiedza, zgromadzona przy pomocy jeszcze stosunkowo prymitywnych środków przez sta-rożytne kultury Egipcjan, Greków, Babilończyków, Majów i Chińczyków zadziwia nas jeszcze dzisiaj. Czy n.p. Stonehedge, w miejscowości Salisbury w południowej Anglii, było kalendarzem astronomicznym i miejscem kultu celtyckich druidów? Dlaczego położenie piramid w Gizie odwzorowuje prawie doskonale gwiazdozbiór Oriona? W jaki sposób Majowie potrafili przewidzieć zaćmienia Słońca? W jaki sposób narody starożytności wykorzystywały astronomię do celów uprawy ziemi, religii, polityki? Są to fascynujące pytania, które do dnia dzisiejszego nie straciły na aktualności.

Za początek nowoczesnej astronomii uważany jest rok 1604, kiedy to Galileusz skierował swoją prostą lunetę optyczną w nocne niebo i dokonał pierwszych obser-wacji.

Wynalazek teleskopu był źródłem wielu niespodzianek. Odkryto, że Droga Mleczna – ów słabo świecący pas, przecinający firmament – składa się z miliardów gwiazd.

Niewielkie, jasne plamki na niebie zostały zidentyfikowane jako galaktyki – systemy gwiezdne, podobne do Drogi Mlecznej, w skład której wchodzi nasze Słońce, jako jedna z prawie nieskończonej liczby gwiazd. Wraz ze wzrostem mocy teleskopów, rosła liczba nowoodkrywanych gwiazd i mgławic. Okazało się, że wielkość wszech-świata przewyższa o wiele tysięcy razy wyobrażenia astronomów starożytności.

Zastosowanie technologii lotów kosmicznych oraz błyskawiczny rozwój nowych instrumentów badawczych przyczynił się do wielkiego skoku w rozwoju astronomii. Wiedza astronomiczna w 1990 r. potroiła się w porównaniu z wczesnymi latami pięćdziesiątymi. Można sobie to wyobrazić w sposób następujący: W wyniku trudu astronomów wszystkich pokoleń, począwszy od nastarszych kultur Chin, Egiptu, Ameryki środkowej i południowej, Grecji itd., poprzez reformatorów astronomii począktu czasów nowożytnych, takich jak Kopernik, Kepler, Galileusz i Newton, aż do pierwszych obserwacji z wykorzystaniem wielkich teleskopów Mount Wilson i Mount Palomar w pierwszej połowie XX. wieku włącznie, nie zgromadzono takiej ilości wiedzy, jak w przeciągu ostatnich trzydziestu lat.

W 1990 r. wystrzelony został pierwszy teleskop kosmiczny: „Hubble-Space-Telescope”. Był to początek nowego rozdziału w niekończącej się historii astrono-mii.

W latach dziewięćdziesiątych wystrzelono w kosmos całą gamę różnorodnych sate-litów i sond, które wykorzystując najróżniejsze metody badały tak Układ Słoneczny jak i bardziej oddalone obszary przestrzeni kosmicznej.

W 1999 r., na pustyni Atacama w Chile, oddano do użytku ESO „Very Large Telescope” (VLT – oznacza „bardzo duży teleskop”). Jest to jeden z największych teleskopów optycznych świata. Składa się on z czterech oddzielnych teleskopów o średnicy zwierciadeł 8,2 m. Jest on wspomagany przez układ trzech mniejszych, ruchomych teleskopów o średnicy zwierciadeł 1,8 m. Dzięki niebywałej rozdziel-czości optycznej oraz doskonałym warunkom atmosferycznym stanowiska, VLT umożliwia uzyskiwanie obrazów o niezwykłej ostrości, pochodzących od niezwykle słabych i bardzo oddalonych obiektów. Jego moc przewyższa nawet możliwości teleskopu kosmicznego Hubble.

7

Wstęp - Historia Astronomii

Ryc. 2: Saturn – gazowy olbrzym z pierścieniami. Ujęcie wykonane przez teleskop Hubble. Zdjęcie: NASA i STScI

Ryc. 1: Teleskop „Hubble” na orbicie okołoziemskiej. Zdjęcie: NASA i STScI


2. Spojrzenie w niebo pełne gwiazdCo widzę, w to wierzę...Na pierwszy rzut oka ziemia wydaje się płaska, przykryta półsferą firmamentu. Lecz w rzeczywiskości Ziemia to niewielka, okrągła planeta. Zaś niebo nie jest – jak wierzono w przeszłości – półsferą, lecz otacza Ziemię ze wszystkich stron. W przeciągu 24 godzin Ziemia obraca się jeden raz wokół osi własnej. Kontynenty na jej powierzchni są zwrócone przez pewną część doby w kierunku Słońca, zaś przez jej resztę są one od Słońca odwrócone. Ruch ten odczuwamy jako zmianę dnia i nocy. Obserwując niebo bezchmurną nocą przez dłuższy czas, zauważy-my, że gwiazdy nie stoją w miejscu. Pojawiają się one na wschodzie i zachodzą na zachodzie. Na podstawie tego rodzaju obserwacji, ludzie przeszłości byli przekonani, że widzialne sklepienie niebieskie stanowi wewnętrzną stronę kuli, która zamyka się pod dyskiem ziemi, zaś gwiazdy podnoszą się i opadają za horyzont.

Ponieważ wzajemne pozycje ogromnej większośći gwiazd oraz ich jasność nie ulegają zmianie, wierzono, iż są one przymocowane do nieboskłonu i nazywano je gwiazdami stałymi (łac: stellae fixae).

Nikt nie był w stanie określić wielkości sfery niebieskiej. Miała ona być – jak już wtedy uważano – niezmierzona, gdyż człowiek wydawał się zawsze być w jej centrum – niezależnie od tego, gdzie na Ziemi się znajdował.

...a jednak się kręci...Musiały minąć wieki, zanim ludzie zauważyli, że to nie gwiazdy obracają się wokół Ziemi, lecz Ziemia kręci się wokół własnej osi.

Pozorny ruch gwiazd na firmamencie wynika z obrotu Ziemi wokół osi własnej. Rotacja ta sprawia, iż określone fragmenty sfery niebieskiej są widoczne dla obserwatora w przeciągu 24 godzin (gdyż tyle trwa pełny obrót Ziemi wokół własnej osi).

W ciągu dnia widzimy, jak Słońce pozornie podnosi się na wschodzie, pozostaje przez kilka lub kilkanaście godzin na niebie i znika za horyzontem – pozornie zachodzi. Nocą, z kolei, obserwujemy pozorny ruch gwiazd. I nie tylko Słońce wschodzi i zachodzi. Zachodzi i wschodzi także księżyc; obserwujemy wscho-dzące i zachodzące gwiazdy i planety. Dotyczy to, rzecz jasna, wszystkich obiek-tów na niebie.

Istnieją różne instrumenty optyczne.Rozpoczynając dzisiaj obserwację nieba, powinieneś postawić sobie pytanie: „Co chciałbym zobaczyć?” i – „jak szczegółowe mają być moje obserwacje?” Obserwacje firmamentu można prowadzić różnymi sposobami. Można ich doko-nywać nieuzbrojonym okiem, obserwując n.p. gwiazdozbiory i „spadające gwiaz-dy”. Można również używać lornetki do obserwacji konstelacji gwiazd i planet. Jeżeli jednak chcesz bardziej zbliżyć się do obiektów w przestrzeni kosmicznej i badać planety, komety oraz galaktyki, potrzebujesz dużego teleskopu. Jeżeli, oprócz obserwacji nieba, chcesz obserwować obiekty naziemne, powinieneś zaopatrzyć się w lornetkę lub spektyw. Również specjalnie wyposażone telesko-py soczewkowe nadają się do obserwacji naziemnych.

2.1 Obserwacje nieuzbrojonym okiem

Znajdując się późnym wieczorem na dworze i obserwując firmament nieuzbro-jonym okiem, można dostrzec niektóre charakterystyczne obiekty niebieskie nawet nie posiadając przygotowania astronomicznego. W zależności od natę-

8

2. Spojrzenie w niebo pełne gwiazd - Co widzę, w to wierzę...


żenia światła i od „zanieczyszczenia” nocnego nieba przez oświetlenie miejskie, można zauważyć nawet niektóre słabo świecące obiekty. Przede wszystkim widzimy Księżyc – o ile jest on na niebie. Jest to najbliższy nam obiekt w kosmo-sie. Jeżeli jednak Księżyc jest niewidoczny, zaś noc – bezchmurna, możliwa jest wyraźna obserwacja również wielu innych ciał niebieskich. Nietrudno n.p. zoba-czyć świecącą wstęgę naszej rodzimej glalaktyki – Drogi Mlecznej. W zależności od pory roku i godziny możemy rozpoznać jasno świecącą gwiazdę Syriusza oraz planety: Wenus, Jowisz, Mars i Saturn. Gwiazdozbiory zajmują duże obszary na firmamencie, i niektóre z nich można zauważyć prawie natychmiast. Nawet osoby w niewielkim stopniu interesujące się astronomią mogą od razu rozpoznać pewne charakterystyczne konstelacje: np. Wielki Wóz lub Orion.

2.1.1 Obserwacja gwiazdozbiorów nieuzbrojonym okiemPozycje i układy gwiazd na nocnym niebie uskrzydlały już fantazję starożytnych. Zestawiali oni ciała niebieskie w konstelacj, i to właśnie od nich odziedziczy-liśmy nazwy gwiazdozbiorów. Polegli wojownicy przemierzali firmament, a potwory rodem z Hadesu walczyły z herosami. W ten właśnie mityczny sposób powstały znaki zodiaku. Szczególnie interesujące są tutaj n.p. mity związane z gwiazdozbiorem Oriona: Wojownik ów czychał na Plejady – siedem córek Atlasa. Artemida posłała skorpiona, który zabił prześladowcę. Kiedy więc Orion kryje się za zachodnim horyzontem, pojawia się na wschodzie jego morderca – Skorpion.

Orion, Wielki i Mały Wóz oraz litera W na nocnym Niebie (Kasjopeja) – to wyraźnie widoczne konstelacje, które nietrudno zlokalizować. Orion, n.p., jest to gwiazdozbiór widoczny przez całą zimę. Jest on nieco podobny do przekrzy-wionej klepsydry. Najłatwiej rozpoznać trzy gwiazdy pasa mitycznego łowcy, walczącego na nocnym firmamencie z Bykiem (łac. Taurus). Dobrze Widoczne są również gwiazdy, przedstawiające ramiona, głowę i nogi Oriona.

Wielki wóz można obserwować przez prawie cały rok. Również jego identy-fikacja nie nastręcza trudności. Przypomina on rzeczywiście wózek ręczny z kadłubem w formie trapezu i dyszlem. Gwiazdozbiór ten stanowi część Wielkiej Niedźwiedzicy.

Obserwacja spadających gwiazd nieuzbrojonym okiem.Już w dzieciństwie pokazywano nam spadające gwiazdy, mówiąc, że spełni nam się życzenie. Są one dobrze widoczne gołym okiem, i pojawiają się, gdy niewiel-kie kawałki materii kosmicznej wchodzą w atmosferę ziemi i spalają się wskutek tarcia atmosferycznego. Są to z reguły odłamki skalne o średnicy od 2mm do 30cm lub większe.

9

2. Spojrzenie w niebo pełne gwiazd - Obserwacje nieuzbrojonym okiem

Ryc. 5: Gwiazdozbiór Oriona (mitolo-giczny prześladowca Plejad)

Ryc. 4: Gwiazdozbiór Kasjopeji (mito-logiczna matka Andromedy)

Ryc. 6: Gwiazdozbiór Wielkigo Wozu (również Wielkiej Niedźwiedzicy)

Ryc. 3: Spektyw z pełnym wyposażeniem


2.2 Obserwacje przy pomocy lornetki

Dobra lornetka pozwala na obserwację wielu obiektów na niebie. Wyposażone w specjalne gniazda lornetki można też zamontować na statywie. O ile nieuzbro-jonym okiem jesteśmy w stanie obserwować zaledwie kilka tysięcy obiektów, to lornetka daje nam niezrównanie większe możliwości. Lecz liczy się nie tylko ilość, lecz także fakt powiększenia przedmitów obserwacji. Posiadając dobrą lornetkę możemy już, na przykład, śledzić księżyce planety Jowisz. Jeżeli zaś skierujemy wzrok nieco poniżej pasa Oriona, zobaczymy mgławicę Oriona M 42. Jest to gigantyczna chmura pyłu kosmicznego i gazu, którą ultrafioletowe promieniowa-nie gwiazd pobudza do świecenia.

Równie dobrze można obserwować przy pomocy lornetki galaktykę M 31 (ryc. 8) – naszego kosmicznego sąsiada. W zasadzie nie ma w tym nic dziwnego, gdyż powierzchnia, którą zajmuje ona na naszym niebie przekracza pięciokrotnie śred-nicę Księżyca w pełni. Jest to przepiękna galaktyka spiralna, podobna do naszej własnej (Drogi Mlecznej).

2.2.1 Obserwacje planet i księżyców przy pomocy lornetkiJeżeli widzisz jasną gwiazdę na niebie, której nie ma na mapie firmamentu, to jest to na pewno planeta. Ziemia jest jedną z dziewięciu planet, krążących w kosmosie wokół Słońca. Dwie z nich – Merkury i Wenus znajdują się bliżej Słońca, niż Ziemia. Pozostałe – Mars, Jowisz, Saturn, Neptun, Uran i Pluton – są bardziej oddalone od naszej gwiazdy centralnej, niż Ziemia.

Pięć planet, a mianowicie Merkurego, Wenus, Marsa, Jowisza i Saturna, można bez większego trudu obserwować nieuzbrojonym okiem lub przy pomocy lornet-ki. Dopóki jednak nie zobaczymy ich w okularze teleskopu, wydają się one być jasnymi gwiazdami. W związku z niewielkim powiększeniem lornetek, szczegó-łowe obserwacje planet nie są możliwe.

2.2.2 Obserwacje obiektów głębokiego nieba przy pomocy lornetkiPrzeglądając czasopisma poświęcone astronomii oraz materiały reklamowe niektórych producentów teleskopów, z pewnością natkniemy się na angloję-zyczne pojęcie DEEP SKY – w tłumaczeniu na język polski: „głębokie niebo”. W ten sposób astronomowie oznaczają wszystkie obiekty, znajdujące się poza Układem Słonecznym. Jest to cała kosmiczna „menażeria”, przezentująca się łowcy gwiazd, uzbrojonemu w lornetkę lub teleskop. Jak już wspomnieliśmy we wstępie, jesteśmy rozpieszczani przez media i reklamę, które wprost zasypują nas kolorowymi ujęciami lśniących mgławic gazowych. Oczekiwania początku-jącego astronoma amatora, który spodziewa się podobnych wrażeń od swojej lornetki, będą tutaj nieco rozczarowane. Wymienione wyżej ujęcia – to zdjęcia fofograficzne o ekstremalnie długim czasie ekspozycji, których nigdy bezpośred-nio nie zobaczymy – nawet przez największy teleskop. Ale nie powinno nas to zniechęcić, gdyż nawet normalna lornetka umożliwia o wiele lepszą obserwację nieba, niż nieuzbrojone oko. Maksymalna średnica źrenicy wynosi ok. 8mm. W przypadku lornetki o średnicy obiektywu wynoszącej zaledwie 50mm, powierzch-nia, na którą pada światło jest już tak duża, że jesteśmy w stanie obserwować gwiazdy 7-krotnie ciemniejsze, niż najsłabsze ciała niebieskie dostrzegane gołym okiem. Daje nam to duży wybór interesujących obiektów do obserwacji.

Im większa średnica obiektywu instrumentu optycznego, tym więcej gwiazd możemy zobaczyć. Lecz nawet największe obiektywy nie są w stanie przekazać nam wrażenia koloru. Jeśli porównać nasz wzrok z aparatem fotograficznym, to najdłuższy „czas ekspozycji” naszego mózgu, opracowującego obrazy padające na siatkówkę oka, wynosi ¼ sekundy. Fotografie mgławic gazowych lub galaktyk, wykonywane przez wielkie teleskopy wymagają czasów ekspozycji, liczonych w

10

2. Spojrzenie w niebo pełne gwiazd - Obserwacje przy pomocy lornetki

Ryc. 7: Lornetka według systemu Porro

Ryc. 8: Sąsiadująca z nami galaktyka – „Mgławica Andromedy”


godzinach. Tak więc dla normalnego obserwatora wszystkie koty nocą – mimo wszystko – pozostaną szare.

W przypadku gwiazd podwójnych lub gromad gwiezdnych, obserwacje bezpo-średnie są z reguły bardziej efektowne, niż zdjęcia. Wspaniałego wrażenia migo-czących rojów gwiazd nie sposób oddać na papierze fotograficznym. To właśnie tutaj możemy odczuć całe piękno praktycznej astronomii.

Podczas obserwacji obiektów głębokiego nieba, noc powinna być możliwie klarowna i ciemna. Nie tylko pogoda, lecz także światło Księżyca, rozjaśniające nocne niebo, jest naszym przeciwnikiem. Najlepiej więc dokonywać obserwacji podczas bezchmurnych nocy, gdy księżyc jest w nowiu i, w miarę możliwości, na bezludnych terenach, z dala od cywilizacji. Zanieczyszczenia świetlne, powo-dowane przez miasta, są tam najmniejsze.

2.2.3 Nietrudne są początki...Orientacja na nocnym firmamencie jest szczególnie ważna podczas obserwacji obiektów głębokiego nieba. Już w starożytności astronomowie katalogowali charakterystyczne gwiazdy w poszczególnych gwiazdozbiorach i dawali nazwy konstelacjom gwiazd – chociaż trzeba mieć naprawdę bujną wyobraźnię, aby w układach ciał niebieskich odnajdować obrazy mitycznych pierwowzorów. Większość nazw gwiazdozbiorów na półkuli północnej wywodzi się z mitologii greckiej. Jeżeli porównać niebo z globusem, to gwiazdozbiory są jak gdyby tery-toriami poszczególnych państw, zaś szczególnie jasne gwiazdy – to ich stolice. Poszukiwanie obiektów astronomicznych jest więc podobne do określania kon-kretnego miejsca na mapie. Charakterystyczne gwiazdy służą orientacji.

2.3 Obserwacje przy pomocy teleskopu

Istnieje wiele rodzajów teleskopów. Różnią się one między sobą co do wielkości, wykonania, systemu. Dla początkującego obserwatora gwiazd wybór właściwego modelu często nie jest prosty. Pewien doświadczony astronom powiedział kiedyś, że „każdy teleskop ma swoje własne niebo”. Nie sposób się z nim nie zgodzić. Decydującą rolę odgrywa nie długość ogniskowej, czy też średnica obiektywu lub zwierciadła, lecz wykorzystanie instrumentu w pełnym zakresie jego optycznych moż-liwości. W zasadzie można powiedzieć, że najlepszy dla początkujących jest niewielki i lekki refraktor (teleskop soczewkowy). Większe modele przeznaczone są raczej dla bardziej zaawansowanych amatorów astronomii, ponieważ ich montaż i obsługa wymagają już pewnego doświadczenia. Niewielki teleskop soczewkowy (lecz także zwierciadlany) można bez trudu zainstalować we własnym ogrodzie i od razu rozpo-cząć obserwacje nieboskłonu. W porównaniu z lornetką, teleskop umożliwia śledze-nie o wiele większej liczby obiektów na niebie. Jeżeli przez lornetkę mogłeś dostrzec ich tysiące, to teleskop daje możliwość obserwacji setek tysięcy ciał niebieskich. Lecz nie tylko niesłychana liczba obiektów dostępnych dla obserwacji decyduje o korzy-ściach płynących z używania teleskopów; o wiele większą rolę odgrywa tutaj fakt, iż instrumenty te są w stanie zbierać o wiele słabsze światło, dzięki czemu uzyskiwane obrazy wybranych obiektów mogą być o wiele bardziej szczegółowe.

Możliwości zastosowania teleskopów są bardzo szerokie. Przy pomocy teleskopu soczewkowego można nawet obserwować otoczenie. Czy to łańcuchy odległych gór, dzikie zwierzęta w lesie i na polu, czy też wydarzenia sportowe – granice wyznacza tutaj już tylko wyobraźnia. Również na niebie można znaleźć mnóstwo ciekawych celów – począwszy od Księżyca i planet Układu Słonecznego, aż do gromad kuli-stych, mgławic planetarnych i gazowych oraz galaktyk w otchłani wszechświata. Wybór jest wprost niezmierzony!

11

2. Spojrzenie w niebo pełne gwiazd - Obserwacje przy pomocy teleskopu

Ryc. 9: Teleskop zwierciadlany – reflektor Newtona

Ryc. 10: Teleskop soczewkowy – refraktor Fraunhofera


2.4 Księżyc

Księżyc jest największym i najjaśniejszym obiektem na nocnym niebie. Jego obserwowana wielkość gwiazdowa wynosi -12.5 mag. Ponieważ kształt, pozycja i jasność naszego naturalnego satelity i jego kraterów zmieniają się z nocy na noc, stanowi on wdzięczny przedmiot obserwacji. Sam Księżyc nie jest źródłem światła; odbija on tylko padające nań promienie słoneczne. Jest on naszym naj-bliższym sąsiadem w kosmosie. Odległość między Ziemią a Księżycem wynosi „zaledwie” 384.000 km. Wielkość naszego „kosmicznego towarzysza” odpo-wiada ok. ¼ średnicy Ziemi, zaś powstał on nieco później niż nasza planeta, mianowicie przed 3,9 miliardami lat.

2.4.1 Fazy KsiężycaKsiężyc krąży wokół Ziemi. W trakcie jednego obrotu, z ziemi widoczne są różne odbicia światła słonecznego padającego na powierzchnię Księżyca. Nazywamy je fazami lub kwadrami. Powtarzają się one co 29 ½ dnia. Prasa codzienna, a także witryny internetowe poświęcone pogodzie, często informują o aktualnej fazie Księżyca. Wyróżniamy cztery fazy Księżyca:

• nów (Księżyc jest niewidoczny)• pierwsza kwadra (Księżyc „przybywa”)• pełnia• ostatnia kwadra (Księżyc „ubywa”)

Ponieważ wschód i zachód księżyca opóźniają się z każdym kolejnym dniem o 52 minuty w stosunku do dnia poprzedniego, to o różnych porach dnia i nocy widoczne są różne fazy księżyca. Faza nowiu, gdy księżyc jest niewidoczny, jest fazą dzienną, podczas gdy pełnia może być obserwowana przez całą noc. Przybywający Księżyc najlepiej śledzić wieczorem, zaś ubywający – po półno-cy.

Ruch własny księżyca sprawia, iż przesuwa się on na tle gwiazd w kierunku wschodnim o wiele prędzej niż Słońce, „wyprzedzając” je w regularnych odstę-pach czasu. Okresy te nazywamy miesiącami synodycznymi, a trwają one 29 dni, 12 godzin i 44 minuty. Fazy Księżyca są skutkiem szybszego obrotu naszego satelity wokół Ziemi.

12

2. Spojrzenie w niebo pełne gwiazd - Księżyc

pełnia

Księżyc ubywa

Księżyc przybywa

nów

Ziemia Słońce


2.4.2 Odwrotna strona KsiężycaObserwując Księżyc, szybko stwierdzisz, że widoczna jest zawsze tylko jedna jego strona. Tłumaczy się to faktem, że Księżyc stale jest zwrócony tą samą stro-ną w kierunku Ziemi. Aż do roku 1959 nikt nie widział odwrotnej strony naszego naturalnego satelity, gdyż właśnie w tym roku bezzałogowa sonda rosyjska po raz pierwszy okrążyła Księżyc i przekazała na Ziemię fotografie jego dotąd skrytej strony.

2.4.3 Mapa KsiężycaMapa Księżyca na Stronach 12-13 przedstawia najważniejsze obiekty widoczne na jego powierzchni. Północ znajduję się u góry naszej mapy; znaczy to, że Księżyc przedstawiony został dokładnie tak, jak wygląda w rzeczywistości pod-czas obserwacji nieuzbrojonym okiem lub przy pomocy lornetki.

Obraz wielu teleskopów jest odwrócony: „stoi na głowie, zaś lewa i prawa stro-na są zamienione miejscami”. W takim przypadku u góry musiałoby, oczywiście, być południe. Według właśnie takiego obrazu teleskopowego zorientowanych jest wiele map Księżyca.

Wiele nazw obiektów widocznych na powierzchni Księżyca pochodzi z języka łacińskiego bądź angielskiego. Na naszej mapie użyto nazw łacińskich, gdyż to właśnie nimi posługują się najczęściej astronomowie.

Duża ilość przedstawionych tutaj obiektów może Cię na początku nieco zdez-orientować, lecz jesteśmy przekonani, że już wkrótce dobrze zapoznasz się z powierzchnią naszego satelity. Wystarczy do tego klilku księżycowych „space-rów”.

Jako pomoc w trakcie obserwacji mogą posłużyć zdjęcia powierzchni Księżyca wykonane z niewielkiej odległości. Do nabycia jest wiele wydawnictw książko-wych, a nawet globusy księżycowe wykonane z najróżniejszych materiałów i w różnych wymiarach.

Aby umożliwić identyfikację wszystkich obiektów mapy na tarczy Księżyca, warto obserwować naszego satelitę podczas wszystkich jego faz. Obiekty znaj-dujące się na granicy światła i cienia (linia terminatora) są szczególnie dobrze widoczne w okularze lornetki lub teleskopu. Granica ta nie jest całkowicie pro-stą linią, ponieważ przebiega ona przez wiele kraterów, łańcuchów górskich, dolin i mórz. Wbrew pozorom, faza pełni nie jest najlepszą porą dla obserwacji, gdyż odbite światło słoneczne „zagłusza” wszystkie inne obiekty (związane to jest z brakiem cienia na powierzchni Księżyca).

Im większe powiększenie teleskopu, tym więcej szczegółów na powierzchni Księżyca można zauważyć. Bardzo wartościowe obserwacje są jednak również możliwe z wykorzystaniem dobrej lornetki. Spektywy oczywiście także nadają się do obserwacji naszego satelity.

2.4.4 Maria (morza)Ciemne te obszary są charakterystycznymi obiektami na powierzchni Księżyca. Tworzą one dobrze nam wszystkim znanjomą „księżycową twarz”. Astronomowie starożytności byli przekonani, że plamy te – to morza i oceany. W rzeczywistości są to jednak tereny równinne, pokryte ciemnymi skałami wulkanicznymi. Tak więc w czasie, gdy Księżyc dopiero powstawał, były to rzeczywiście morza – tyle, że wypełnione roztopioną lawą.

13

2. Spojrzenie w niebo pełne gwiazd - Mapa Księżyca


14


Aristarchus

Kepler

Grimaldi OceanusProcellarum

Gassendi

SchickardTycho

Clavins

▲ 12 ▲ 14

▲ 1

▲Ptolomaeus

SinusAestuum

SinusMedii

Copernicus

Apennine

Mts.

Mare Imbrium

Plato

Sinus Iridum

Sinus Roris

V

Ilustracja przedstawia widoczną z Ziemi stronę Księżyca wraz z najbardziej charakterystycznymi elementami:

● = Maria (łac. morza)Morza to wielkie, ciemne obszary na powierzchni Księżyca. Są to ogromne i prastare kratery pokolizyjne, które początkowo były wypełnione lawą. Dzisiaj Księżyc wystygł zupełnie, i nie zawiera już warstw minerałów w stanie ciekłym

● = Montes (łac. góry)Są to łańcuchy górskie, powstałe jeszcze w okresie aktywnaści geologicznej Księżyca. Ich nazwy pochodzą od nazw gór na Ziemi (Alpy, Apeniny, Kaukaz)

● = KraterLiczne kratery na powierzchni Księżyca pochodzą przeważnie z okresu formowania się Układu Słonecznego. Ponieważ nasz naturalny satelita pozbawiony jest atmosfery, kratery nie ulegają erozji, a więc zachowały się w nienaruszonym stanie do dnia dzisiejszego. Zgodnie z uzgodnieniami międzynarodowymi, kratery są nazywane na cześć wielkich astronomów i uczonych.

● = Sinus (łac. zatoka)Chodzi tutaj o obszary mórz – częściowo także o kratery – wychodzące za ich przedziały

▲ = Misje w ramach programu Apollo (USA)Są to opatrzone numerami misji miejsca lądowania amerykań-skich misji Apollo w latach 60. i 70.

◗ = Bezzałogowe sondy NASA (USA)Są to opatrzone numerami misji miejsca lądowania amerykań-skich sond bezzałogowych Surveyor w latach 60.

★ = Bezzałogowe sondy Luna (ZSRR)Są to opatrzone numerami misji miejsca lądowania sowieckich sond bezzałogowych Luna w latach 60. i 70.


15


▲ 11

Leibnitz Mts.

Mare

Austral

e

RheitaValley

Piccolomini

Fracastorius

MareNectaris

Theophilus

▲ 15

★ 9◗ 1

◗ 3

◗ 7 ◗ 6

★ 13

★ 17

★ 23★ 24

★ 20★ 16

★ 21

▲ 16

▲ 17

Albategnius

SinusMedii

Caucas

us Mts.

Alpine

Valley Aristoteles

MareFrigoris

LacusSomniorum

Posidonius

MareCrisium

Mare Tranquillitatis

MareVaporum

Stofler

Dla porównania: Wypukłość powierzchni Ziemi


2.4.5 Mare (Liczba mnoga – „maria”) to łacińskie słowo oznaczające „morze”. Niektóre morza księżycowe mają obrys zbliżony do okręgu, „brzegi innzch natomiast są nieregularne.

2.4.6 KrateryKratery to okrągłe zagłębienia w gruncie Księżyca. Dla obserwatora wydają się one często bardzo głębokie, co jednak nie jest prawdą. Kratery otaczają pier-ścieniowe wały, a wiele z nich posiada ponadto wzniesienie w centrum (górka centralna). Mają one kształt kolisty. Pozornie owalne kratery na krawędzi tarczy księżyca są wynikiem złudzenia optycznego, wywołanego przez sferyczną formę Srebrnego Globu. Kratery powstały wskutek upadków meteorytów na powierzchnię Księżyca.

2.4.7 Kratery „promieniste”Kratery, od których centrum rozchodzą się promieniste smugi, są doskona-le widoczne podczas pełni, ponieważ ich powierzchnia pokryta jest jasnym, dobrze odbijającym światło materiałem geologicznym. Tego rodzaju kratery powstają w wyniku ekstremalnie silnych kolizji z dużymi odłamkami skalnymi. Promienie rozchodzące się od tych kraterów na powierzchni Księżyca mogą mieć setki kilometrów długości. Najbardziej znanym kraterem księżycowym tego typu jest Tycho (nazwany tak na cześć duńskiekiego astronoma Tychona Brahe ur. 1546, zm. 1601).

2.5 Obserwacje Układu Słoneczn ego p rzy pomocy teleskopu

Niebo gwiaździste jest przedmiotem obserwacji od wielu tysięcy lat. Już starożytni zbierali gwiazdy w konstelacje i odkryli, że określone gwiazdozbiory pojawiają się i znikają na firmamencie regularnie każdego roku. Mogłoby się wydawać, iż gwiazdy przmocowane są na stałe do sklepienia niebieskiego a ich wzajemnye pozycje na firmamencie są niezmienne. Tym niemniej zauważono także obiekty, które zmie-niają swoje położenie wśród gwiazd stałych. Tak więc wyróżniamy gwiazdy stałe i „wędrujące”. Te ostatnie nazywamy planetami. Poruszają się one wzdłuż bardzo nietypowych trajektorii – lecz zawsze na tle zodiaku. W płaszczyźnie zodiaku poru-szają się wprawdzie także Słońce i Księżyc, ale ruch ich, obserwowany z Ziemi, wydawał się astronomom przeszłości o wiele mniej chaotyczny. Zagadka orbit planetarnych została ostatecznie rozwiązana przez niemieckiego astronoma Jana Keplera (ur. 1571, zm. 1630), co nie przysporzyło mu przyjaciół, gdyż był on w związku z tym – i wbrew obowiązującym w owych czasach dogmatom – zmuszony przyznać, że planety krążą wokół słońca.

Początkowo znanych było tylko pięć planet: Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn. Uran, Neptun i Pluton zostały odkryte dopiero w XVIII.-XX. ww.

Dla obserwacji amatorskiej dostępne są prawie wszystkie planety. Wyjątek stanowi tutaj Pluton, który jest zbyt mały i słaby. Uran i Neptun są wprawdzie widoczne, lecz z reguły nie stanowią one interesujących obiektów. Planety te są zbyt oddalone.

Jeśli zauważysz jasną „gwiazdę”, której nie ma na mapach nieba, to jest to na pewno planeta (z greckiego: „wędrowiec”). Ziemia jest jedną z dziewięciu planet, krążących w kosmosie wokół Słońca. Dwie z nich – Merkury i Wenus znajdują się bliżej, zaś pozostałe – Mars, Jowisz, Saturn, Neptun, Uran i Pluton – są bardziej oddalone od Słońca, niż Ziemia.

16

2. Spojrzenie w niebo pełne gwiazd - Obserwacje Układu Słonecznego przy pomocy teleskopu

Ryc. 12: Powierzchnia Księżyca w całości pokryta jest kraterami

Ryc. 13: Ogromne „kratery promieni-ste” na powierzchni Księżyca

Ryc. 11: Te gładkie powierzchnie w zamierzchłej przeszłości rzeczywi-ście były morzami – wypełnionymi lawą


Pluton został odkryty w 1930 r. przez amerykańskiego astronoma Clyde’a W. Tombaugh’a (ur. 1906, zm. 1997). Astronomowie długo zastanawiali się, czy Pluton naprawdę jest planetą, czy też być może tylko księżycem, który wypadł z orbity Neptuna. W podobnej odległości od Słońca odkryto jednak w międzyczasie wiele obiektów, w większości wprawdzie znacznie mniejszych od Plutona, tym niemniej posiadających bardzo podobne do niego cechy. Naukowcy wychodzą z założenia, że istnieje wciąż jeszcze wiele nieodkrytych planetoid.

Pięć planet można stosunkowo łatwo rozpoznać nieuzbrojonym okiem lub przy pomocy lornetki. Są to: Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn. Obserwowane gołym okiem, planety te są podobne do bardzo jasnych gwiazd lub główek szpilek, lecz w obiektywie lornetki lub teleskopu wyglądają one jak niewielkie tarczki.

Obserwowana przez teleskop gwiazda wydaje się być, niezależnie od powięk-szenia, jasnym punktem. Planeta przypomina cienki, oświetlony dysk, który, przy dobrej widoczności, sprawia wrażenie przestrzenne. Jeśli udało Ci się choć raz rozpoznać planetę na niebie, to na pewno będziesz umiał odróżnić ją od gwiazd także gołym okiem.

2.5.1 Gdzie szukać planet?Planet nie ma na mapach nieba, gdyż zmieniają one – powoli lecz nieustannie – swoją pozycję na tle gwiazd stałych. Prowadząc obserwację określonej planety w przeciągu kilku tygodni, będziesz mógł zrozumieć jej ruch. Pozycje planet znajdują się zawsze wśród gwiazdozbiorów zodiaku. Poruszają się one wzdłuż wyobrażonej linii na firmamencie, którą określamy jako ekliptyka. Linię tę znaj-dziesz na większości map gwiezdnego nieba.

2.5.2 Obserwacje planet.Planety nie świecą same, lecz odbijają światło Słońca. Odbite światło jest tak jasne, że są one dobrze widoczne nawet przy dużej liczbie obcych źródeł świa-tła w wielkich miastach (zanieczyszczenia świetlne) i w czasie pełni Księżyca.

17


Ryc. 15: Przebieg ekliptyki

Ryc. 14: Schemat Układu Słonecznego

Układ Słoneczny


Obserwacja detali na powierzchni planet jest jednak bardzo trudna. Aby zoba-czyć szczegóły na powierzchni Marsa lub Jowisza, potrzebny jest już większy teleskop, zaś noc musi być naprawdę bardzo klarowna. Można wtedy obserwo-wać także wspaniałe pierścienie Saturna. Obserwowanie planet nieuzbrojonym okiem jest jednak również fascynującym zajęciem. Zwłaszcza, jeśli śledzimy je przez kilka lub kilkanaście kolejnych nocy, zwracając przy tym uwagę na zmiany w ich jasności.

2.5.3 Pozycja planet w stosunku do SłońcaPonieważ odległości pomiędzy planetami, które wraz z Ziemią okrążają naszą gwiazdę macierzystą, a Słońcem są różne, zmienia się również również wzajem-ne położenie planet. Bywa więc, iż Ziemia znajduje się, wraz z inną planetą, po tej samej stronie Słońca – kiedy indziej, zaś zajmują one pozycje po przeciwle-głych stronach gwiazdy centralnej. Astronomowie używają tutaj specjalnegych określeń dla poszczególnych pozycji planet. Przedstawiamy je w diagramie, ryc. 16. Zwróć uwagę, że przyjęto różne określenia dla pozycji planet wewnętrznych i zewnętrznych. Wraz ze zmianą ich położenia w stosunku do Ziemi, zmianie ulega także wygląd planet na firmamencie. Wydaje się nam że są one wielkie i jasne, kiedy znajdują się blisko, zaś małe, niepozorne, kiedy są oddalone od naszej planety.

2.5.4 A oto – planety!Zapraszamy na małą wycieczkę przez Układ Słoneczny. Zaczniemy zwiedzanie od Merkurego – planety najbliższej Słońcu:

Merkury – chyżonogi posłaniec bogów.*Merkury – planeta krążąca w bezpośrednim sąsiedztwie Słońca – jest dobrze widoczny przez teleskop i stanowi interesujący obiekt dla obserwacji – chociażby już dlatego, że nieczęsto udaje się złapać go w obiektyw. Podobno nawet wielki Kopernik (ur. 1473, zm. 1543), będąc już na łożu śmierci, żałował, że nigdy nie udało mu się zobaczyć Merkurego. Z nami jednak aż tak źle nie będzie...

Merkury obiega Słońce w ciągu zaledwie 88 dni. Jest on widoczny tylko wtedy, gdy jego odległość kątowa od tarczy Słońca jest dostatecznie duża. Maksymalnie może ona wynosić 27°. Znaczy to, że Merkurego można obserwo-wać co najwyżej na dwie godziny przed wschodem lub dwie godziny po zacho-dzie Słońca. Astronomowie określają tę odległość jako największą wschodnią bądź zachodnią elongację. Jeżeli Merkury znajduje się – w stosunku do naszej pozycji – przed (koninkcja dolna) lub za (koninkcja górna) tarczą słoneczną, jest on dla nas niewidoczny. Dlatego też przy obserwacji konieczna jest dobry seeing nad horyzontem, aby światło Merkurego mogło się przebić przez wieczorny blask zachodzącego Słońca.

Cóż jednak można zobaczyć na samym Merkurym? Ponieważ orbita planety znajduje się wewnątrz orbity Ziemi, możliwe jest obserwowanie faz Merkurego – podobnych do faz Księżyca. Jeżeli odległość kątowa Merkurego od Słońca jest duża, to możemy zobaczyć niewielką oświetloną w połowie tarczę planety. Jej znalezienie nie jest jednak łatwe, gdyż z reguły kryje się ona w rozjaśnionym poranną lub wieczorną zorzą obszarze nieba. Turbulencje powietrzne, zakłó-cające widoczność nad horyzontem, często poważnie utrudniają obserwację. Maleńki sierp Merkurego można więc zidentyfikować tylko z dużym trudem. Szczegółów powierzchni planety rozpoznać się nie da, mimo, że Merkury – to obok Marsa jedyna planeta Układu Słonecznego, której powierzchnia nie jest spowita obłokami. Zdjęcia, wykonane przez sondy kosmiczne, pokazały, że powierzchnia planety, podobnie jak nasz Księżyc, jest pokryta kraterami.

18


Ryc. 16: Pozycje planet wewnętrznych i zewnętrznych

Ryc. 17: Merkury. Ujęcie wykonane przez amerykańską sondę kosmiczną Mariner 10/NASA


Wenus – lśniąca piękność*O wiele wdzięczniejszym przedmiotem obserwacji jest Wenus – znana nam jako jasna Gwiazda Zaranna lub Gwiazda Wieczorna. Podobnie jak Merkurego, rów-nież tę planetę możemy obserwować w postaci sierpa zaś jej orbita także znaj-duje się wewnątrz orbity Ziemi. Średnia odległość pomiędzy Wenua i Słońcem wynosi 108 milionów kilometrów – jest więc dwukrotnie większa, niż odległość pomiędzy Słońcem a Merkurym. Większa jest też maksymalna odległość kątowa Wenus od Słońca, wynosząca maksymalnie 47°. Planetę można obserwować przez cztery godziny przed wschodem lub cztery godziny po zachodzie Słońca. Ponieważ Wenus jest bardzo jasna, jej lokalizacja na niebie jest o wiele łatwiej-sza, niż w przypadku Merkurego. Przy klarownej pogodzie bywa ona widoczna nawet w ciągu dnia. W okularze teleskopu widzimy ją jako bardzo wyraźny sierp. Szczegóły na jej powierzchni nie są widoczne, gdyż planetę spowija gęsta warstwa chmur. Przy pomocy teleskopu o ogniskowej przynajmniej 100 mm i z użyciem wysokich wartości powiększenia, można zauważyć delikatne cienie na powłoce chmur. Mogą tutaj pomóc filtry barwne, często używane przez ambit-nych obserwatorów planet.

Bardzo rzadkim wydarzeniem jest przejście Wenus lub Merkurego na tle tarczy słonecznej. Planeta przemierza powoli dysk gwiazdy, powodując miniaturowe zaćmienie Słońca. Dla normalnych obywateli zupełnie obojętne, wydarzenie to jest jedym z punktów szczytowych w życiu każdego pasjonata astronomii. Czarny dysk planety przesuwający się na ognistym tle tarczy Słońca – to naprawdę nie-zapomniane wrażenie.

UWAGA!!! Bardzo ważne! Nigdy nie zapominaj!!!Podczas obserwacji Słońca należy chronić oczy stosując odpowiednie filtry przeciwsłoneczne! Bezpośrednie spojrzenie w Słońce przez teleskop prowadzi do natychmiastowej i nieodwracalnej ślepoty! Spoglądanie w słońce gołym okiem jest również bardzo niebezpieczne!

*UWAGA! Podczas obserwacji Merkurego i Wenus należy zwrócić uwagę na Fakt, że obie planety znajdują się w niewielkiej odległości od Słońca. Zachowaj ostrożność! Podczas prób lokalizacji tych planet, nigdy nie kieruj wzroku w pobliże Słońca, ani tym bardziej w samo Słońce! Może to dopro-wadzić do natychmia stowego i nieodwracalnego uszkodzenia siatkówki oka, a nawet do utraty wzroku.

Czerwony sąsiad – MarsJednym z najbardziej interesujących obiektów astronomicznych jest bez wąt-pienia Mars. Jest to jedyna planeta, której powierzchnię możemy obserwować przy pomocy teleskopów amatorskich. Najkorzystniejszym okresem dla prze-prowadzania obserwacji tej planety jest opozycja Marsa, to znaczy czas, kiedy Ziemia znajduje się dokładnie pomiędzy Marsem, a Słońcem. Warto wtedy bardziej uważnie przyjrzeć się powierzchni Czerwonej Planety. Widoczne będą ciemniejsze obszary oraz jasne czapy polarne z zestalonego dwutlenku węgla. Różnorodne, ciemniejsze i jaśniejsze odcienie powierzchni planety odpowiadają różnym barwom gruntu marsjańskiego, w którego składzie przeważają minerały zawierające żelazo. Rozrzedzona atmosfera Marsa i znaczne różnice temperatur pomiędzy nocną i dzienną stroną planety są przyczyną częstych i silnych burz piaskowych, wciąż zmieniających oblicze naszego sąsiada. Teleskop amatorski pozwala więc w ograniczonym zakresie nawet na obserwację warunków klima-tycznych Czerwonej Planety.

W trakcie obserwacji Marsa, zasadniczą rolę odgrywa aktualna odległość pomiędzy Marsem a Ziemią. Odległość ta podlega bardzo silnym wahaniom. W

19


Ryc. 18: Wenus sfotografowana przez amerykańską sondę kosmiczną Galileo/NASA

Ryc. 19: Rzadki fenomen: Wenus przechodzi przed tarczą słoneczną. Ujęcie J. Ide przy pomocy telesopu zaopatrzonego w filtr słoneczny i kamery Canon EOS 300 D.

Ryc. 20: Mars. Ujęcie wykonane przez teleskop Hubble/NASA


zależności od wzajemnej pozycji obydwu planet wynosi ona od 56 do ok. 400 milionów kilometrów. Sprawia to, że średnica tarczy planety jest czasem mniej-sza, a czasem większa. 28. Sierpnia 2003 r. odległość pomiędzy Marsem a Ziemią wyniosła zaledwie 56 milionów kilometrów. Czerwona planeta wydawała się szczególnie duża. Obserwatorzy Marsa od dawna już z niecierpliwością ocze-kiwali tego wydarzenia, ponieważ ma ono miejsce tylko raz na tysiąc lub nawet dwa tysiące lat.

Tym razem Czerwona Planeta ujawniła o wiele więcej szczegółów, niż podczas opozycji 1997 r., która miała miejsce w afelium Marsa. Wtedy nasz kosmiczny sąsiad znajdował się w odległości ok. 100 milionów kilometrów od Ziemi.

Wskazówka: Podczas naszego spaceru przez Układ Słoneczny używamy wyrażeń fachowych, które w samym tekście wytłumaczone są tylko powierzchow-nie. Wyjaśnienia wszystkich użytych terminów zostały zebrane w załączo-nym słowniczku, zaczynającym się na stronie 56 naszego poradnika.

Jowisz i taniec księżycówPrzejdźmy teraz do prawdziwych prominentów wśród planet Układu Słonecznego – do Jowisza i Saturna. Obydwie planety raz w roku znajdują się w opozycji do Ziemi, dzięki czemu można je dobrze obserwować jeszcze na kilka tygodni przed i w kilka tygodni po największym zbliżeniu.

Jowisz jest bardzo jasnym i charakterystycznem ciałem niebieskim. Osoby bez przygotowania astronomicznego często mylą go z planetą Wenus. Pełna wędrówka Jowisza przez płaszczyznę zodiaku trwa prawie 12 lat. Znaczy to, że jego opozycja w stosunku do Ziemi rokrocznie przesuwa się o jeden miesiąc. Mimo wielkiej odległości pomiędzy naszą planetą a Jowiszem, wynoszącej nawet podczas zbliżenia ponad 600 milionów kilometrów, obserwowana tarcza planety ma średnicę ok. 40 sekund kątowych. Jowisz jest planetą gazową, w skład której wchodzi przede wszystkim wodór, hel, amoniak i inne związki chemiczne. Jest ona pokryta gęstą warstwą chmur. W atmosferze Jowisza można obserwować wiele interesujących zjawisk: Planetę okrążają różnokolorowe pasma obłoków. W teleskopach amatorskich szczególnie dobrze widoczne są dwa z nich, aczkol-wiek po kilku minutach intensywnej obserwacji możemy rozpoznać ich więcej. Być może zobaczysz nawet słynną „Wielką Czerwoną Plamę” – gigantyczny antycyklon, który trwa już przynajmniej od 300 lat, a jego średnica dwukrotnie przekracza średnicę Ziemi.

Ponieważ jeden obrót Jowisza wokół własnej osi trwa ok. 10 godzin, Czerwona Plama nie zawsze jest widoczna; możemy ją obserwować tylko wtedy, gdy znajduje się ona na zwróconej ku ziemi, dziennej stronie Jowisza. Duża szybkość rotacji własnej planety sprawia, że jest ona spłaszczona na biegunach i ma lekko owalną formę.

Jakość obserwacji zależy w dużej mierze od aktualnych turbulencji atmosferycz-nych. Astronomowie amatorzy określają ją pojęciem „seeing”, co można przetłu-maczyć jako widoczność. Przy dobrej widoczności możliwa jest obserwacja wielu interesujących szczegołów tarczy Jowisza, takich jak n.p. główne pasma chmur, czy też wielka czerwona plama, nawet przy pomocy prostego, 4-calowego (102 mm) teleskopu.

Jak już nadmieniliśmy w nagłówku, atrakcje Jowisza nie wyczerpują się tylko struk-turami chmur na tarczy planety. Już Galileo Galilei (ur. 1564, zm. 1642) odkrył cztery niewielkie punkty świetlne, stale zmieniające swoje pozycje wokół Jowisza.

20


Ryc. 21: Jowisz. Ujęcie wykonane przez sondę kosmiczną Voyager 1/NASA

Ryc. 22: Jowisz i trzy z jego księżyców. Zdjęcie wykonano przy pomocy prostego teleskopu dla początkujących.


Księżyce te, zwane również Galileuszowymi, widoczne są już przez bardzo małe teleskopy, a nawet lornetki, chociaż potrzebna jest tutaj absolutnie spokojna ręka lub – statyw. Pozostałe satelity Jowisza – jest ich ponad pięćdziesiąt – są zbyt małe dla teleskopów amatorskich. Księżyce, które możemy obserwować, to Io, Kallisto, Ganimedes i Europa. Pozycje księżyców Jowisza podlegają ciągłym zmianom i tworzą każdego wieczoru inną konstelację. Często możemy zobaczyć jak któryś z księżyców znika za lub przechodzi przed tarczą planety. Podczas przejść księżyców przed tarczą Jowisza powstają niewielkie zaćmie-nia, które przy dobrej widoczności można obserwować jako czarne cienie na na powierzchni planety. Dane o pozycjach księżyców Jowisza można znaleźć w rocznikach astronomicznych, jak n.p. w niemieckojęzycznym „Kosmos Himmelsjahr”. Są tam wyszczególnione wszystkie wydarzenia astronomiczne danego roku, co sprawia, że roczniki te są interesującą lekturą – nie tylko dla właścicieli teleskopów

Władca pierścieni – SaturnSpośród wszystkich planet Układu Słonecznego największe wrażenie sprawia Saturn. Ilustracje tego upierścienionego ciała niebieskiego znane są chyba każ-demu. Ale ogladanie rysunków i zdjęć jest niczym w porównaniu z obserwacją „na żywo”. Zdarzało się już, że ludzi, którzy po raz pierwszy w życiu zobaczyli Saturna w okularze teleskopu, nie można było później oderwać od instrumen-tu. Zwłaszcza podczas opozycji, kiedy średnica dysku Saturna wynosi ok. 20 sekund kątowych, istnieją najlepsze warunki dla obserwacji planety i jej pier-ścieni. Przy sprzyjających warunkach atmosferycznych, w okularach większych teleskopów amatorskich można nawet zauważyć dzielącą pierścienie Przerwę Cassiniego. Osobliwością Saturna są zmiany prześwitu pierścieni: Ponieważ pierścienie te są lekko nachylone w stosunku do płaszczyzny orbity Ziemi, możemy, w przeciągu 30 lat, obejrzeć je ze wszystkich stron. Obserwując Saturna w roku 1995, patrzyliśmy w kierunku równoległym do płaszczyzny pierścieni, i same pierścienie były dla nas niewidoczne. W latach póżniejszych prześwit pierścieni rozszerzał się coraz bardziej, aby osiągnąć w 2002 r. naj-większą wartość. Przez cały ten okres widoczna była górna ich strona. W latach następnych – i aż do dania dzisiejszego – pierścienie widoczne są od dołu. Podobnie jak Jowisz, również Saturn posiada księżyce, które możemy obser-wować przy pomocy teleskopu amatorskiego. Najbardziej charakterystycznym z nich jest Tytan, lecz dla obserwacji amatorskich dostępne są także Rea, Dione, Tetyda oraz Japet. Aktualne pozycje księżyców można znaleźć w rocznikach astronomicznych, jak n.p. w niemieckojęzycznym „Kosmos Himmelsjahr”. Są tam wyszczególnione wszystkie wydarzenia astronomiczne danego roku.

W otchłaniach Układu SłonecznegoNastępnymi planetami w Układzie Słonecznym są Uran i Neptun. Na rubieżach systemu planetarnego krąży Pluton.

Lokalizacja Urana z wykorzystaniem dostępnych nam środków jest trudna. W oku-larze teleskopu ten gazowy olbrzym wydaje się być tylko maleńkim zielonkawym punktem, który łatwo pomylić z gwiazdą. Podczas obserwacji Urana warto więc mieć na podorędziu mapę gwiezdną lub odpowiednie oprogramowanie.

Planeta Neptun – to również gazowy olbrzym. Podobnie jak w przypadku Saturna i Urana, struktury chmur widoczne są tutaj również jak przez mgłę. Obserwacja Neptuna jest właściwie możliwa tylko dla teleskopów o średnicy obiektywu powy-żej 6 cali (152 mm). Interesującym fenomenem tej planety jest – podobnie, jak w przypadku Jowisza – ogromna anomalia atmosferyczna, która jednak jest niedo-strzegalna dla teleskopów amatorskich.

21


Ryc. 23: Saturn sfotografowany przez sondę kosmiczną Voyager 2/NASA

Ryc. 24: Saturn. Zdjęcie wykonano przy pomocy prostego teleskopu dla początkujących.

Ryc. 25: Uran sfotografowany przez sondę kosmiczną Voyager 2/NASA


Plutona, najdalszej planety Układu Słonecznego, nie można obserwować – ani nieuzbrojonym okiem, ani z wykorzystaniem dostępnych nam środków. To niewiel-kie ciało niebieskie, składające się głównie z lodu i skał, jest raczej planetoidą niż planetą z prawdziwego zdarzenia. Planetka ta, o średnicy niespełna 2.250 kilo-metrów, to lodowaty i pozbawiony atmosfery glob, którego wokółsłoneczna orbita różni się od orbit wszystkich innych planet (patrz ryc. 12, str. 15). Pluton został odkryty jako planeta dopiero w 1930 r, i pewnie tylko temu faktowi zawdzięcza on swój „planetarny” status, chociaż w rzeczywistości planetą na pewno nie jest.

...a co jeszcze jest ciekawego?Gdy już nieco poznaliśmy Księżyc, Słońce, Planety i ich widoczne przez tele-skop osobliwości, nadeszła pora zająć się pozostałymi fenomenami Układu Słonecznego.

Asteroidy i planetoidyOprócz wielkich dziewięciu planet, w Układzie Słonecznym krąży mnóstwo stosun-kowo drobnych odłamków skalnych. Większość z nich jest zgromadzona pomię-dzy orbitami Marsa i Jowisza. Obserwowane przez teleskop, niewielkie te obiekty wyglądają niepozornie. Możliwości niedużych teleskopów amatorskich dopuszcza-ją obserwację zaledwie 73 ze znanych planetoid. W rocznikach astronomicznych możemy czasem znaleźć dane czterech największych z nich: Ceres, Pallas, Westy i Junony. Obserwacja szczegółów powierzchni tych skał, o średnicy mniejszej niż 1000 km, nie jest możliwa. Także lokalizacja tych planetek nie jest łatwa, lecz jeśli się uda, to można śledzić ich ruch na nieboskłonie. Wymaga to jednak dużej dozy cierpliwości i dobrego rozeznania w topografii nieba, więc raczej nie jest odpowied-nim zajęciem dla początkujących astronomów-amatorow.

KometyPo ponownym pojawieniu się na niebie Komety Halleya, spektakularnym upadku Komety Shoemaker-Levy 9 na powierzchnię Jowisza w lipcu 1994r., również w latach 1996 i 1997 byliśmy wprost rozpieszczani przez wspaniale wyglądające komety na nocnym niebie.

Chyba nikt nie uchronił się przed spektaklem medialnym, którego „bohaterami” były komety Hyakutake i Hale’a-Boppa.

Nawet nieuzbrojomym okiem można było obserwować głowy i przepiękne war-kocze obu komet. W przypadku Komety Hale’a-Boppa, uważanej za kometę stulecia, już przez lornetkę można było zauważyć zarówno lekko wygięty war-kocz pyłowy, jak i świecący błękitnawą poświatą warkocz jonowy, powstający w wyniku wzbudzanej przez wiatr słoneczny emisji cząsteczek gazu. Przez tele-skop były widoczne olbrzymie dżety – erupcje gazu i pyłu z jądra komety, które dostarczały materiału dla warkoczy. W przeciągu całych tygodni blask komety był silniejszy, niż światło najjaśniejszych gwiazd na naszym niebie. Nie wiadomo, czy jeszcze kiedykolwiek będziemy świadkami podobnego zjawiska. Komety są nieprzewidywalne, a ich odkrycia – z reguły przypadkowe. Nic więc dziwnego, że wielu astronomów-amatorów wyspecjalizowało się w ich poszukiwaniach. Wiele komet zostało odkrytych przez amatorów i nazwanych ich imieniem. Polowanie na komety – to naprawdę duże wyzwanie dla najambitniejszych z nas! Każdego roku odkrywane są pomniejsze komety, które można jeszcze dostrzec w okula-rze teleskopu. Ponadto istnieją również komety krótkookresowe, pojawiające się w naszym sąsiedztwie co kilka lub kilkadziesiąt lat. Zazwyczaj są one niepozorne – niewielkie mgliste plamki w polu widzenia teleskopu. Do poszukiwań komet konieczne jest możliwie jak najciemniejsze niebo.

22


Ryc. 27: Sfotografowana przez sondę kosmiczną NASA Galileo asteroida Ida

Ryc. 28: Kometa Hyakutake. Zdjęcie J. Newton.

Ryc. 26: Neptun. Zdjęcie NSSDC/baza danych NASA


W związku z nieprzewidywalnością komet, roczniki astronomiczne nie publikują żadnych danych o ich pozycjach. Bieżące dane można znaleźć na łamach cza-sopism fachowych lub na stale aktualizowanych stronach internetowych.

Dobrym źródłem danych o kometach jest n.p. (niemieckojęzyczne) czasopismo „Sterne und Weltall” (wydawnictwa Spektrum), witryny internetowe NASA lub VdS (Vereinigung der Sternfreunde e.V. – niem. Zrzeszenie Przyjaciół Gwiazd) – Grupa Specjalistyczna „Komety” – lub też strony internetowe International Astronomical Union Circular, które można znaleźć pod adresem http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/.

Oprócz tego istnieje wiele prywatnych witryn internetowych poświęconych tej tematyce. Aby je znaleźć, wystarczy po prostu wpisać hasła „astronomia” i „obserwacje komet” w wyszukiwarce.

Jeżeli nie masz dostępu do tego rodzaju źródeł, stosownych informacji na pewno udzielą Ci stowarzyszenia astronomiczne i obserwatoria. Pod adresem www.astronomie.de/gad/ na pewno znajdziesz obserwatorium ulokowane w pobliżu Twojego miejsca zamieszkania. Dane dotyczące komet są jednak nie zawsze wiarygodne: mogą one zawierać odchylenia w stosunku do rzeczywistej pozy-cji obiektu, rzędu kilku lub kilkunastu minut kątowych, zaś prognozy odnośnie do ich jasności mogą zupełnie mijać się z prawdą – gdyż komety są po prostu nieobliczalne. Właśnie dlatego polowanie na komety jest zajęciem wielce emo-cjonującym zaś udane określenie pozycji tych kapryśnych obiektów stanowi duży sukces – nawet dla doświadczonego astronoma.

Ważna wskazówka:Planetoidy są obiektami nie rzucającymi się w oczy, zaś światło wielu komet jest bardzo słabe.

Znalezienie tych obiektów jest bardzo trudne, zaś w warunkach ograniczo-nej widoczności – zupełnie niemożliwe. Dla początkujących astronomów-amatorów poszukiwania takie mogą być jeszcze zbyt skomplikowane. Tym bardziej, że istnieje mnóstwo interesujących ciał niebieskich, których obserwacja jest o wiele prostsza.

2.5.5 Obserwacja teleskopowa obiektów głębokiego niebaPrzeglądając czasopisma poświęcone astronomii oraz materiały reklamowe nie-których producentów teleskopów, z pewnością natkniemy się na anglojęzyczne pojęcie DEEP SKY – w tłumaczeniu na język polski: „głębokie niebo” lub „głę-boki kosmos”. Osobom bez przygotowania astronomicznego pojęcie to może się kojarzyć z fantastyką naukową, ale jego znaczenie jest zupełnie inne.

Kiedy mówimy o głębokim kosmosie, mamy oczywiście na myśli także obce galaktyki – ale mimo to nie opuszczamy naszej rodzinnej planety. Pod pojęciem „obiekty głębokiego nieba” astronomowie rozumieją wszelkie ciała niebieskie poza granicami układu słonecznego. Jak już pisaliśmy we wprowadzeniu do naszego ABC, jesteśmy dzisiaj wręcz rozpieszczani przez massmedia i reklamę, gdzie wciąż widzimy kolorowe ujęcia rozświetlonych mgławic i galaktyk. Jeśli ktoś myśli, że podobne obrazy zobaczy w okularze teleskopu, to bardzo się zawiedzie.

Wymienione wyżej ujęcia – to zdjęcia fofograficzne o ekstremalnie długim czasie ekspozycji; widoki, których nigdy bezpośrednio nie zobaczymy – nawet przez największy teleskop. Ale nie powinno nas to zniechęcać, gdyż teleskop pozwala zobaczyć o wiele więcej, niż nieuzbrojone oko. Maksymalna średnica źrenicy

23


Ryc. 29: Kometa Machholz. Zdjęcie G. Strauch.

Ryc. 30: Otwarta gromada gwiazd w Plejadach. Zdjęcie C. Kimbal

Ryc. 31: Plejady. Tutaj – obserwowa-ne przez okular SuperPlössl 12,5


wynosi ok. 8mm. W przypadku teleskopu o średnicy obiektywu wynoszącej zale-dwie 50mm, powierzchnia, na którą pada światło jest już na tyle duża, że może-my obserwować gwiazdy 7-krotnie ciemniejsze, niż najsłabsze ciała niebieskie widziane gołym okiem.

Spróbujmy więc najpierw znaleźć gwiazdy podwójne Mizar i Alkor w gwiazdozbio-rze Wielkiego Wozu. Znalezienie siedmiu jasno świecących gwiazd Wielkiego Wozu nie sprawi nam na pewno większych trudności. Lecz która z nich nazywa się Mizar? Rzućmy okiem na mapę nieba. Druga gwiazda dyszla licząc od lewej strony – to właśnie gwiazda podwójna Mizar/Alkor. Spróbujmy teraz skierować szukacz na tę gwiezdną parę. Przy odrobinie praktyki, powinno się to udać od razu. ...i oto, w okularze teleskopu pojawia się przepiękny duet gwiazd Mizar i Alkor. Odnieśliśmy sukces! Skierowaliśmy nasz teleskop na pierwszy obiekt głębokiego nieba.

Niestety nie wszystkie ciała niebieskie dają się lokalizować tak łatwo jak Mizara i Alkora, lecz z czasem będziesz czuł się coraz pewniej wśród gwiazd nocnego nieba. I nie martw się, że na początku nie wszystko się udaje: nie od razu Kraków zbudowano. A pomoce naukowe, takie, jak mapy nieba i roczniki astronomiczne są łatwo dostępne i niedrogie.

Wybierzmy się więc w podróż kosmiczną. Spróbujmy najpierw rozpoznać poszczególne gwiazdozbiory na podstawie charakterystycznych, jasno świecą-cych gwiazd, i udajmy się na poszukiwanie przepięknych obiektów do obserwa-cji, ukrytych w otchłaniach wszechświata. Zanim jednak wyruszymy, przeczy-tajmy jeszcze kilka zdań na temat możliwości obserwacji gwiazdozbiorów. Nie każda konstelacja gwiazd jest stale widoczna na niebie. Na swojej długiej drodze wokół Słońca, Ziemia daje nam możliwość obserwacji wciąż nowych fragmen-tów nieba. Każdej nocy gwiazdozbiory wschodzą ok. czterech minut później niż jeszcze dobę wcześniej. Wraz z upływem czasu cały nieboskłon przesuwa się w kierunku zachodnim. Cykl ten powtarza się każdego roku, i musi upłynąć 365 dni, zanim obserwowana przez nas dzisiaj konstelacja gwiazd ponownie wróci na to samo miejsce na nieboskłonie. Jeżeli n.p. dzisiaj o północy określona gwiazda wskazuje dokładnie kierunek południowy, to już jutro wskaże ona ten sam kierunek o cztery minuty prędzej. Przesunięcie to sprawia, że latem widzimy inne niebo, niż zimą. Jeżeli zamierzamy spędzić noc na obserwacjach nieba, to należy uprzednio wybrać obiekty które zamierzamy śledzić, zgodnie z aktualną porą roku. Poszukiwania mgławicy Oriona – która jest obiektem zimowym – w połowie sierpnia, są więc zupełnie pozbawione sensu. W rozdziale 2.7, zatytuło-wanym „Najpiękniejsze obiekty nieba i ich pory roku” (str. 29 i następne) przygo-towaliśmy mały przewodnik, informujący o najciekawszych widzialnych obiektach i okresach ich pojawienia się na nieboskłonie. Informujemy tam również, jak znaleźć porządany obiekt z pomocą obrotowych map nieba lub oprogramowania symulującego planetarium.

24


Ryc. 33: Oprogramowanie Planetarium symuluje cały nieboskłon.

Ryc. 32: Wielki Wóz (stanowiący również fragment Wielkiej Niedźwiedzicy)

Alkor/Mizar


Gwiazdy, gromady gwiazd, mgławice i galaktykiKiedy będziemy przyglądać się gwiaździstemu niebu, to prędzej czy później zauważymy słabe źródła rozproszonego światła. Mogą to być mgławice, gromady gwiazd, Droga Mleczna lub inne odległe galaktyki.

Jaśniejsze z tych obiektów znajdziemy na mapach nieba. Kilka z nich chcielibyśmy tutaj nieco bliżej przedstawić.

Droga MlecznaDroga Mleczna – nasz ojczysty system gwiezdny – jest galaktyką spiralną. Widzimy ją w postaci połyskliwej wstęgi, rozciągającej się przez cały firmament – przy czym jest to tylko część naszej galaktyki. Obserwowana z zewnątrz Droga Mleczna wyglądałaby jak dysk o średnicy 100.000 i grubości 10.000 lat świetlnych (1 rok świetlny jest równy odległości 9,46 biliona kilometrów). Wszystkie gwiazdy Drogi Mlecznej poruszają się wokół środka masy galaktyki. Zarówno nasze Słońce wraz ze wszystkimi planetami i księżycami, jak i miliardy innych gwiazd na peryferiach galaktyki okrążąją, w trwa-jącej wiele milionów lat podróży, jądro Drogi Mlecznej. Jeżeli spojrzymy na wstęgę Drogi Mlecznej przez lornetkę lub teleskop, zobaczymy, że składa się ona z milionów „stłoczonych” gwiazd. Nasza galaktyka liczy ponad dwieście miliar-dów gwiazd i przypomina z zewnątrz gigantyczną spiralę. Przypuszczlnie jest ona bardzo podobna do galaktyki spiralnej

25


Ryc. 34: M33 sfotografowana przy pomocy 8’’ teleskopu Schmidta-Newtona i kamery Canon EOS 300 D


M 31. Nasza maleńka planeta, wraz z całym Układem Słonecznym znajduje się w jednym z ramion spiralnych, na peryferiach galaktyki – w miejscu, które na ryc. 35 oznaczyliśmy zielonym punktem ( •). Czerwona strzałka ( ) ukazuje kierunek, naszych obserwacji. Widzimy więc tylko niewielki wycinek znajdują-cego za nami ramienia galaktyki spiralnej. Wszystkie gwiazdy, które widzimy na Drodze Mlecznej, znajdują się w naszej galaktyce. Zobaczyć, co znajduje się za tym zbiorowiskiem gwiazd nie sposób – nawet przy pomocy najpotężniejszych teleskopów. Nikt nie wie jak wygląda część wszechświata, skryta za migoczącą wstęgą Drogi Mlecznej.

GalaktykiDroga Mleczna jest tylko jedną z niezliczonej ilości galaktyk we wszechświe-cie. Podczas klarownych nocy kilka z nich można zobaczyć z Ziemi nawet bez pomocy instrumentów optycznych. Wyglądają one jak nieostre plamki światła na nieboskłonie; w rzeczywistości zaś są to zbiorowiska milionów gwiazd. Kontury galaktyk można uwidocznić, fotografując te obiekty z ekstremalnie długim czasem ekspozycji. Galaktyki występują przeważnie w grupach. Grupa, której częścią jest również Droga Mleczna – zwana również Grupą Lokalną – składa się z ok. 30 galaktyk rozciągniętych w przestrzeni o promieniu 2,5 miliona lat świetlnych. Nie wszystkie galaktyki są galaktykami spiralnymi. Istnieją galaktyki asymetryczne, kuliste, eliptyczne. W bezpośrednim sąsiedztwie Drogi Mlecznej znajdują się dwie niesymetryczne galaktyki karłowate, znane jako Mały i Wielki Obłok Magellana. Obserwować je można wyłącznie z półkuli południowej.

Bardzo znana galaktyka znajduje się w gwiazdozbiorze Andromedy. Jest ona widoczna nawet gołym okiem. Oddalona od nas o 2,2 miliona lat świetlnych, wygląda ona jak mglista plamka na nieboskłonie. Jest to jednak duża galaktyka spiralna, podobna do naszej.

Gromady gwiazd

Rozróżniamy dwie klasy gromad gwiazd: Gromady otwarte składają się z młodych gwiazd, które zupełnie niedawno powstały z mgławic galaktycznych (świecących chmur wodorowych i helowych). Inna klasa gromad gwiazd – to gromady kuliste. Są one znacznie większe i bardziej od nas oddalone, niż gromady otwarte. Obie klasy gromad gwiazd można jednak obserwować już przy pomocy prostych tele-skopów dla początkujących.

2.6 Praktyka obserwacji: porady i sugestie

2.6.1 Przygotowania do pierwszej nocyDo nocy, którą chcemy spędzić na obserwacji nieba, trzeba się dobrze przygo-tować. Przede wszystkim musimy już znać nasz teleskop. Z obsługą instrumentu radzimy zaznajomić się jeszcze za dnia. Należy przynajmniej raz przeprowadzić próbny montaż instrumentu jeszcze przy świetle dziennym, a także przetesto-wać obsługę ewentualnie dołączonych do teleskpou, elektrycznych elementów wyposażenia, takich jak napędy prowadzące lub podświetlane lunetki bieguno-we. Umożliwi to znaczną oszczędność czasu podczas montażu teleskopu nocą, i pozwoli Ci na pełną koncentrację podczas obserwacji nieba. Także justowanie lunetki szukacza o wiele lepiej przeprowadzić za dnia, ponieważ dokonywa-nie tych ustawień nocą wymaga już pewnego doświadczenia. Bardzo dobre punkty odniesienia podczas tej niezbędnej czynności stanowią oddalone wieże kościołów. Wybór stanowiska obserwacyjnego powinien być również dobrze przemyślany. Mieszkańcy wielkich aglomeracji miejskich będą musieli wyjechać z teleskopem na wieś. Tylko w ten sposób mogą oni uciec od zalewu świateł latarni ulicznych i banerów reklamowych. Na ciemnym niebie widać o wiele wię-

26


Ryc. 36: Galaktyka spiralna w Andromedzie (M31). Zdjęcie J. Ware.

Ryc. 37: Galaktyka Sombrero jest również galaktyką spiralną, widzianą jednak z boku. Ujęcie to udało się J. Hootowi.

Ryc. 38: Gromada kulista gwiazd M13. Zdjęcie J. Newton.

Ryc. 35: Ilustracja naszej własnej galaktyki – Drogi Mlecznej


cej niż na zaświetlonym firmamencie wielkich metropolii. Mieszkańcy obszarów wiejskich są tutaj w znacznie lepszej sytuacji. Jeżeli wybieramy się z teleskopem na wieś, to przyszłe stanowisko obserwacyjne należałoby obejrzeć już za dnia: Nikt przecież nie chce utonąć w bagnie albo przez całą noc walczyć z plagą komarów. Należy również unikać stanowisk podmokłych, gdyż przy spadku tem-peratury elementy optyczne szybko pokrywają się rosą. Idealnymi miejscami dla obserwacji są niewielkie wzniesienia, których korzyścią dodatkową jest z reguły dobry widok na horyzont.

Noce, jak wiadomo, bywają chłodne. Nie należy więc zapominać o zabraniu ciepłej odzieży. Przemarzniętemu astronomowi nawet najlepsze obserwacje nie sprawią przyjemności. Termos z gorącą kawą lub herbatą jest ważnym źródłem ciepła. Lecz co jeszcze powinniśmy załadować do samochodu lub przyczepki roweru? Oczywiście teleskop wraz z wyposażeniem, ciepły koc, gorące napoje, ponadto ważna jest również latarka (z reflektorem pokrytym czerwoną folią celo-fanową), zaś jako dodatkowy środek pomocniczy może posłużyć nam lornetka. Dobrze jest pomyśleć o miejscu siedzącym i zabrać z sobą składane krzesełko lub taboret. Stolik campingowy sprawdza się doskonale jako powierzchnia na której można złożyć potrzebne akcesoria. Nie należy, rzecz jasna, zapomnieć o mapach nieba. Radzimy przejrzeć je już przy świetle dziennym i dokonać wstęp-nego wyboru interesujących nas obiektów do obserwacji. Ułatwi nam to ich póź-niejszą lokalizację na niebie. Z czasem zauważysz, że coraz lepiej orientujesz się na nocnym firmamencie, i będziesz kierował swój teleskop na coraz trudniejsze obiekty. Na początku jednak doradzamy obserwację ciał niebieskich, które nie-trudno znaleźć na niebie i, do których jeszcze wrócimy.

Po przybyciu na stanowisko obserwacyjne, rozpoczynamy montaż teleskopu i orientujemy instrument w kierunku północnym – zgodnie z instrukcją obsługi. Po upływie ok. pół godziny, wzrok nasz przyzwyczai się do mroku, i dostrzeżemy gołym okiem więcej gwiazd, niż w chwili przybycia. Niestety, to przystosowanie naszego wzroku do ciemności znika od razu, gdy tylko spojrzymy w jasne źró-dło światła. Mogą to być reflektory samochodu lub nawet światło latarki. Co do pierwszego źródła światła, to nie powinniśmy mieć z nim problemów, gdyż chyba nikt nie zamierza obserwować nieba na parkingu. Co zaś się tyczy latarki, to reflektor można okleić czerwoną folią. Światło koloru czerwonego w stosunkowo małym stopniu zakłóca przystosowanie naszych oczu do warunków nocnych. Idealne dla naszych potrzeb są latarki z czerwonym filtrem świetlnym.

Dostosowanie się teleskopu do temperatury otoczenia wymaga również pew-nego czasu. Dopiero po wyrównaniu temperatur, instrument może wykorzystać całą swoją moc. W trakcie stygnięcia teleskopu, cyrkulacja powietrza wewnątrz tubusu powoduje wyraźny efekt falowania obrazu. Teraz, kiedy wszystko jest już przygotowane, a czas wyczekiwania dobiegł wreszcie końca, możemy po raz pierwszy spojrzeć w niebo przez nasz teleskop. Na początku najlepiej używać słabo powiększających (długoogniskowych) okularów, pozwalających, przy stosunkowo niewielkim powiększeniu, ogarnąć stosunkowo duży wycinek niebo-skłonu (pole widzenia). Łatwiej jest wtedy znaleźć obiekt, który chcemy obser-wować. Naszym pierwszym przedmiotem obserwacji może być n.p. Księżyc albo – w zależności od aktualnej sytuacji na niebie – któraś z planet. Jeżeli noc jest bezksiężycowa, zaś planet na firmamencie brak, możemy skierować obiektyw teleskopu na znalezioną uprzednio na mapie gwiezdnej gwiazdę podwójną lub gromadę gwiazd. Niezależnie od obiektu obserwacji, podstawą jest zachowanie spokoju. Przecież niebo nam nie ucieknie, a przyszłość przyniesie jeszcze wiele nocy pełnych gwiazd.

27

2. Spojrzenie w niebo pełne gwiazd - Praktyka obserwacji: porady i sugestie

Ryc. 39: Świecąca na czerwono dioda LED wraz z klipsem do przymo-cowania do odzieży


2.6.2 Optymalne warunki obserwacji. PoradyPodczas obserwacji teleskopowych Słońca, Księżyca, planet i gwiazd, bardzo ważną rolę odgrywają okoliczności pracy. Należą do nich stanowisko obserwa-cyjne, widoczność, stan techniczny teleskopu i samopoczucie obserwatora. Tylko korzystne warunki obserwacji umożliwiają pełne wykorzystanie optycznych możliwości teleskopu. Praca w niekorzystnych warunkach może być przyczyną wielu rozczarowań, a nawet wzbudzić wątpliwości co co jakości nabytego tele-skopu. Zaprezentowane tutaj porady i sugestie pomogą Ci podjąć decyzję, czy warto w danych okolicznościach podejmować obserwacje, czy też lepiej zostać w domu.

Stanowisko obserwacyjneStanowisko obserwacyjne powinno być możliwie ciemne i oddalone od naziem-nych źródeł świała, takich jak latarnie uliczne czy reflektory samochodów. Powinno ono również umożliwiać obserwację we wszysktich kierunkach. Należy również zadbać o to, aby stanowisko było chronione przed wiatrem, gdyż może on powodować nieporządane drgania teleskopu. Możliwe jest użycie do tego celu parawanu plażowego lub campingowego. Idealnego stanowiska obserwacyjnego nie znajdziemy najprawdopodobniej w miejscu zamieszkania. Większość z nas zamieszkuje zwarte osiedla, zaś naszymi stanowiskami obser-wacyjnymi są z reguły ogródki przydomowe, balkony lub tarasy. Aby zniwelować wpływ naziemnych źródeł światła na wyniki obserwacji można użyć n.p. .czarnej parasolki przeciwsłonecznej. Inną możliwością jest tutaj zarzucenie czarnej tka-niny na głowę obserwatora i okular teleskopu – podobnie jak to czynili pierwsi fotografowie, aby wyraźnie widzieć obraz powstający w kamerze. Ważne jest wreszcie, aby stanowisko obserwacyjne posiadało umocniony grunt, umożli-wiający stabilne ustawienie statywu teleskopu. Dokonywanie obserwacji przez (nieważne otwarte, czy zamknięte) okno z ogrzewanego pomieszczenia nie jest możliwe. Szyby okienne powodują zbyt wiele zakłóceń. Bardzo zły wpływ na jakość obrazu w teleskopie miałaby tutaj również różnica temperatur pomiędzy pokojem mieszkalnym i ogródkiem: doprowadziłoby to do silnego falowania i tym samym poważnych zakłóceń obrazu. Regulacja ostrości obiektu nie byłaby możliwa.

Widoczność (Seeing)Das lokale Wetter und der Zustand der Erdatmosphäre beeinflussen die Qualität Pogoda panująca na stanowisku obserwacyjnym oraz ogólna sytuacja atmos-feryczna mają zasadniczy wpływ na jakość obrazu w teleskopie. Obserwując obiekty astronomiczne patrzymy zawsze poprzez warstwę powietrza, otaczającą Ziemię. Jeżeli porównać proporcję grubości atmosfery i średnicy naszego globu, to grubość otoczki powietrznej Ziemi odpowiada mniej więcej grubości skórki jabłka. Gdy warstwy atmosfery są niespokojne i dochodzi do przemieszania zim-nych i ciepłych prądów powietrza, dobre obserwacje – zwłaszcza na wysokich powiększeniach – są prawie niemożliwe. Tego rodzaju turbulencje charakteryzu-ją się silnym migotaniem gwiazd we wszystkich kolorach tęczy. Szczególnie w okresie zimowym są one natychmiast zauważalne.

Innym zjawiskiem, mającym negatywny wpływ na jakość obserwacji, są chmury lodowe na dużych wysokościach. Przejawiają się one obecnością różnobarw-nych kręgów, otaczających Słońce lub Księżyc.

Również jasne letnie noce nadają się tylko w ograniczonym zakresie do obserwa-cji słabo świecących obiektów. Światło księżyca, rozjaśniające tło nieba, także udaremnia wykorzystanie wszystkich możliwości naszego teleskopu.

28


Ryc. 40: Teleskop soczewkowy z założoną zaślepką przeciwkonden-sacyjną


W Europie środkowej najlepszy okres dla obserwacji nieba przpada na jesień i wiosnę, kiedy niebo jest klarowne, warstwy atmosferyczne wolne od turbulencji i nie występuje zamglenie. Obserwowane gołym okiem gwiazdy płoną wtedy spokojnie, zaś nieboskłon przypomina czarny aksamit.

Stan techniczny teleskopuAby umożliwić wyrównanie temperatur teleskopu i otoczenia, należy go ustawić na stanowisku na ok. 30 minut przed rozpoczęciem obserwacji. Podczas doko-nywania obserwacji może czasem dojść do zaparowania zwierciadła lub socze-wek. Rosę można usunąć n.p. przy pomocy ogrzewacza chemicznego, który można nabyć w sklepach z artykułami dla wędkarzy. Dobre wyniki można też uzyskać używając suszarki do włosów (ewentualnie zaopatrzonej w 12 V wtyczkę do zapalniczki zamochodowej). W żadnym wypadku nie należy usuwać konden-satu z elementów optycznych ścierką, ponieważ może to doprowadzić do ich porysowania. Aby opóźnić pojawienie się kondensatu na elementach teleskopu, można również użyć zaślepki przeciwkondensacyjnej, którą należy wsunąć lub wkręcić na przednią część tubusu. O ile nie wchdziła ona w skład zestawu, to można ją nabyć jako wyposażenie dodatkowe.

Samopoczucie obserwatoraObserwacje astronomiczne to nie sport wyczynowy. Służą one w pierwszym rzę-dzie odprężeniu i wzbogaceniu wiedzy. Do obserwowania nieba najlepiej przy-stępować będąc wypoczętym. Zmęczonemu astronomowiobserwacje niewiele dadzą, prócz jeszcze większego zmęczenia – zarówno ciała jak i ducha.

Chcielibyśmy także napisać tutaj parę słów o naszym najcenniejszym instrumen-cie obserwacyjnym – o oku. Podczas obserwacji nocnych, oczy uzyskują pełną sprawność po mniej więcej półgodzinnym przebywaniu w ciemności.

Maksymalna średnica źrenicy oka wynosi u osób młodych 8 mm. Z wiekiem wartość ta z reguły się zmniejsza. Na zmiany oświetlenia źrenice reagują wprawdzie w przeciągu sekund, lecz do chwili pełnej, wspomaganej przez produkowane w organizmia substancje chemiczne adaptacji oka do nocnych warunków musi upłynąć ok. 30 minut. W przypadku kontaktu z jasnym źródłem światła, przystosowanie ta znika prawie od razu, i proces adaptacji zaczyna się od początku. Dlatego też w trakcie obserwacji należy w miarę możliwości unikać jaskrawych źródeł światła.

Reflektory samochodowe lub nawet jasne światło latarki likwidują od razu efekt dopasowania się wzroku do ciemności, i musimy potem odczekać kolejne pół godziny, zanim nasze oczy ponownie przyzwyczają się do mroku. Jest to naprawdę zadziwiający fenomen biologiczny.

Ogólne wskazówki dla obserwatorów 1. Przygotuj sobie z zawczasu listę obiektów do obserwacji. Unikniesz w ten

sposób niezdecydowania w obliczu rozgwieżdżonego nieba. Uwzględnij okoliczności obserwacji: Księżyc w pełni n.p. pozbawi Cię wszelkiej satys-fakcji, którą mógłbyś uzyskać z obserwacji obiektów głebokiego nieba – nawet wtedy, gdy stanowisko obserwacyjne jest daleko od wszelkich zanie-czyszczeń przez naziemne źródła światła. W takiej sytuacji lepiej skierować obiektyw teleskopu na jaśniejsze obiekty.

2. Ograniczaj ilość obiektów, które chcesz obserwować. Co za dużo, to nie-zdrowo. Studiuj uważnie lokalizację wybranych obiektów na mapach nieba. Dzięki temu znajdziesz je o wiele szybciej na firmamencie.

29



3. Obserwację warto zacząć od obejrzenia nieba przy pomocy lornetki, dla uzy-skania lepszej orientacji. W związku z zawężonym polem widzenia teleskopu, orientacja jast nierzadko utrudniona – nawet przy małych powiększeniach. Najważniejsze jest tutaj częste ćwiczenie!

4. Obserwuj zlokalizowane obiekty przez dłuższy czas. Staraj się odprężyć oczy. Unikaj wytężania wzroku; nie przyciskaj oka do muszli okularu. Im dłużej przyglądamy się ciału niebieskiemu przez oklar teleskopu, tym więcej szczegółów dostrzegamy. Docierające do naszego oka światło jest często tak słabe, że sharmonizowanie i osiągnięcie pełnych możliwości telesko-pu, oka i percepcji wymaga dłuższego czasu. Z czasem można się tego nauczyć. Oko nie jest tylko pasywnym instrumentem optycznym. Widzenie jest czynnym działaniem. Jako doświadczony obserwator będziesz w stanie rozpoznać znacznie więcej niż na początku Twojej przygody z astronomią. Nawet Galileusz (ur. 1564, zm. 1642) i Izaak Newton (ur. 1643, zm. 1727), obserwując niebo przy pomocy swych niewielkich teleskopów, także musieli najpierw nauczyć się widzieć. Tym samym szlakiem poszli ich liczni naśla-dowcy. I przed Tobą droga ta stoi otworem.

5. Zaprowadź dziennik obserwacji w którym będziesz notował swoje wrażanie. Możesz to robić opisując lub rysując zaobserwowane obiekty.

6. Nie zawsze zdjęcie jest najlepszym rozwiązaniem. Można również wyko-nywać rysunki obserwowanych obiektów. Nawiasem mówiąc, rysunki są bardzo popularne wśród entuzjastów obiektów głębokiego nieba. Nadają sie one również doskonale dla początkujących astronomów, ponieważ zagadnienia fotografiki astronomicznej są często niedostępne dla niewta-jemniczonych. Używając ołówków o różnych twardościach oraz stosując różne techniki wycierania, będziesz w stanie odwzorować mnóstwo obiek-tów astronomicznych. A gdy porównasz własne rysunki z fotografiami profe-sjonalistów, to na pewno będziesz bardzo zaskoczony.

30



2.7 Najpiękniejsze obiekty nieba i ich pory roku

Zima

M42 albo słynna Mgławica Oriona, znajduje się nieco poniżej trzech gwiazd pasa tej charakterystycznej konstelacji. Jest to bardzo jasna mgławica emisyjna i doskonały obiekt do obserwacji dla każdego teleskopu.

Hiady, pomiędzy „rogami” gwiazdozbioru Byka, oraz Plejady to wielkie tzw. Otwarte gromady gwiazd. Szczególnie Plejady są bardzo dobrze widoczne, nawet gołym okiem. Znajdują się one na północny zachód od Oriona, zaś najle-piej obserwować przy niewielkim powiększeniu.

Wiosna

31

2. Spojrzenie w niebo pełne gwiazd - Najpiękniejsze obiekty nieba i ich pory roku

Ryc. 41: Siedem córek Atlasa; plejady umykają przed zbliżającym się ogromnym Orionem

M 42 - Mgławica Oriona

Orion

Byk

M 45 - Plejady

Hiady

Ryc. 42: Berenika, kochająca małżonka faraona Ptolomeusza III., ofiarowała bogini Afrodycie swoje włosy w intencji zdrowego powrotu męża z wojny.

Wielki Wóz

Lew

Rak

Warkocz Bereniki

M 51

Ryc. 43: Zdjęcie wykonane przez J. Ware przedstawia Galaktykę Wirową, M51


Galaktyka Wirowa M51 znajduje się nieco powyżej lewej gwiazdy dyszla Wielkiego Wozu. Jest to galaktyka podwójna, którą nietrudno znaleźć na ciemnym niebo-skłonie, przy pomocy teleskopu średniej wielkości. Aby ją obserwować, lepiej wyjechać na wieś. Miejskie zanieczyszczenia świetlnie bardzo utrudniają obser-wację tego obiektu.

Obiekt M44, zwany „Żłóbkiem” to wielka otwarta gromada gwiazd w gwiazdo-zbiorze Raka. Ponieważ znajdują się ona w pobliżu linii ekliptyki, często mijają ją Jowisz i Saturn. Jest to piękny widok!

Lato

M13 w konstelacji Herkulesa to najjaśniejsza gromada kulista północnego nieba. Przy wysokich wartościach powiększenia, oddzielne gwiazdy widoczne są nawet w niewielkich teleskopach.

M57 – słynna Mgławica Pierścień w gwiazdozbiorze Lutni – jest uważana za prototyp mgławicy planetarnej. Znajduje się ona nieco poniżej Wegi, pomiędzy dwiema gwiazdami wyznaczającymi dolną granicę konstelacji. Nieco powyżej, na wschodzie od Wegi znajduje się Epsilon Lutni – podwójny układ gwiazd podwójnych.

„Głowa” gwiazdozbioru Łabędzia, Albireo – to piękna gwiazda podwójna o wyraź-nym, pomarańczowo-błękitnym kontraście. Stanowi ona świetny obiekt obserwa-cji dla teleskopów każdego typu.

Jesień

M31 – Mgławica Andromedy, oddalona od nas o ok. 2,2 miliona lat świetlnych, jest najbliższą i największą widoczną galaktyką, nie licząc znajdujących się na południowym nieboskłonie Obłoków Magellana. Zajmuje ona obszar nieba o średnicy 3° (jest to mniej więcej tyle, ile może zakryć kciuk na wyciągniętym ramieniu), a przy dobrej widoczności jest dostrzegalna również gołym okiem. Dzisiaj już wiemy, że nie jest to mgławica, tylko galaktyka.

32

2. Spojrzenie w niebo pełne gwiazd - Najpiękniejsze obiekty nieba i ich pory roku

Ryc. 44: Herkules walczy ze smokiem w ogrodzie Hesperyd

M 13

M 57

Albireo

Łabędź

Lutnia

Herkules

Smok

Ryc. 45: Gromada kulista gwiazd M13, sfotografowana przez J. Newtona

Ryc. 46: Mgławica Pierścień M57. Zdjęcie M. Mollanen i A. Oksanen

Ryc. 47: Galaktyka spiralna M31 (w Andromedzie). Zdjęcie J. Ware


Nieco więcej cierpliwości od obserwatora wymaga obiekt M33 w gwiazdozbiorze Trójkąta. Jest to galaktyka spiralna, która wytrwałego obserwatora nagrodzi dużą ilością delikatnych szczegółów.

h & chi Persei to podwójna gromada gwiazd na południe od Kasjopeji. Przy nie-wielkim powiększeniu wygląda ona po prostu wspaniale w okularze teleskopu lub lornetki – niezależnie od używanej optyki!

3. Podstawy mechaniki niebaO ruchu gwiazdPozorny ruch nieboskłonu może początkowo nieco zdezorientować zaczynają-cego swą karierę astronoma-amatora. Gwiazdy zachowują wprawdzie wzajemne pozycje, lecz każdego wieczoru pojawiają się w nieco innym miejscu i kontynu-ują swój ruch. Niektóre gwiazdy i gwiazdozbiory widoczne są na nocnym niebie

33

3. Podstawy mechaniki nieba - O ruchu gwiazd

Ryc. 49: W przeciągu jednej doby Ziemia wykonuje pełny obrót wokół osi własnej. Oś Ziemi nie jest pionowa; jest ona nachylona w stosunku do płaszczyzny ekliptyki o 23°27’.

Ryc. 48: Uskrzydlony rumak, Pegaz, wyskoczył z trupa zabitej przez Perseusza Meduzy Gorgony, a następnie ciągnął rydwan Zeusa.

M 31 - Andromeda-Galaxie

Kasjopeja

Perseusz

Trójkąt

Pegaz


przez okrągły rok, inne zaś znikają po paru godzinach za zachodnim horyzontem, podczas gdy nowe gwiazdy i konstelacje pojawiają się na ich miejscu. Ten „ruch” gwiazd jest bardzo powolny i prawie niedostrzegalny dla obserwatora. Jeżeli jednak skierować teleskop, przy wysokiej wartości powiększenia, na określoną gwiazdę, to zniknie ona po paru minutach z pola widzenia, zaś jej śledzenie będzie wymagało korekcji ustawienia instrumentu. Istnieje prosty eksperyment potwierdzający fakt zmiany pozycji gwiazd (i będący równocześnie ilustracją ruchu obrotowego Ziemi). Wybierz na niebie jasną gwiazdę lub gwiazdozbiór, znajdujący się bezpośrednio nad charakterystycznym punktem na powierzchni ziemi. (Charakterystyczne budynki, drzewa, maszty doskonale nadają się do cego celu.) Zanotuj teraz dokładny czas, i spróbuj zlokalizować wybraną uprzed-no gwiazdę lub gwiazdozbiór godzinę później. Co zauważysz?

Zauważysz, że wszystkie gwiazdy przesunęły się w kierunku zachodnim w sto-sunku do wzorcowego punktu na Ziemi. Wzajemne pozycje gwiazd nie uległy przy tym zmianie.

Jeśli powtórzysz obserwację tych samych gwiazd następnej nocy, to stwierdzisz, że znalazły się one w naszym punkcie wzorcowym o ok. cztery minuty prędzej, niż wczoraj. Czyżby więc Ziemia potrzebowała mniej czasu, niż 24 godziny dla pełnego obrotu wokół własnej osi? Tak. Jeden obrót Ziemi trwa dokładnie 23 godziny, 56 minut i 26 sekund. Aby wyrównać powstającą tutaj różnicę, używa-my dni przestępnych.

Gwiazdy i gwiazdozbiory okołobiegunoweJeżeli znajdujemy się na pięćdziesiątym stopniu szerokości północnej, t.j. nad równikiem, to północny biegun niebieski znajduje się dokładnie 50 stopni kąto-wych nad północnym horyzontem. Wszystkie gwiazdy, których odległość kątowa od Gwiazdy Polarnej jest mniejsza, niż 50°, na naszych szerokościach nigdy nie zachodzą za horyzont. Gwiazdy te określamy jako „okołobiegunowe”. Im bar-dziej na południe się przesuwamy, tym niżej na niebie stoi Gwiazda Polarna i tym węższy staje się krąg gwiazd okołobiegunowych. Na równiku nie ma ich zatem w ogóle, podczas gdy na biegunach gwiazdy nigdy nie zachodzą, lecz krążą na stałej wysokości nad horyzontem.

34

3. Podstawy mechaniki nieba - Gwiazdy i gwiazdozbiory okołobiegunowe

Ryc. 50: Jeśli o godz. 4:14 zapamiętasz położenie Plejad i tego gwiazdozbioru nad cha-rakterystycznym punktem, to po upływie godziny zauważysz, że przesunęły się one w kierunku zachodnim, nie zmieniając jednak przy tym wzajemnej pozycji.


Za wyjątkiem gwiazd okołobiegunowych, wybór obiektów astronomicznych do obserwacji jest uzależniony od pory roku. Przy pomocy obrotowej mapy gwiezd-nego nieba można określić pozycje określonych konstelacji w stosunku do określonego stanowiska obserwacyjnego i o określonej porze roku. W orientacji na niebie mogą ponadto pomóc wymienione wyżej roczniki astronomiczne i cza-sopisma fachowe. Po tym krótkim wprowadzeniu chcielibyśmy teraz przedstawić niektóre interesujące obiekty do obserwacji. Wybór nasz ograniczyliśmy do obiektów łatwych i średniotrudnych.

Konstelacje okołobiegunowe: Gwiazdozbiory Wielkiej i Małej Niedźwiedzicy, Kasjopeji, Cefeusza, Żyrafy i Smoka, na naszych szerokościach geograficznych nigdy nie zachodzą za horyzont. Można je obserwować o każdej porze roku. Lecz także w przypadku tych gwiadozbiorów, należy uwzględniać warunki i czas obserwacji, ponieważ również ich pozycja nad horyzontem zmienia się w zależ-ności od pory roku.

Gwiazda Polarna jest dobrze widoczna o każdej porze roku. Znajduje się ona w sąsiedztwie bieguna niebieskiego i jest gwiazdą podwójną. W odległości ok. 18 sekund kątowych od gwiazdy Polaris można zauważyć drugą, słabo świecą-cą gwiazdę. W skład Wielkiej Niedźwiedzicy wchodzi najbardziej znany układ podwójny na nieboskłonie – Mizar i Alkor, opisany już na wstępie. Obie gwiazdy można, choć z trudem, rozróżnić gołym okiem. Od zamierzchłych czasów są one wykorzystywane do badania siły wzroku. W okularze teleskopu można zauważyć, w odległości 14 sekund kątowych od Alkora, jeszcze jedną gwiazdę towarzyszą-cą, która jest układem fizycznie podwójnym. Mizar i Alkor są częściami gwiazdy podwójnej tylko na naszym niebie, podczas gdy w rzeczywistości nie sąsiadują z sobą.

W gwiazdozbiorze Cefeusza można znaleźć gwiazdę o intensywnie czerwo-nej barwie. µ-Cephei, która z racji swego koloru zwana jest również Gwiazdą Granatem. µ-Cephei – to piękna gwiazda podwójna: wzajemna odległość dwóch gwiazd różnej jasności wynosi tutaj zaledwie 13 sekund kątowych.

Pięć najjaśniejszych gwiazd Kasjopeji tworzy na niebie charakterystyczną literę „W”. Przez lornetkę możemy ponadto zobaczyć gromady otwarte M103 i M52, należące do naszej galaktyki.

h-Cassiopeiae – to gwiazda podwójna. W odłegłości 13 sekund kątowych okrą-żają się gwiazdy o barwie czerwonawei i źółtawej.

Jak fotografować gwiazdy okołobiegunowe i Gwiazdę Polarną?Fotografowanie gwiazd okołobiegunowych jest stosunkowo nietrudne. Najlepszą dla tego porą jest początek roku. Latem firmament jest zbyt jasny, żeby wykonać takie zdjęcie.

Do fotografowania gwiazd nadają się teleskopy na montażu równikowym, zaopa-trzone w silnik prowadzący lub sterowane komputerowo.

Ponadto konieczny jest aparat fotograficzny z wężykiem spustowym, czuły film (400ASA/27DIN w zupełności wystarczy) oraz stabilny statyw. Jest ważne, aby migawka aparatu posiadała funkcję „B”, pozwalającą na ustawienie nieograni-czonego czasu naświetlania filmu.

Załaduj film do aparatu, nastaw czułość filmu oraz czas naświetlania na „B”. Zamontuj aparat na statywie i skieruj na jasno świecące gwiazdy. Podłącz wężyk spustowy. Nastaw głębię ostrości na nieskończoność. Spowoduje to całkowite

35

3. Podstawy mechaniki nieba - Jak fotografować gwiazdy okołobiegunowe i Gwiazdę Polarną?

Ryc. 51: Typowa lustrzanka mało-obrazkowa z wężykiem spustowym (A). Czas ekspozycji jest ustawiony na „B”.

B

A


otwarcie przysłony. Teraz uruchom mechanizm spustowy przy pomocy wężyka spustowego i poczekaj przynajmniej 30 minut. W zależności od czułości użyte-go filmu, możesz czas naświetlania wydłużyć nawet do dwóch i więcej godzin. Zafiksuj przycisk wężyka wyzwalacza na czas naświetlenia. Po jego upływie wystarczy zwolnić mechanizm, a przysłona zamknie się sama.

Sugestia: bezpośrednio przed otwarciem i zamknięciem przesłony wężykiem spustowym, warto zasłonić obiektyw aparatu n.p. arkuszem ciemnej tektury. W ten sposób wibracje powstające w wyniku działania wyzwalacza nie będą widoczne na zdjęciu: łuki przesuwających się przed obiektywem gwiazd nie będą miały żadnych zakłóceń w formie zygzaków. Podczas naświetlania zdjęcia posługiwanie się wizjerem aparatu nie jest możliwe.

Kiedy oddasz film do wywołania, musisz koniecznie poinformować personel sklepu fotograficznego, że są to ujęcia astronomiczne. W przeciwnym wypadku automatycznie wywoływane odbitki nie będą udane. Dobrze jest teź wypróbować różne czasy ekspozycji. Nie bój się eksperymentować!

Na uzyskanych w ten sposób ujęciach zobaczysz, że wszysktie gwiazdy obracają sie pozornie wokół jednego punktu na niebie. Punkt ten – to Gwiazda Polarna.

Gwiazdy, które na fotografii zostały utrwalone jako fragmenty okręgów, są to gwiazdy okołobiegunowe, o których była mowa wyżej. Gwiazdy te są każdej nocy widoczne na firmamencie i nigdy nie znikają za horyzontem. Przez cały rok okrążają one biegun nieba.

36

3. Podstawy mechaniki nieba - Jak fotografować gwiazdy okołobiegunowe i Gwiazdę Polarną?

Ryc. 52: W trakcie naświetlania filmu, ruch gwiazd na nieboskłonie nie ustaje. Na zdjęciu, które powstało wiosną, są widoczne gwiazdy nigdy nie zachodzące za horyzontem. Użyto filmu o czułości 400ASA, przy czasie ekspozycji wynoszącym 2 godziny.

Ryc. 53: Zdjęcie identyczne z lewym. Zakreślono obszar gwiazd okołopolarnych, nigdy nie zachodzących.


Gdzie na niebie można znaleźć gwiazdy „okołobiogunowe”?Jeśli zwrócimy wzrok w kierunku północnym, bez trudu znajdziemy gwiazdozbiór Wielkiego Wozu, stanowiący część Wielkiej Niedźwiedzicy. Konstelacja ta jest „okołobiegunowa”, ponieważ możemy ją obserwować na naszym niebie przez okrągły rok.

W zależności od pory roku Wielką Niedźwiedzicę widzimy albo bezpośredno nad horyzontem, albo też prawie pionowo nad głową. Jaka by nie była pozycja gwiazdozbioru na niebie, wyimaginowana linia, przeprowadzona przez dwie tylne gwiazdy „skrzyni” wozu, zawsze pokazuje kierunek do Gwiazdy Polarnej. Jeżeli wyobrazić sobie pionową linię, łączącą Gwiazdę Polarną z horyzontem, to miej-sce przecięcia tej linii i horyzontu jest tzw. Punktem północnym. Żadna z gwiazd pomiędzy Gwiazdą Polarną a punktem północnym nie zachodzi za horyzont. Pozostają one widoczne przez cały okres roku – są to gwiazdy okołobieguno-we.

3.1 Dlaczego nieboskłon zmienia się w ciągu roku?

Wyobraź sobie, że twój teleskop jest zamocowany na stałe i o określonej porze skierowany na Syriusza – najjaśniejszą gwiazdę północnego nieba. W takiej sytu-acji Syriusz przeciąłby ponownie pole widzenia teleskopu dokładnie po upływie jednego obrotu ziemi. W rzeczywistości jeden obrót Ziemi wokół osi własnej trwa tylko 23 godziny, 56 minut i 26 sekund. Jeśli więc spojrzelibyśmy w okular tele-skopu 24 godziny później, to przegapilibyśmy przejście Syriusza dokładnie o 3 minuty i 34 sekundy. Tak więc Syriusz wschodzi każdej następnej nocy o 3 minuty i 34 sekundy wcześniej niż nocy poprzedniej. Po upływie 10 dni wyprzedzenie to rośnie do ok. 35 minut. Dotyczy to wszystkich „nieokołobiegunowych” gwiazd (i oczywiście, gwiazdozbiorów), które również każdej następne nocy wschodzą o

37

3. Podstawy mechaniki nieba - Dlaczego nieboskłon zmienia się w ciągu roku?

Ryc. 54: Na rysunku przedstawiono obszar gwiazd okołopolarnych, pomiędzy Gwiazdą Polarną a punktem północy geograficznej.


ok. trzy i pół minuty wcześniej niż poprzedniej. Przyjrzyjmy się Syriuszowi, gwieź-dzie głównej w gwiazdozbiorze Wielkiego Psa, w chwili, gdy znajdzie się on nad charakterystycznym punktem krajobrazu, i zanotujmy, o której godzinie znajdował się on w tym samym położeniu, w przeciągu dziesięciu kolejnych nocy. Po upływie dziesięciu dni, Syriusz powinien przemierzać wyznaczoną przez nas pozycję ok. 35 minut wcześniej, niż pierwszej nocy obserwacji. Czas jednego obrotu Ziemi wokół osi własnej nazywamy dobą gwiazdową lub dniem syderycznym.

Dla uproszczenia pomiaru czasu, ludzie podzielili dobę na 24 godziny. Prowadzi to do tego, że gwiazdozbiory widzimy codziennie nieco przesunięte, zaś noce każdej pory roku oferują nam charakterystyczne konstelacje gwiazd.

3.1.1. Dlaczego istnieją dni i lata przestępne?Ziemia jest elementem skomplikowanego i różnorodnego stystemu astronomicz-nego: podczas jednego obrotu wokół Słońca w płaszczyźnie ekliptyki Ziemia opisuje figurę bardzo zbliżoną do okręgu. W tym czasie nasza planeta obraca się 365 razy wokół własnej osi – linii łączącej jej bieguny geograficzne. Tak więc jeden rok – to 365 wschodów i zachodów Słońca – i prawie sześć godzin ponadto... Uzgodniony przez ludzi rok kalendarzowy trwa 365 dni, lecz aby okrą-żenie słońca było pełne, koniecznych jest kilka dodatkowych godzin.

Co cztery lata zwracamy więc przyrodzie zaciągnięty przez nas dług czasowy i dodajemy do 365 dni roku dodatkowy dzień do kalendarza.

W ten sposób unikamy cofnięcia początku roku o jeden dzień, które w przeciw-nym wypadku następowało by co cztery lata. Data Twoich urodzin – dajmy na to 27 sierpnia – oczywiście nie uległaby zmianie, gdyby nie było dnia przestęp-nego, lecz w przypadku pogody sprawy wyglądałyby zupełnie inaczej. Istnieje n.p. określony dzień, a mianowicie 21. marca, kiedy Słońce jest widoczne nad horyzontem dokładnie 12 godzin, i na dokładnie tyle samo czasu zachodzi pod widnokrąg. Jest to doroczny początek wiosny. Gdyby jednak nie było lat prze-stępnych, dni kalendarzowe przesuwały by się co cztery lata o jeden dzień do tyłu, zaś początek wiosny pokrywałby się ze swą rzeczywistą datą tylko co 356 x 4 lata. Letni dzień urodzin, przypadający – powiedzmy – na 5. lipca, przesuwałby się z biegiem lat coraz bliżej wiosny. Na świecie jest wiele obyczajów i tradycji bardzo silnie powiązanych z klimatem. Dzięki wprowadzeniu do kalendarza dodatkowego dnia przestępnego jest możliwe zachowanie zgodności dat świąt i wydarzeń związanych z przypadającymi na nie porami roku; możemy więc jak co roku świętować rozpoczęcie wiosny dokładnie 21. marca.

Dzień ten nazywamy datą równonocy wiosennej. Tego dnia Słońce o ściśle okre-ślonej porze znajduje się w punkcie nieboskłonu, zwanym punktem równonocy wiosennej. Gdybyśmy jednak zapomnieli o dniu przestępnym co cztery lata, to po następntch czterech latach Słońce znalazłoby się w punkcie równonocy wiosennej nie 21., lecz 22. marca. Tym samym początek wiosny opóźniałby się co cztery lata o jeden dzień. Ale nie należy wiązać tego z faktem, że jeden obrót Ziemi wokół własnej osi trwa nieco krócej, niż 24 godziny.

Określenie długości doby jako 24 godzin i długości roku jako 365 dni – to tylko praktyczne ułatwienia służące człowiekowi. Rok astronomiczny różni się od roku kalendarzowego.

38



WiosnaDominującym gwiazdozbiorem wiosennego nieba jest Lew. Charakterystyczną tę konstelację nietrudno rozpoznać. W skład gwiazdozbioru Lwa wchodzi kilka galaktyk, które jednak, ze względu na słabą jasność, są dość trudne do zlokali-zowania. Są to galaktyki spiralne M65, M66 i M96.

Nieco na zachód od gwiazdozbioru Lwa znajdziemy gwiazdozbiór Raka. Sam Rak jest raczej niepozorną konstelacją, tym niemniej w jego skład wchodzą dwie przepiękne otwarte gromady gwiazd: Pojedyncze gwiazdy zwanej również Żłóbek

lub Ul gromady M44 widoczne są nawet w okularze lornetki. Można tu rozróżnić co najmniej 40 gwiazd, znajdujących się w odległości ok. 500 lat świetlnych. Nieco dalej na południu znajduje się gromada otwarta M67. Jest ona wprawdzie znacznie mniejsza, lecz dzięki dużemu zagęszczeniu gwiazd równie fascynująca. Odległość do tej gromady gwiazd wynosi ok. 2700 lat świetlnych.

Na wschodzie od konstelacji Lwa zobaczymy Warkocz Bereniki, zaś na południu od tego ostatniego znajduje się gwiazdozbiór Panny. Atrakcję tych konstelacji stanowi Gromada w Pannie. Jeżeli zwrócimy teleskop ku tej gromadzie, zauważy-my kilka niewielkich, rozmytych „gwiazd”. Są to bardzo odległe galaktyki, których identyfikacja wymaga przeprowadzenia dokładnych obserwacji. Odległość do tej gromady galaktyk szacowana jest na ponad 40 milionów lat świetlnych.

Przedstawiliśmy tutaj tylko niewielki wycinek dostępnego dla obserwacji firma-mentu. Spojrzenie na szczegółową mapę nieba ujawni mnóstwo innych obiektów do obserwacji. Wciąż jeszcze stosunkowo ciemne, wiosenne noce i nierzadko doskonała pogoda dla obserwacji sprawiają, że mogą one wydać się czasem zbyt krótkie.

LatoLatem wieczór zapada późno, a noce bywają bardzo jasne. Nie sprzyja to obser-wacjom astronomicznym. Jeżeli jednak noc jest klarowna i ciepła, obserwowanie gwiazd może być prawdziwą przyjemnością. Mimo tego, bezksiężycowe noce są jescze wystarczająco ciemne, aby móc podziwiać Drogę Mleczną. Wystarczy prosta lornetka, by pogrążyć się w morzu gwiazd. Droga Mleczna, wraz z mnó-

39


O

Wiosna

S

W

Warkocz Bereniki

Lew

Rak

Bliźnięta

• M67

M 44 •


stwem otwartych gromad gwiezdnych i mgławic gazowych może być źródłem nie-zapomnianych wrażeń. Trzema głównymi gwiazdozbiorami lata, których gwiazdy centralne określamy jako Trójkąt Letni, są Łabędź, Lutnia i Orzeł, wraz z należą-cymi do nich, jasnymi gwiazdami Denebem, Wegą i Altairem. W Gwiazdozbiorze Łabędzia rozpostartym na Drodze Mlecznej znajduje się być może najpiękniejsza gwiazda podwójna. Albireo – bo tak właśnie nazywa się ta gwiezdna para – to głowa Łabędzia. W odległości 34 sekund kątowych znajdziemy dwie gwiazdy: żółtawą i szafirową. Doskonale widoczne są różne barwy obydwu gwiazd.

W gwiazdozbiorze Lutni jest również piękna gwiazda podwójna, zwana -Lyrae, znajdująca się w pobliżu Wegi. Odstęp pomiędzy komponentami układu wynosi 207 sekund kątowych. Jest to prawie 1/10 średnicy tarczy księżyca. Przy dużym powiększeniu i dobrej widoczności można zauważyć, że obydwie gwiazdy – to również gwiazdy podwójne, których wzajemne odstępy wynoszą ok. 2,5 sekun-dy kątowej. Jest to rzeczywisty poczwórny układ gwiezdny, którego składniki tworzą system grawitacyjny, podobny do układu Ziemia-Księżyc.

Chyba najbardziej znanym obiektem w gwiazdozbiorze Lutni jest Mgławica Pierścień albo M57. Aby znaleźć ten klejnot, należy skierować obiektyw telesko-pu na γ-Lyrae, a następnie powoli przesuwać w kierunku β-Lyrae. Przy niewielkim powiększeniu, mniej więcej w połowie drogi pomiędzy tymi gwiazdami, można zauważyć słabo świecący „obwarzanek”. Zwiększając wartość powiększenia, można lepiej przyjrzeć się strukturze obiektu. Jest to mgławica planetarna, która jednak, oprócz nazwy, z planetami nic wspólnego nie ma. Jest ona otoczką gazowo-pyłową, wyrzuconą w kosmos przez gwiazdę, której pozostałość, w formie białego karła, pobudza gazy mgławicy do świecenia.

Na zachód od Lutni można znaleźć gwiazdozbiór Herkulesa, do którego również należą dwa obiekty z katalogu Messiera. Są to: gromada kulista M92 i gromada kulista M13, uchodząca za najpiękniejszą na całym północnym nieboskłonie. Już przez lornetkę M13 prezentuje się ona jako niewielka, rozmyta „gwiazdka”. Jej rzeczywiste piękno uwidacznia się jednak dopiero w okularze teleskopu. Nawet przez niewielki teleskop można zobaczyć migoczące oddzielne gwiazdy.

40


SW

O

Lato

Łabędź

Orzeł

• M 13M 57

Herkules

Lutnia

•

Ryc. 46: Mgławica Pierścień M57. Zdjęcie M. Mollanen i A. Oksanen


Wystarczy prosta lornetka, by zagłebić się w odmęt drogi mlecznej. Jeśli prze-suniemy lornetkę na południe, w kierunku gwiazdozbioru Strzelca, to możemy nad horyzontem – przy dobrej widoczności – rozpoznać pewną ilość mgławic gazowych i gromad gwiezdnych. Jest wśród nich n.p. Gromada Dzika Kaczka w gwiazdozbiorze Tarczy, uważana przez wielu astronomów-amatorów za ich ulubiony obiekt na niebie. Są tutaj również mgławice Omega i Orzeł, w skład których wchodzą gigantyczne obłoki wodorowe i, które są uważane za kolebkę gwiazd.

JesieńGwiazdozbiory lata opuszczają powoli jesienne niebo, zaś po północy obserwa-tor może już rzucić okiem na konstelacje nadchodzącej Zimy. Długie jesienne noce pozwalają rozpoczynać obserwacje już stosunkowo wczesnym wieczorem. Najbardziej charakterystyczną konstelacją na niebie jest teraz Pegaz. W gwiazdo-zbiorze tym znajduje się kilka galaktyk, których światło jest jednak bardzo słabe. Warto również zwrócić obiektyw teleskopu na gromadę kulistą M15, odległą o 31.000 lat świetlnych, która nie jest wprawdzie tak imponująca, jak M13, lecz daje również możliwość obserwacji oddzielnych gwiazd.

Na wschód od gwiazdozbioru Pegaza znajduje się Andromeda. Do konstelacji tej należy jedna z najsłynniejszych galaktyk nieba – Mgławica Andromedy, albo M31. Oddalona od nas o 2,2 miliony lat świetlnych galaktyka spiralna widoczna jest podczas ciemnych nocy nawet gołym okiem jako rozmyta „gwiazda”. W oku-larze teleskopu z pewnością będzie widoczne jasne jądro tej galaktyki. Ponieważ zajmuje ona stosunkowo duży obszar nieba, nie mieści się w całości w polu widzenia teleskopu. Jeżeli jednak odwrócimy nieco teleskop od jądra, będziemy w stanie zauważyć szczegóły ramion spiralnych. Mgławica Andromedy posiada dwie łatwo rozpoznawalne galaktyki satelickie: M32 i NGC205. Obydwie są galaktykami eliptycznymi.

Gwiazdozbiory Kasjopeji i Perseusza stoją jesienią wysoko na nieboskłonie. Również one stanowią część Drogi Mlecznej, a w ich skład wchodzą bardzo piękne otwarte gromady gwiazd. Najpiękniejsza z nich, a możne nawet najpięk-niejsza na całym firmamencie znajduje się w gwiazdozbiorze Perseusza. Jest to gromada podwójna h- i Chi-Persei (NGC884/NGC869). Oddalone od siebie

41


Jesień

S

O W


tylko o 50 minut kątowych, piękne te obiekty sprawiają najlepsze wrażenie przy powiększeniu poniżej 50x. Widzimy wtedy oddaloną o 8000 lat podwójną gro-madę, z co najmniej 400 oddzielnymi gwiazdami.

ZimaPonieważ zimowe noce zapadają wcześnie, możemy podjąć naszą „pracą” już we wczesnych godzinach wieczornych. Długotrwałe obserwacje nieba przy minusowych temperaturach wymagają jednak wiele samozaparcia. Dlatego też tak ważna jest dostosowana do pory roku odzież, gorące napoje i miejsce, gdzie można się ogrzać.Jeżeli jest to zapewnione, to również obserwacje zimową porą mogą dać wiele satysfakcji. Warto obserwować niebo w okresie zimowym, gdyż oferuje one wspaniałe widoki. Zimowe niebo jest zdominowane przez przez jasne gwiazdy konstelacji Woźnicy, Byka, Bliźniąt i Oriona. Lecz nie jest to jeszcze wszystko. Przyjrzyjmy się więc gwiazdozbiorowi Byka, w którym znaj-dziemy od razu dwie otwarte gromady gwiazd. Są to Plejady – znane również jako Siedem Sióstr – i Hiady, w których centrum lśni jasna gwiazda Aldebaran. Gromada Plejad składa się co najmniej z 500 młodych gwiazd, z których przy-najmniej sześć – a przy dobrym seeingu nawet do dziewięciu – widocznych jest gołym okiem. Plejady (M45) znajdują się w sąsiedztwie płaszczyzny orbitalnej Ziemi – „spotykają” się więc one od czasu do czasu z księżycem, tworząc inte-resujące konstelacje. Hiady to również otwarta gromada gwiezdna w sąsiedztwie ekliptyki – jak nazywamy linię na niebie opisywaną przez Słońce w trakcie rocz-nego, pozornego okrążenia Ziemi. Na swojej drodze przez firmament Księżyc regularnie przemierza także tę gromadę. Gwiazda Aldebaran nie jest częścią gromady Hiad: w przestrzeni kosmicznej znajduje się ona niejako na drodze do gwiazd gromady.

W gwiazdozbiorze Byka znajduje się obiekt M1, który jako pierwszy został wpi-sany do katalogu Messiera. Jest to pozostałość supernowej z roku 1054 naszej ery, której pojawienie się na niebie zostało udokumentowane przez astronomów chińskich. Z powodu swojej formy, M1 nosi nazwę Mgławicy Kraba, zaś w jej centrum znajduje się szybko wirujący pulsar, pobudzający otaczającą materię do świecenia.

42


Ryc. 30: Otwarta gromada gwiazd w Plejadach. Zdjęcie C. Kimbal

Zima

S

O W


Gwiazdozbiór Woźnicy znajduje się w paśmie Drogi Mlecznej. Obok jasnej gwiazdy Kapella znajdziemy tam także kilka otwartych gromad gwizdnych. Nie są one tak jasne jak Plejady, czy też Hiady, lecz duża ilość tworzących je gwiazd sprawia, iż staniowią one również interesujące obiekty dla obserwacji. W kata-logu Messiera gromady te oznaczone są numerami M36, M37 i M38. Przez lornetkę można je rozpoznać jako zamglenia.

Jedną z najbardziej znanych konstelacji zimowych stanowi gwiazdozbiór Oriona – mitologicznego łowcy antycznej Grecji. Charakterystycznymi elementami tego gwiazdozbioru są trzy gwiazdy pasa wojownika, znane również pod nazwą Laski Świętego Jakuba. Najbardziej interesującym obiektem jest tutaj Mgławica Oriona (M42), symbolizująca miecz niebieskiego myśliwego. Jest ona najja-śniejszą mgławicą gazową na nieboskłonie. To gigantyczny obłok wodorowy, rozświetlony przez młode i gorące gwiazdy. W centrum Mgławicy Oriona można wydzielić konstelację składającą się z czterech gwiazd, ułożonych w formę tra-pezu. Większe teleskopy umożliwiają zauważenie jeszcze dwóch innych gwiazd. Mgławica Oriona jest od nas oddalona o 1.600 lat świetlnych, zaś jej średnica na niebie wynosi ponad 66 minut kątowych. Jest więc ona czterokrotnie większa, niż tarcza Księżyca w pełni, choć w obiektywie teleskopu zauważalne jest tylko jej jasne centrum.

Na południowym wschodzie od gwiazdozbioru Oriona znajduje się konstelacja Wielkiego Psa. Należy do niej najjaśniejsza gwiazda na firmamencie. Ze względu na swoje położenie niewysoko nad linią horyzontu, Psia Gwiazda, zwana również Syriuszem wydaje się opalizować we wszystkich kolorach tęczy.

W kierunku północnym od Oriona znajduje się konstelacja Bliźniąt. Jedną z najja-śniejszych tutaj gwiazd jest Kastor. W obiektywie teleskopu można zauważyć, że jest to gwiazda podwójna. Jej komponenty są od siebie oddalone zaledwie o trzy sekundy kątowe. Pięknym obiektem Bliźniąt jest otwarta gromada gwiazd M35, wyglądająca przez lornetkę jak rozmyty kłaczek mgły.

3.2 Wykorzystanie obrotowej mapy nieba

Obok oprogramowania komputerowego, podczas planowania obserwacji bardzo pomocne są obrotowe mapki nieba, wykonane bądź z tektury, bądź też z tworzyw sztucznych. Na skali naniesionej na brzegu tego okrągłego przyrządu pomocni-czego ustawiamy planowaną datę i godzinę obserwacji. W okrągłym oknie obser-wacyjnym widzimy właśnie ten fragment nieba, który będzie widoczny planowa-nego dnia i o planowanym czasie obserwacji. Chcielibyśmy tutaj w kilku słowach objaśnić posługiwanie się tego rodzaju mapą. Ponadto zwracamy uwagę na fakt, że podobne mapy istnieją zarówno dla półkuli północnej, jak i dla południowej. Należy to uwzględnić przy zakupie.

Uwaga!Czasem obowiązującym dla tego rodzaju obrotowych map półkuli pólnoc-nej jest czas środkowoeuropejski (CET). W okresie obowiązywania czasu letniego należy odjąć jedną godzinę od czasu miejscowego. (Jest to zwią-zane z różnicą pomiędzy czasem zimowym i letnim.)

Jak obliczyć czas miejscowy?Przede wszystkim musisz określić szerokość geograficzną stanowiska obser-wacyjnego (n.p. dla Hamburga jest to 10° N), oraz obliczyć różnicę w stosunku do południka czasu środkowoeuropejskiego (CET – 15° długości geograficznej wschodniej). Tak więc 15° - 10° = 5°. Różnicę tę mnożymy przez 4. W wyniku otrzymaliśmy ilość minut, które należy dodatkowo odjąć od CET. W taki sposób

43

3. Podstawy mechaniki nieba - Wykorzystanie obrotowej mapy nieba

Ryc. 57: Obrotowa mapa nieba jest praktyczną pomocą w planowaniu obserwacji.

Ryc. 55: Mgławica Kraba, M1. Zdjęcie J. Newton

Ryc. 56: Mgławica Oriona, M42. Zdjęcie C. Kimball.


obliczamy czas lokalny stanowiska obserwacyjnego. Należy go teraz ustawić na mapie nieba.

Dane te dostępne są także w internecie. Bardzo dobrą bazę danych znajdziesz pod adresem www.heavens-above.com.

Co widzimy w chwili obecnej?Obróć górną część mapki tak, aby CET lub czas lokalny pokrywał się z aktualną datą. Teraz musisz zorientować całą mapę według kierunków świata. Znaczy to, że rzeczywiste kierunki geograficzne (północ, południe, wschód, zachód) muszą się pokrywać z kierunkami na mapie. Tak zorientowana mapa przedstawia frag-ment nieba, który będzie widoczny ze stanowiska obserwacyjnego w wybranym czasie.

A gdzie jest Słońce?Obróć teraz wskazówkę tak, żeby pokrywała się z aktualną datą. Miejsce, w którym przecina ona linię ekliptyki (pozorny tor zakreślany przez Słońce na nieboskłonie), to aktualne położenie Słońca na nieboskłonie dla stanowiska obserwacyjnego.

Jak odczytać czasy zmierzchu i brzasku?Ustaw pozycję słońca zgodnie z powyższym opisem. Obróć górną część mapy tak, aby pozycja słońca pokryła się z linią zmroku lub świtu. Wschód lub zachód Słońca zostały odpowiednio ustawione. Rozróżniamy tutaj:• zmierzch cywilny – kiedy pojawiają się najjaśniejsze gwiazdy• zmierzch nawigacyjny – rozpoznawalne są gwiazdozbiory• zmierzch astronomiczny – początek całkowitego zaciemnienia nocnego

Jak określić pozycje Księżyca lub planet?Wyszukaj w roczniku astronomicznym współrzędne planety, którą chcesz obserwować. Ustaw wskazówkę na rektascencji (wartości godzinowej) pla-nety. Deklinację – a więc (podaną w stopniach) wysokość kątową nad równi-kiem niebieskim – odczytujemy również na skali wskazówki. Uwaga: Zarówno Księżyc, jak i wszystkie inne planety, znajdują się zawsze na linii ekliptyki lub w jej bezpośrednim sąsiedztwie. Jest to uwarunkowane historią rozwoju Układu Słonecznego.

Określenie bieżącego czasu gwiazdowegoCzas gwiazdowy (angl. ST, sidereal time) jest konieczny podczas pozycjonowa-nia teleskopu względem ciał niebieskich, według współrzędnych. Aby określić jego wartość, obróć górną część mapy nieba tak, aby wartość daty pokryła się z wartością czasu lokalnego. Następnie skieruj wskazówkę dokładnie na punkt południowy mapy. Możesz teraz odczytać wartość czasu gwiazdowego (kąt godzinowy w stosunku do punktu równonocy wiosennej) na skali godzinowej.

3.3 Dlaczego widoczna jest tylko część nieboskłonu?

Odpowiedź na to pytanie jest bardzo prosta. Ziemia ma kształt kuli, zaś my, leżąc na łące i patrząc w stronę horyzontu, nie jesteśmy w stanie zajrzeć za ugięcie powierzchni Ziemi. Dostępna dla obserwacji jest więc tylko ta część nieba, którą możemy sobie wyobrazić jako wielką, przezroczystą półsferę. Ugięcie powierz-chi Ziemi widoczne jest szczególnie na wybrzeżach: obserwując z brzegu, przez lornetkę lub teleskop, żaglowce, możemy zauważyć, jak wynurzają się one lub znikają za linią horyzontu. Zjawisko to – o ile nie mamy do czynienia z rzeczywistą awarią – jest skutkiem ugięcia powierzchni Ziemi. Ponieważ Ziemia ma kształt kuli, Słońce oświetla zawsze tylko jedną jej połowę. Odwrotna strona planety

44

3. Podstawy mechaniki nieba - Wykorzystanie obrotowej mapy nieba


znajduje się w cieniu; panuje tam noc. Dlatego też z powierzchni Ziemi zawsze widzimy tylko połowę nieboskłonu.

3.3.1 Pole widzenia okaNasze oczy są w stanie jednocześnie ogarnąć pole widzenia w obrębie najwyżej 110°. Osoby dyponujące zdrowym wzrokiem widzą przy tym wyraźnie wycinek pola widzenia wynoszący co najwyżej 5°. Dzięki podświadomemu sterowaniu naszego wzroku, wszystkie interesujące lub wymagające uwagi elementy są centrowane właśnie w obrębie tych 5°. Jeżeli pole widzenia okularu jest węższe od pola widze-nia naszego oka, to mamy do czynienia z zawężeniem pola widzenia: widzimy tylko mały obszar, otoczony czernią. Dobre okulary standardowe umożliwiają ok. 50° pole widzenia, co pozwala na wygodną obserwację. Oprócz tego istnieją okulary szerokokątne oferujące pole widzenia nawet powyżej 80°. Podczas obserwacji przez taki okular odnosimy wrażenie, że nie patrzymy przez teleskop, lecz szybuje-my w przestrzeni kosmicznej bezpośrednio nad obserwowanym obiektem, ponie-waż obraz okularu pokrywa się prawie z polem widzenia naszego oka.

4. Teleskopy4.1 Teleskop jako intrument obserwacyjnyTrudno sobie wyobrazić obserwacje gwiezdnego nieba bez przynajmniej pod-stawowej wiedzy o teleskopach. Zapewnienia publikacji reklamowych, jakoby były to swego rodzaju „lupamy niebieskie”, umożliwiające powiększenia rzędu 600 razy i obserwacje bajecznie kolorowych mgławic gazowych, mijają się z prawdą. Zauważymy to już poczas naszych pierwszych astronomicznych obser-wacji. Nie należy tutaj jednak zapominać, iż wiele obiektów nieba wygląda najle-piej przy stosunkowo niewielkich powiększeniach. Powiększenie jest wprawdzie ważnym, lecz nie decydującym czynnikiem określającym możliwości intrumentu. Ważnymi cechami dobrych teleskopów są ilość światła, które może on zgroma-dzić – tzw. światłosiła – i kontrast optyczny. Istnieje wiele typów teleskopów, przy czym każdy z nich ma określone silne i słabe strony. Teleskop uniwersalny, który byłby w stanie zaspokoić wszystkie bez wyjątku potrzeby nie istnieje.

Rozpocznijmy więc od małego przeglądu rodzajów teleskopów. Wyróżniamy tutaj teleskopy soczewkowe i zwierciadlane.

Refraktory (teleskopy soczewkowe) składają się z reguły z obiektywu zbudo-wanego najczęściej z dwóch (achromatycznych) soczewek, pomiedzy którymi jest odstęp. Obiektyw zbiera światło i skupia je w ognisku. Znajdujący się w ognisku obiektywu okular powiększa uzyskany obraz. Odległość pomiędzy punktem głównym obiektywu i ogniskiem określamy jako ogniskowa. W przy-padku reflektorów (teleskopów zwierciadlanych), jako obiektyw służy zwiercia-dło wklęsłe (paraboliczne). Znajduje się one z tyłu tubusu. Służy ono również do zbierania wpadającego światła i skupia je w ognisku. Pomiędzy ogniskiem, a zwierciadłem głównym znajduje zwierciadło wtórne, kierujące skupione świa-tło do okularu. Zasadniczo istnieją dwa rodzaje teleskopów zwierciadlanych: teleskopy systemu Newtona zmieniają kierunek padania światła o 90°. Okular znajduje się z reguły z boku, w górnej części tubusa. Obserwacji dokonujemy patrząc z boku.

Teleskopy Cassegraina posiadają zwierciadło z otworem w centrum. Zwierciadło wtórne umieszczone jest tutaj również centralnie nad zwierciadłem głównym, zaś odbite przez nie światło dociera do okularu – który podobnie jak w przy-padku teleskopów soczewkowych jest umieszczony w tylnej części tubusu – przez otwór w zwierciadle głównym. Teleskopy obu typów mają swoje zalety i

45

4. Teleskopy - Teleskop jako intrument obserwacyjny


wady. Decyzję o kupnie teleskopu określonego systemu powinien podjąć sam astronom, kierując się własnymi potrzebami i możliwościami finansowymi. W porównaniu z teleskopami zwierciadlanymi podobnej wielkości, obraz uzyskiwa-ny przy pomocy refraktorów jest lepszej jakości. Ponadto są one niewrażliwe na rozkolimowanie i nie wymagają w związku z tym specjalnej pielęgnacji. Cechy te sprawiają, że teleskop soczewkowy jest idealnym instrumentem dla począt-kujących.

4.2 Układy optyczne

Zasadniczo w teleskopach astronomicznych rozróżniamy dwa rodzaje układów optycznych: są to reflektory (teleskopy zwierciadlane) i refraktory (teleskopy soczewkowe).

4.2.1 Refraktor (teleskop soczewkowy)Teleskop soczewkowy składa się z soczewki obiektywu oraz z okularu. Ważne jest, aby soczewka obiektywu była achromatyczna (podwójna ze szczeliną powietrzną). Średnica soczewki obiektywu ma zasadnicze znaczenie dla światło-siły teleskopu. Korzyści wynikające z zastosowania teleskopu soczewkowego z porównaniu z teleskopem zwierciadlanym są następujące:

a) brak utraty światła w wyniku przesłonięcia zwierciadła głównego pająkiem i zwierciadłem wtórnym (obstrukcja)

b) doskonała ostrość obrazu

4.2.2 Reflektor (teleskop zwierciadlany)Najbardziej rozpowszechniony system budowy tego rodzaju teleskopów nazwa-ny został imieniem jego wynalazcy, Isaaca Newtona (ur. 1643, zm. 1727). Reflektory Newtona posiadają zwierciadło sferyczne – zaś w przypadku instru-mentów lepszej jakości – paraboliczne – którego powierzchnia jest pokryta warstwą aluminium. Odbite od zwierciadła głównego promienie światła padają, bezpośrednio przed ogniskiem, na płaskie, nachylone pod kątem 45° zwier-ciadło wtórne w taki sposób, że samo ognisko znajduje się na zewnątrz tubusa głównego. W ognisku zamontowany jest okular.

Jaki teleskop jest lepszy: soczewkowy, czy zwierciadlany?Odpowiedź na to pytanie, zwłaszcza, w przypadku astronomii amatorskiej, nie jest łatwa. Ogólnie można powiedzieć, że jeśli chodzi o instrumenty o podobnej średnicy obiektywu, to teleskop zwierciadlany daje obraz o nieco gorszej jakości i mniejszej rozdzielczości, niż teleskop soczewkowy.

4.3 Komponenty mechaniczne

W skład teleskopu wchodzi cały rząd różnorodnych elementów mechanicznych, które różnią się między sobą zarówno budową jak i funckjonowaniem. Sama obsługa instrumentu także zależy od tego, z jakim systemem mamy do czynienia. Jak już wspomnieliśmy, stabilny statyw i solidny montaż to elementy absolutnie niezbędne, aby obserwacje były udane. Istnieją dwa podstawowe typy montaży, które chcielibsyśmy tutaj w kilku słowach opisać.

4.3.1 Montaż azymutalnyW przypadku montażu azymutalnego, korpus teleskopu, zwany także tubusem optycznym, podwieszany jest na widełkach, umożliwiających przemieszczanie teleskopu w płaszczyźnie poziomej i pionowej. Montaż azymutalny dobrze nada-

46

4. Teleskopy - Układy optyczne / Komponenty mechaniczne

Ryc. 58: Teleskop soczewkowy dla początkujących – achromat Fraunhofera, średnica obiektywu – 70mm.

Ryc. 59: Teleskop zwierciadlany dla początkujących – reflektor Newtona, średnica obiektywu – 114mm

Ryc. 60: Teleskop zwierciadlany dla zaawansowanych – reflektor Newtona, średnica obiektywu – 203mm


je się do instrumentów dla początkujących astronomów. Umożliwia on szybkie i nieskomplikowane odnalezienie obiektów na niebie

4.3.2 Montaż paralaktyczny lub równikowyBardziej skomplikowane teleskopy zaopatrzone są z reguły w montaż równikowy. Prowadzenie istrumentu odbywa się tutaj wzdłuż obrotowego układu prostopa-dłych osi współrzędnych (osi deklinacji i osi godzinowej). Oś godzinowa monta-żu równikowego jest skierowana na Gwiazdę Polarną i ustawiona na stałe. Tak zorientowany tubus może być prowadzony tylko wokół płaszczyzny godzinowej, kompensując tym samym obrót Ziemi wokół osi własnej. Tym samym obiekt obserwacji stale pozostaje w centrum pola widzenia okularu. Napęd prowadzący niweluje obrót Ziemi wokół osi, przesuwając instrumet w przeciwnym kierunku. Ustawienie montażu (osi godzinowej) i tubusa teleskopu w kierunku Gwiazdy Polarnej oraz jego obsługa w toku obserwacji wymagają posiadania podstawo-wej wiedzy i pewnego doświadczenia w zakresie praktycznej astronomii. Montaż równikowy jest niezbędny w fotografii astronomicznej.

4.3.3 Napędy prowadząceJeżeli teleskop jest wyposażony w montaż równikowy, istnieje często możliwość podłączenia elektrycznych napędów prowadzących.

Zalecany jest silnik prowadzący dla osi godzinowej. Umożliwia on synchroniczne prowadzenie teleskopu razem z pozornym ruchem gwiazd na nieboskłonie.

47

4. Teleskopy - Układy optyczne / Komponenty mechaniczne

Ryc. 63: Teleskop na montażu azy-mutalnym

Ryc. 61: Układ optyczny teleskopów soczewkowych charakteryzuje się tym, że światło, padające z lewej strony i przechodzące przez dwusoczewkowy obiektyw, jest skupiane w ognisku (F)

Ryc. 62: Układ optyczny teleskopów zwierciadlanych systemu Newtona posiada wydłużający ogniskową system soczewek achromatycznych, umożliwiający uzyskiwanie dużych wartości ogniskowych przy krótkim tubusie.

Ryc. 64: Teleskop na montażu paralaktycznym


Silnik prowadzący osi deklinacji jest wprawdzie bardzo wygodnym uzupełnieniem, nie należy jednak do absolutnie niezbędnych elementów. Pojęciem „deklinacja” określamy podaną w stopniach wysokość gwiazdy nad równikiem niebieskim.

4.4 Osprzęt

Duża ilość typów teleskopów sprawia, że na rynku dostępnych jest bardzo wiele różnorodnych elementów wyposażenia. Przed początkującym astronomem ama-torem stanie więc bardzo szybko problem wyboru osprzętu. Będzie on musiał zdać sobie sprawę, jakie elementy są potrzebne, a które nie przyniosą żadnych korzyści? Powinien on być zawsze dobrze poinformowany co do typu posiadane-go teleskopu oraz wiedzieć jakich obserwacji pragnie w przyszłości dokonywać oraz, czy oprócz obserwacji czysto wizualnych, chciałby w przyszłości zając się także fotografowaniem obiektów na niebie.

4.4.1 OkularyZadaniem okularu jest powiększenie obrazu uzyskanego przy pomocy głównego systemu optycznego teleskopu. Każdy okular posiada określoną ogniskową, której długość podawana jest w milimetrach (mm). Im krótsza ogniskowa, tym większa uzyskiwana wartość powiększenia. N.p. okular o ogniskowej 9mm daje większe powiększenie, niż okular o ogniskowej 26 mm.

4.4.2 Ważne wskazówki w związku z wyborem okularu.Jakość okularu określa – niezależnie od ogniskowej – pozorne pole widzenia, szerokość pola źrenicy i otwór względny (duży prześwit / krótka ogniskowa).

Pozorne i rzeczywiste pole widzeniaPozorne pole widzenia można sobie wyobrazić jako kąt, pod którym widzimy obraz uzyskany w teleskopie. Jako przykładem możemy posłużyć się okularem o własnym polu widzenia wynoszącym 10°. Jest to tylko ułamek pola widzenia naszego oka. Obraz widzimy tak, jak gdybyśmy oglądali go przez długą rurę. Okular o własnym polu widzenia wynoszącym 70° jest już dość zbliżony do pola widzenia naszego oka. Obraz oglądany przez taki okular można porównać do widoku z okna, z niewielkim okrągłym ograniczeniem na brzegu.

Okulary o niskich wartościach powiększenia dają większe pole widzenia, uzy-skiwany obraz jest jaśniejszy i bardziej kontrastowy, a podczas obserwacji oko mniej się męczy. Aby nakierować teleskop na określony obiekt, należy rozpo-cząć obserwacje od okularu o małym powiększeniu, jak n.p. Super-Pössl 26 mm. Po nakierowaniu teleskopu na porządany obiekt i ustawieniu go w centrum pola widzenia, można będzie z pewnością użyć okularu o wiekszym powiększe-niu. Wartość powiększenia można zwiększać stosownie do aktualnie panującej widoczności.

Przybliżoną wartość rzeczywistego pola widzenia obliczamy na podstawie pozor-nego pola widzenia okularu (n.p. 60°) i aktualnej wartości powiększenia teleskopu z danym okularem. Przykład: Własne pole widzenia 60°, powiększenie – 100x, a więc 60/100 = 0,6. Oznacza to, że rzeczywiste pole widzenia wynosi 0,6°. Okulary szerokokątne umożliwiają, przy identycznej wartości powiększenia (iden-tycznej ogniskowej), uzyskanie większego pola widzenia. Są więc one bardziej komfortowe w eksploatacji.

Szerokość pola źrenicyPodczas obserwacji duże znaczenie praktyczne ma szerokość pola źrenicy oku-laru. Im łatwiejsza i mniej męcząca jest obserwacja danego obiektu, tym częściej okular będzie używany. Określenie szerokości pola źrenicy przy świetle dzien-

48

4. Teleskopy - Osprzęt

Ryc. 66: W ofercie wyposażenia różnych producentów znajdziesz odpowiednie okulary na wszystkie okazje.

Ryc. 65: Teleskop na montażu paralaktycznym z dodatkowymi napędami prowadzącymi

Napęd deklinacji (DEC)

Napęd rektascencji (RE)

Pilot sterowania napędów


nym nie sprawia trudności: w okularze widoczny jest jasny dysk. Nocą sytuacja jest trudniejsza. Obraz obiektu jest ciemny, muszla okularu – czarna, zaś wokół panuje mrok. Jeśli szerokość pola źrenicy nie jest optymalna, to oko zmuszone jest do stałego utrzymywania dokładnej pozycji, gdyż w przeciwnym razie obraz znika. Prowadzi to do naprężonej obserwacji, co ma negatywny wpływ na kom-fort pracy.

Powiększenie minimalneZadaniem teleskopu jest zbieranie światła w ognisku i przekazywanie go do okularu. Okular „dostarcza” skupione promienie światła do oka: jest to tzw. źrenica wyjściowa (AP). Nie może ona być większa od średnicy źrenicy, gdyż prowadzi to do strat światła.

Wielkość źrenicy wyjściowej obliczamy w sposób następujący: Źrenica wyjściowa = ogniskowa okularu w mm x otwór względny

Przykład: Jasność obiektu nieboskłonu w okularze nie zależy od powiększe-nia, ogniskowej i średnicy teleskopu, lecz wyłącznie od średnicy źrenicy wyj-ściowej. Jej średnicę (im większa, tym jaśniejszy obraz) obliczamy w sposób następujący: ogniskowa okularu / otwór względny. Przykład: dany jest teleskop o światłosile f/10 i okular o ogniskowej 40 mm. 40/10 = 4 mm = źrenica wyj-ściowa.Wskazówka:Źrenica wyjściowa okularu nie powinna przekraczać 7 mm. Oko ludzkie nie jest w stanie widzieć więcej. Większa źrenica wyjściowa prowadzi do utraty światła (a tym samym informacji obrazu). Największa zalecana źrenica wyjściowa wynosi ok. 6 mm, najmniejsza – ok 0,5-1 mm. Przy mniejszej źrenicy wyjściowej widoczne są nieregularności ciała szklistego i ciecz łzowa oka.

Prawidłowe obliczanie powiększeniaPowiększenie teleskopu jest obliczane na podstawie ogniskowej teleskopu i uży-wanego okularu. Dla wyliczenia wartości powiększenia z danym okularem należy podzielić ogniskową teleskopu przez ogniskową okularu. Weźmy jako przykład okular o ogniskowej 26 mm. Niech ogniskowa naszego teleskopu wynosi 2000 mm.

ogniskowa teleskopu 2000 mmPowiększenie okularu= = = 77x ogniskową okularu 26 mm

Spojrzenie przez okular PösslaZe względu na dobrą ostrość i kontrast, okulary Pössla są bardzo popularne. Stosowane są one zazwyczaj w teleskopach dla początkujących i podczas nor-malnych obserwacji o czasie trwania nie przekraczającym 1-2 godzin. Okulary te charakteryzuje bardzo dobra ostrość obrazu i niezła szerokość pola źrenicy. Na ilustracji z lewej strony prezentujemy przykład poglądowy szerokości pola widzenia.

Czy można ustawić „zbyt duże” powiększenie?Można! Najczęstszym błędem popełnianym przez początkujących astronomów jest ustawianie zbyt dużego powiększenia teleskopu. Wybierana jest tutaj bardzo duża wartość powiększenia, niemożliwa do osiągnięcia przez dany teleskop przy uwzględnieniu uwarunkowań konstrukcyjnych instrumentu, oświetlenia i warunków pogodowych. Zapamiętaj, że bardzo wyraźny obraz przy mniejszym powiększeniu wygląda o wiele lepiej, niż zupełnie rozmyty, ale za to bardzo

49

4. Teleskopy - Osprzęt

Ryc. 68: Otwarta goromada gwiezd-na Plejad: u góry – wycinek widoczny w okularze, u dołu – obraz oryginalny

Ryc. 67: Planeta Jowisz przy właściwie (obraz ostry – u góry) i niewłaściwie (obraz rozmyty – u dołu) dobranym powiększeniu


powiększony, który na pewno nie da satysfakcji (ryc. 67). Powiększenia powyżej 200x są możliwe tylko przy absolutnie spokojnej i klarownej atmosferze.

Aby całkowicie wykorzystać zakres możliwych powiększeń teleskopu, astronom amator powinien dysponować przynajmniej trzema lub czterema okularami do wymiany.

Orientacyjna reguła dla maksymalnego powiększenia zalecanego: Ø obiektywu (mm) x 2.

Wskazówka:Warunki widoczności zmieniają się z nocy na noc i są uzależnione od stanowiska obserwacyjnego. Turbulencje atmosferyczne występują rów-nież podczas bardzo klarownych nocy i powodują zakłócenia obrazu. Jeśli obserwowany obiekt wydaje się rozmyty, a rozdzielczość – słaba, należy wybrać okular o mniejszym powiększeniu. Obraz stanie się wtedy bardziej wyraźny i czytelny.

4.4.3 FiltryFiltry barwne są często używane podczas obserwacji Księżyca i planet. Zwiększają one kontrast określonych szczegółów, które bez użycia filtru byłyby słabo widoczne lub w ogóle niedostrzegalne. W trakcie obserwacji astrono-micznych występują zasadniczo dwa problemy: (a) zaświetlenie – kiedy granice pomiędzy obszarami obiektu o różnej jasności są jak gyby „porozrywane” lub rozmyte, ponieważ wartość kontrastu przy dużej jasności obiektu jest zbyt wyso-ka dla oka, i (b) – kiedy sąsiadujące obiekty mają podobną barwę i niewielkie różnice w nasyceniu. Oba opisane efekty powstają w wyniku niewydolności koordynacji pomiędzy okiem i korą mózgową: nie jesteśmy w stanie zarejestro-wać różnicy pomiędzy obserwowanymi obiektami, i mózg próbuje interpretować je jako jeden przedmiot – co jest oczywiście nieporządane.

W obydwu przypadkach mogą pomóc filtry optyczne. W pierwszym redukują one jasność, dopasowując tym samym ilość światła do możliwości oka i umożliwia-jąc w ten sposób lepszą obserwację obiektu. W drugim przypadku, użycie filtru o określonej barwie prowadzi do uwydatnienia kolorów niektórych szczegółów kosztem innych, wskutek czego zwiększa się kontrast i wszystkie detale mogą być obserwowane. Prawidłowy wybór filtrów barwnych umożliwia obserwację określonych fenomenów. Dzieki nim możemy n.p. rozróżnić pięć, a nie tylko trzy zawirowania w atmosferze Jowisza. W zależności od konkretnych warunków atmosferycznych – zarówno na Ziemi, jak i na obserwowanej planecie – różnice jakościowe wynikające ze stosowania filtrów mogą być ogromne.

4.4.4 Osprzęt fotograficznyW zależności od modelu i wyposażenia teleskopu, może być on użyty nie tylko do obserwacji krajobrazów i firmamentu. Można go również zamienić w teleobiektyw do aparatu fotograficznego. Dzięki temu możliwe jest fotograficzne utrwalenie wrażeń z obserwacji. Istnieje obfita oferta osprzętu fotograficznego, który umoż-liwia wykorzystanie teleskopów różnych typów jako teleobiektywów dużej mocy.

Podczas fotografowania obiektów astronomicznych ważne są przede wszystkim dwie rzeczy:

a) abslutnie dokładne ogniskowanieb) precyzyjne i bezwstrząsowe prowadzenie

50

4. Teleskopy - Filtry

Ryc. 69: Podczas obserwacji Księżyca i Planet stosowane są różnorodne filtry

Ryc. 70: Wszystkie filtry są zaopatrzo-ne w gwint okularowy. Wkręcamy je po prostu na dolną część okularu.


Zarówno dla teleskopów Meade serii DS, jak i Meade serii ETX dostępne są adaptery służące do podłączenia lustrzanek małoobrazkowych do tych instru-mentów. Przy ich pomocy pozbawiony obiektywu aparat podłączany jest do tzw. ogniska głównego teleskopu, zaś sam teleskop zmienia się w potężny teleobiek-tyw.

W przypadku teleskopów serii DS należy uwzględnić, że ze względu na podsta-wę altazymutalną, nie są możliwe czasy ekspozycji powyżej jednej minuty, gdyż w przeciwnym wypadku dochodzi do widocznego przekręcenia obrazu. Teleskopy te dobrze nadają się do wykonywania zdjęć planet z krótkimi czasami ekspozy-cji. W teleskopach serii ETX błąd ten został wyeliminowany dzięki zastosowaniu montażu równikowego z kołyską regulacji wysokości bieguna.

Jeżeli aparat fotograficzny jest wyposażony we wstępne podnoszenie lustra, to powinno być ono aktywne, aby uniknąć drgań teleskopu przy aktywacji wyzwa-lacza.

Kilka uwag w związku z ekspozycją: Podczas fotografowania jasnych obiektów – n.p. Księżyca – można posługiwać się automatyczną migawką aparatu. W przy-padku obiektów głebokiego nieba, takich jak galaktyki, mgławice itp. otrzymywa-ne w ten sposób czasy ekspozycji są zbyt krótkie; przy użyciu błony o czułości powyżej 400 ASA konieczne jest kilkuminutowe naświetlenie. Właściciele kamer cyfrowych są tutaj w lepszej sytuacji. W porównaniu do tradycyjnych kamer małoobrazkowych, aparaty te są o wiele bardziej czułe. Zainstalowane w tych kamerach wyświetlacze umożliwiają ponadto lepszą regulację ostrości.

UWAGA:Ponieważ nawet minimalne odchylenia w prowadzeniu teleskopu podczas naświetlania mogą całkowicie zepsuć ujęcie (gwiazdy na zdjęciu zamie-nią się w kreski), teleskop należy ustawić z zachowaniem maksymalnej dokładności! W przypadku montażu paralaktycznego (ETX z kołyską regulacji wysokości bieguna) ustawienie teleskopu należy przed przystą-pieniem do fotografowania kilkakrotnie sprawdzić i ewentualnie skorygo-wać.

Adaptery fotograficzne dla lustrzanek: Adapter wystarczy wkręcić w tylną część teleskopu serii ETX i przymocować do niego przystosowany do typu apa-ratu pierścień T2 (do nabycia jako element wyposażenia).

4.4.5 Wyposażenie dodatkoweSoczewka Barlowa x2 (1 ¼’’): Soczewka ta podwaja moc każdego okularu przy zachowaniu dobrej korekcji obrazu. Okular 9mm na teleskopie soczewko-wym o ogniskowej 700 mm daje powiększenie 78x. Wraz z soczewką Barlowa, powiększenie teleskopu wzrasta do 156x.

Pryzmat Amici 45°: Zwierciadło diagonalne teleskopu soczewkowego odwraca obraz względem osi poziomej, pozostawiając jednak lustrzane odbicie stron. Dla obserwacji naziemnych porządany jest obraz, którego orientacja odpowia-da rzeczywistości. Możemy to uzyskać przy pomocy pryzmatu Amici, dającego wygodne, 45° pole widzenia. Podobnie jak normalny pryzmat diagonalny 1¼’’, można go wsunąć w 1¼’’ uchwyt okularowy teleskopu.

51

4. Teleskopy - Osprzęt fotograficzny

Ryc. 74: Soczewka Barlowa

Ryc. 75: Pryzmat Amici’ego

Ryc. 73: Analogowa lustrzanka mało-obrazkowa z wężykiem spustowym

Ryc. 72: Analogowa lustrzanka małoobrazkowa została przyłączona do wyciągu okularowego teleskopu przy pomocy adapteru projekcyjnego i ogniskowego.

Ryc. 71: Lustrzanka małoobrazkowa została przyłączona do wyjścia foto-graficznego teleskopu przy pomocy adapteru fotograficznego.


5. Wprowadzenie błyskawiczne

5.1 Jaki teleskop jest najlepszy?Przede wszystkim trzeba wiedzieć, że nie ma uniwersalnych lornetek, spekty-wów ani teleskopów. Aby wybrać teleskop, odpowiadający naszym potrzebom, trzeba przemyśleć następujące sprawy:

• Czy mamy zamiar przede wszyskim fotografować, czy też chemy skoncentro-wać się na wizualnej obserwacji nieba?

• Czy wolelibyćmy obserwować Księżyc i planety, czy interesują nas raczej obiekty głębokiego nieba, jak n.p. galaktyki itp.

• Czy nabyty instrument ma być łatwy w transporcie?

• Jaką sumę pieniędzy jesteśmy gotowi łącznie zainwestować?

Jeżeli teleskop ma również służyć do fotografowania, to niezbędny jest stabilny montaż, umożliwiający mechaniczne śledzenie obserwowanego obiektu przy pomocy napędu. Dobrym rozwiązaniem są tutaj n.p. instrumenty Bresser Galaxia i Uranus.

Obserwacja słabo świecących obiektów głębokiego nieba wymaga przede wszystkim obiektywów o dużej średnicy. Do tego celu dobrze nadają się tele-skopy Newtona, oferujące dużą średnicę obiektywu przy stosunkowo niewielkich kosztach własnych, jak n.p. Bresser Galaxia i Pluto oraz Meade DS 2114.

Jeżeli jest planowana głównie obserwacja stosunkowo jasnych planet, to porzą-dany jest sprzęt oferujący dobry kontrast: tutaj sprawdzają się przede wszystkim refraktory i teleskopy systemu Maksutova. Można w związku z tym rozważyć zakup teleskopów Bresser Uranus, Lyra, Mars Explorer lub Meade ETX 90. Co do obiektów obserwacji, to nie należy przykładać zbyt wielkiej wagi do systemu: obiekty głębokiego nieba można z dobrym skutkiem obserwować przy pomocy refraktora, zaś planety są dobrze widoczne także w okularze reflektora.

Wśród teleskopów łatwych w transporcie wyróżniają się instrumenty Meade ETX. Możliwe jest zapakowanie całego teleskopu do niewielkiej torby lub walizki i zabranie go, jako bagaż podręczny nawet na pokład samolotu. Także teleskopy o większych gabarytach, jak n.p. Bresser Uranus na klasycznym montażu para-laktycznym , mogą być bez większego trudu transportowane przez jedną osobę w normalnym samochodzie osobowym.

Łatwość transportu jest szczególnie ważna dla mieszkańców wielkich miast, gdzie nocne niebo jest mocno zaświetlone; konieczność wielokrotnego przepa-kowywania ciężkiego bagażu może szybko zniechęcić adeptów astronomii.

Uwzględnienia wymaga oczywiście także strona finansowa zakupu teleskopu. Jeżeli środki są ograniczone, warto nabyć nieco mniejszy teleskop, zaś pozo-stałe pieniądze zainwestować w późniejszy zakup wyposażenia dodatkowego. Słabe i niestabilne na wietrze statywy oraz niedokładne napędy prowadzące mogą bowiem szybko przyczynić się do utraty zainteresowania fotografią astro-nomiczną.

52

5. Wprowadzenie błyskawiczne - Jaki teleskop jest najlepszy?


53

6. Użyteczne tablice - Tablica szerokości geograficznych

6. Użyteczne tablice

6.1 Tablica szerokości geograficznych dla wszystkich większych metropolii na świecie

Dla ułatwienia ustawienia teleskopu względem bieguna niebieskiego, podaliśmy w poniższej tablicy szerokości geograficzne róznych większych miast świata. Jeżeli poszukujesz szerokości geograficznej Twojego stanowiska obserwacyjne-go, i nie jest ona podana w tablicy, to powinienieś najpierw znaleźć duże miasto znajdujące się w pobliżu. Następnie możesz kontynuować poszukiwania w inter-netowych bazach danych lub na witrynach jak n.p. www.heavens-above.com. Możesz również skorzystać z podanej niżej metody:

6.1.1 Dla obserwatorów na pólkuli pólnocnej (N)Jeżeli stanowisko obserwacyjne znajduje się na północ od wymienionego w tabli-cy miasta, należy dodać do pozycji miasta jeden stopień na każde 110 kilome-trów odległości. Znajduje się ono na południe od miasta w tablicy, odejmujemy jeden stopień na każde 110 kilometrów odległości.

6.1.2 Dla obserwatorów na pólkuli południowej (N)Jeżeli stanowisko obserwacyjne znajduje się na północ od wymienionego w tabli-cy miasta, należy odjąć od pozycji miasta jeden stopień na każde 110 kilometrów odległości. Znajduje się ono na południe od miasta w tablicy, dodajemy jeden stopień na każde 110 kilometrów odległości.

EUROPAMiasto Kraj Szerokość geograficznaAmsterdam Holandia 52° NAteny Grecja 38° NBerlin Niemcy 53° NBerno Szwajcaria 47° NBonn Niemcy 51° NBrema Niemcy 53° NDrezno Niemcy 51° NDublin Irlandia 53° NDüsseldorf Niemcy 51° NFlensburg Niemcy 55° NFrankfurt nad Menem Niemcy 50° NFryburg Niemcy 48° NGlasgow Szkocja 56° NGraz Austria 47° NHalle Niemcy 52° NHamburg Niemcy 54° NHanower Niemcy 52° NHelsinki Finlandia 61° NKoblencja Niemcy 50° NKolonia Niemcy 51° NKopenhaga Dania 56° NLipsk Niemcy 51° NLinz Austria 48° NLizbona Portugalia 39° NLondyn Wielka Brytania 52° NMadryt Hiszpania 40° NMagdeburg Niemcy 52° NMonachium Niemcy 48° NNorymberga Niemcy 49° NOslo Norwegia 60° NParyż Francja 49° NRzym Włochy 42° NSaarbrücken Niemcy 49° N

Ryc. 76: Schematyczny rysunek układu współrzędnych


Salzburg Austria 49° NStuttgart Niemcy 49° NSztokholm Szwecja 59° NWarszawa Polska 52° NWiedeń Austria 48° N

STANY ZJEDNOCZONE AMERYKIMiasto Stan Szerokość geograficznaAlbuquerque Nowy Meksyk 35° NAnchorage Alaska 61° NAtlanta Georgia 34° NBoston Massachusetts 42° NChicago Illinois 42° NCleveland Ohio 41° NDallas Teksas 33° NDenver Kolorado 40° NDetroit Michigan 42° NHonolulu Hawaje 21° NJackson Missisipi 32° NKansas City Missouri 39° NLas Vegas Nevada 36° NLittle Rock Arkansas 35° NLos Angeles Kalifornia 34° NMiami Floryda 26° NMilwaukee Wisconsin 43° NNashville Tennessee 36° NNowy Jork Nowy Jork 41° NNowy Orlean Luizjana 30° NOklahoma City Oklahoma 35° NPhiladelphia Pennsylvania 40° NPhoenix Arizona 33° NPortland Oregon 46° NRichmond Wirginia 38° NSalt Lake City Utah 41° NSan Antonio Teksas 29° NSan Diego Kalifornia 33° NSan Francisco Kalifornia 38° NSeattle Waszyngton 48° NWaszyngton Dystrykt Kolumbii 39° NWichita Arkansas 38° N

AMERYKA POŁUDNIOWAMiasto Kraj Szerokość geograficznaAsuncion Paragwaj 25° SBrasilia Brazylia 24° SBuenos Aires Argentyna 35° SMontevideo Urugwaj 35° SSantiago Chile 35° S

AZJAMiasto Kraj Szerokość geograficznaPekin Chiny 40° NSeul Korea Południowa 37° NTajpej Tajwan 25° NTokio Japonia 36° NVictoria Hongkong 23° N

AFRYKAMiasto Kraj Szerokość geograficznaKair Egipt 30° NKapsztad RPA 34° SRabat Maroko 34° NTunis Tunezja 37° NWindhuk Namibia 23° S

54

6. Użyteczne tablice - Tablica szerokości geograficznych


AUSTRALIAMiasto Stan Szerokość geograficznaAdelajda Australia Południowa 35° SAlice Springs Terytorium Północne 24° SBrisbane Queensland 27° SCanberra Nowa Płd. Walia 35° SHobart Tasmania 43° SMelbourne Wiktoria 38° SPerth Australia Zachodnia 32° SSydney Nowa Płd. Walia 34° S

6.2 Tablica pozycji najbardziej charakterystycznych gwiazd

Niżej podajemy listę najjaśniejszych gwiazd wraz ze współrzędnymi rektascensji (RE) i deklinacji (DEC). Ponadto podajemy te pory roku na półkuli północnej, podczas których gwiazdy te są najlepiej widoczne na nocnym niebie. Lista ta pomoże Ci znaleźć podstawowe gwiazdy dla różnych pór roku. Letnim wieczo-rem, n.p. doskonałą gwiazdą referencyjną może być Deneb w gwiazdozbiorze Łabędzia. Betelgeza była by w tym czasie absolutnie nieprzydatna jako gwiazda prowadzenia, ponieważ należy ona do Oriona – gwiazdozbioru pory zimowej, zaś latem znajduje się poniżej linii horyzontu.

Pora Roku Nazwa Gwiazdy Gwiazdozbiór RA DEC

Wiosna Arktur Wolarz 14 h 16 m +19° 11´

Wiosna Regulus Lew 10 h 09 m +11° 57´

Wiosna Spica Panna 13 h 25 m -11° 10´

Lato Wega Lutnia 18 h 37 m +38° 47´

Lato Deneb Łabędź 20 h 41 m +45° 17´

Lato Altair Orzeł 19 h 51 m +08° 52´

Lato Antares Skorpion 16 h 30 m -26° 26´

Jesień Markab Pegaz 23 h 05 m +15° 14´

Jesień Fomalhaut Ryba Południowa 22 h 58 m -29° 36´

Jesień Mira Wieloryb 02 h 19 m -02° 58´

Zima Rigel Orion 05 h 15 m -08° 12´

Zima Betelgeza Orion 05 h 55 m +07° 25´

Zima Syriusz Wielki Pies 06 h 45 m -16° 43´

Zima Aldebaran Byk 04 h 35 m +16° 31´

6.3 Wszechświat z bliska czyli odległości w kosmosieWszechświat... bezkresna dal! ...wiedzą o tym nawet scenarzyści znanych seriali fantastyczno-naukowych. Lecz tak naprawdę nie sposób sobie wyobrazić, co znaczy kosmiczna „dal”. Tym niemniej... może jednak warto spróbować?

...w kilometrach: Odległość pomiędzy Ziemią a Księżycem wynosi 383.000 kilometrów. Jest to dystans, jaki przebywa dobry samochód za cały okres eks-ploatacji

...w jednostkach astronomocznych (j.a.): Odległość pomiędzy Ziemią i Słońcem to jedna jednostka astronomiczna lub 149 milionów kilometrów. Jednostek astro-nomicznych używamy do pomiaru odległości w obrębie Układu Słonecznego. Ostatnia planeta w Układzie Słonecznym, Pluton, jest od nas oddalona o 40 j.a.

55

6. Użyteczne tablice - Tablica pozycji najbardziej charakterystycznych gwiazd


...w latach świetlnych: Rok świetlny, to odległość, którą światło w próżni poko-nuje w ciągu jednego roku. Jest to 9,46 x 10 15 m = 9.460.000.000.000 (9,46 biliona) kilometrów, albo 63.490 j.a. Opuśćmy teraz na chwilę okład słoneczny i przyjrzyjmy się naszej (poza Słońcem) najbliższej gwiaździe – Alfie Centauri (widocznej tylko z półkuli południowej). Znajduje się ona w odległości 4,3 lat świetlnych. Jest to gigantyczna odległość: gdybyśmy wyobrazili sobie model, w którym Słońce znajdowałoby się w odległości zaledwie 25 milimetrów od Ziemi, to odległość do najbliższej gwiazdy w tym modelu musiałaby wynosić 6,5 kilo-metra!

6. Użyteczne tablice - Wszechświat z bliska czyli odległości w kosmosie

Odległości pomiędzy galaktykami

Nasza Droga Mleczna Mgławica Andromedy (M31) Galaktyka Wirowa (M51)

Nasze Słońce

2,25 miliona lat świetlnych 35 milionów lat świetlnych

Odległości pomiędzy gwiazdamiOdległość od Słońca do najbliższej gwiazdy wynosi ok. 4,3 roku świetlnego lub ok. 40 bilionów km.

Wraz z naszym Słońcem, w skład Drogi Mlecznej wchodzi ok. 100 miliardów innnych gwiazd. To spiralne zbiorowisko gwiazd ma ponad 100.000 lat świetlnych średnicy. Jego „grubość” wynosi do 10.000 lat świetlnych.

Odległość pomiędzy Ziemią a KsiężycemOdległość = 283.000 km

Rysunek Zdjęcie Zdjęcie

Odległości pomiędzy planetamiOdległość pomiędzy Ziemią a Słońcem wynosi 149 milionów km, lub 1 jednostkę astronomiczną (j.a.)

Eliptyczna orbita Plutona odznacza się stosunkowo dużą ekscentrycznością, dzięki czemu, w swoim peryhelium Pluton znajduje się wewnątrz orbity Neptuna.

Słońce

Słońce

MerkuryOdległość do Słońca = 0,39 j.a.

WenusOdległość do Słońca = 0,72 j.a.

ZiemiaOdległość do Słońca = 1,00 j.a.

MarsOdległość do Słońca = 1,52 j.a.

MarsOdległość do

Słońca = 1,52 j.a.

JowiszOdległość do


SaturnOdległość do


UranOdległość do


NeptunOdległość do


PlutonOdległość do

Słońca – od 24,6 do 52,6 j.a.

Słońce

ZiemiaOdległość do Słońca = 1,00 j.a.

Odległość do najbliższej gwiazdy = 4,3 roku świetlnego

Alfa Centauri A + B

56


7. Słowniczek

Załączony słowniczek zawiera zestawienie najważniejszych pojęć, będących czę-sto źródłem nieporozumień wśród początkujących astronomów-amatorów. Zawiera on również większość pojęć fachowych występujących w niniejszym wprowadzeniu do astronomii.

AAberracja chromatyczna: wada odwzorowania koloru soczewkiAchromat: a-chromatyczny, nie-kolorowy – określenie układu soczewek korygu-jącego podstawową aberrację chromatyczną (obwódki barwne obserwowanych obiektów). Przy wysokich wartościach powiększenia w obiektywach achromatycz-nych występuje tzw. aberracja chromatyczna drugiego rzędu.Adaptacja oka do ciemności: Zdolność oka, dopasować się do mroku przez podniesienie wrażliwości na światło. Aby oko przystosowało się do ciemności, musi upłynąć ok. 20-30 minut. W tym czasie w otoczeniu obserwatora nie może być jasnych źródeł światła. Światło białe likwiduje efekt adaptacyjny. Podczas nocnych obserwacji astronomowie posługują się wyłącznie światłem czerwonym, gdyż ma ono stosunkowo niewielki wpływ na przystosowanie się oka do ciemności.Afelium: Najbardziej oddalony od Słońca punkt orbity planetarnego ciała niebie-skiego.Amici’ego Pryzmat -> patrz: Pryzmat Amiciego Apertura: efektywna średnica otworu instrumentu optycznego.Asferyczny: nie-kulistyAsteroida: jedno z wielu tysięcy ciał niebieskich krążących wokół Słońca. Często określana również jako planetoida.Autokolimacja: Metoda testowania i ogniskowania, podczas której promień świa-tła przesyłany jest dwukrotnie przez instrument optyczny, co prowadzi do podwoje-nia wartości ewentualnie stwierdzonych błędów.

BBarlowa soczewka -> patrz: soczewka BarlowaBiblioteka obiektów: Lista obiektów na niebie, zapisana w układzie elektronicz-nym teleskopu.BK-7: Rodzaj szkła optycznego o specjalnych cechach (charakterystyka transmisji, współczynnik załamania).

CCzas tłumienia: Czas, jaki potrzebuje podstawa teleskopu, żeby stłumić zewnętrz-ne wibracje po wykonaniu intensywnych ruchów montażem.

DDEC: Skrót oznaczający deklinację.Deep-sky -> patrz „głębokie niebo”Deklinacja (DEC): Jedna ze współrzędnych niebieskich. Określa kąt odstępu wybrango obiektu niebieskiego w kierunku północnym (+) lub południowym (-) od linii równika niebieskiego. Deklinacja odpowiada szerokości geograficznej, jeżeli przeniesiemy układ współrzędnych Ziemi na niebo.Derotator pola: Przyrząd wyrównujący efekt rotacji pola widzenia przez obrót w kierunku dokładnie przeciwnym do naturalnej rotacji polaDwustopniowy autokolimator laserowy: „dwuprzebiegowy” autokolimator lase-rowy. Por. autokolimacja.

57

7. Glossar - Aberracja chromatyczna - Dwustopniowy autokolimator laserowy


EEkliptyka: Ekliptyka odpowiada prawie dokładnie orbicie kołowej, Ziemi wokół Słońca. Określa ona więc pozorny ruch Słońca na nieboskłonie. Orbity wszyst-kich planet Układu Słonecznego również przebiegają w sąsiedztwie ekliptyki. Pojęcie ekliptyka oznacza (z greckiego) „zaćmienie”. Nazwa ta pochodzi stąd, że zaćmienia Słońca i Księżyca zdarzają się tylko wtedy, gdy Księżyc w pełni lub w nowiu znajduje się w płaszczyźnie ekliptyki.

FFotografia ogniskowa: Fotografowanie z kamerą umieszczoną w ognisku głów-nym teleskopu, bez użycia okularu.Foucalta Test -> patrz: Test FoucaltaFunkcja HP: Motoda dekładnego pozycjonowania, za pomocą dwóch lub trzech gwiazd referencyjnych w sąsiedztwie obiektu obserwacji.Filtr interferencyjny: Filtr składający się z dużej ilości pojedynczych warstw specjalnego materiału o grubości wynoszącej ¼ długości fali. Przepuszcza on światło w określonym wąskim zakresie barw spektralnych.

GGłębokie niebo: Jako obiekty głębokiego nieba (ang. deep sky) oznaczamy wszystkie obiekty na niebie, znajdujące się poza obrębem Układu Słonecznego, (np. galaktyki, gromady gwiazd, mgławice itp.)GO TO: Funkcja komputerowych kontrolerów teleskopów, pozwalająca na auto-matyczną lokalizację i pozycjonowanie obiektów na niebie.GPS: angl. Global Positioning System. Służy do określania pozycji stanowiska obserwacyjnego, daty i godziny. Podstawą działania tego amerykańskiego sys-temu nawigacji są satelity ulokowane na orbicie ziemskiej.

HHeavy-Duty: angielskojezyczne oznaczenie dla szczególnie masywnej i stabilnej konstrukcji

IInicjalizacja: początkowe „kalibrowanie” teleskopu

JJasność (obiektywu): Stosunek ogniskowej do średnicy otworu teleskopu.Jednostka astronomiczna: 1,49 x 1011 m. Jest równa średniej odległości pomiędzy Ziemią a Słońcem

KKellnera okular -> Okular Kellnera Komety: Obiekty pochodzące z obłoku pyłowego na granicy Układu Słonecznego, okrążające Słońce po silnie wydłużonych orbitach eliptycznych.Koniunkcja: Najbliższa wzajemna odległość dwóch obiektów na niebie.Kontrast: Stosunek jasności dwóch sąsiadujących obszarów.

MMaksutov: Teleskop zwierciadlany charakteryzujący się szczególnie dobrym obrazem przy niewielkiej obstrukcji.

58

7. Glossar - Ekliptyka - Maksutov

Ryc. 74: Ekliptyka to płaszczyzna opi-sywana przez orbitę Ziemi


Messiera obiekty: 100 obiektów mgławicowych (głebokiego nieba), skatalogo-wanych w XVIII w. przez francuskiego astronoma Charlesa Messiera (ur. 1730, zm. 1817).Mgławica planetarna: Mgławica planetarna powstaje w wyniku śmierci gwiazdy o maksymalnie 1,4-krotnej masie Słońca. Prowadzi to do wyrzucenia zewnętrz-nych warstw gwiazdy w przestrzeń kosmiczną i utworzenia mgławicy, której kształt z reguły przypomina pierścień. Pojęcie „mgławica planetarna” wywodzi się z faktu, że mgławice tego rodzaju w obiektywie teleskopu przypominają pla-nety: mają kształt tarczki.Micro-Slewing: Mikrometryczna metoda prowadzenia teleskopu umożliwiająca bardzo dokładne pozycjonowanie.Minuta kątowa: jednostka kątowa do określania pozycji obiektów na niebie. Stanowi jedną sześćdziesiątą stopnia (kątowego). Moneta o nominale 10 Eurocentów obserwowana z odległości 68 metrów ma wielkość jednej sekundy kątowej. Jej symbolem jest znak ‚.Montaż azymutalny: Ustawienie montażu astronomicznego względem osi pio-nowej i poziomej. („oś rektascencji” równoległa do kierunku działania siły cięż-kości i skierowana na punkt zenitu.Montaż niemiecki: montaż równikowy (paralaktyczny) przesunięty asymetrycz-nie. Ten popularny dziś typ montażu został po raz pierwszy zbudowany przed wielu laty w Niemczech.Montaż równikowy (paralaktyczny). Ustawienie montażu astronomicznego względem bieguna niebieskiego (oś rektascencji równoległa do osi Ziemi.)

NNadir: Punkt nieba przeciwny w stosunku do zenitu. Znajduje się on dokładnie pod stopami obserwatora.Napęd prowadzący: Napęd prowadzący może być stosowany tylko dla montaży równikowych. Jest on montowany na osi godzinowej i wyrównuje ruch obrotowy Ziemi. Napęd prowadzący jest niezbędny w astrofotografii.

OObstrukcja: zacienienie zwierciadła głównego.Ogniskowa: Odległość między soczewką obiektywu lub zwierciadłem głównym teleskopu i ogniskiem. Na podstawie ogniskowej teleskopu i okularu obliczamy wartość powiększenia teleskopu, stosując wzór: ogniskowa teleskopu w mm / ogniskową okularu w mm.Ogniskowanie: regulacja ostrościOgniskowanie zwierciadła głównego: Ogniskowanie za pośrednictwem prze-suwania zwierciadła głównego wewnątrz tubusu, w przeciwieństwie do ustawia-nia ostrości przy pomocy wyciągu okularowego. Jego zaletą jest brak ruchomych elementów machanicznych na zewnątrz teleskopu i zmniejszenie przesuwów ogniskowania dla wielu części wyposażenia.Okular: „Element oczny”. Specjalna „lupa” do obserwacji powiększonego obra-zu uzyskanego w obiektywie.Okular Kellnera: Trzysoczewkowy okular według systemu Kellnera. Daje dobry obraz.Okular ortoskopowy: Czterosoczewkowy okular, dający lepszą korekcję chro-matyczną, niż n.p. okular Kellnera.Okular Plössla: Uproszczony okular ortoskopowy z powiększonym polem widzenia.Okular z krzyżem nitkowym: Okular zaopatrzony w krzyż celowniczy. W now-szych instrumentach, krzyż trawiony jest na specjalnej płytce szklanej. Kwadrat w centrum krzyża umożliwia obserwację gwiazdy referencyjnej.

59

7. Glossar - Messiera obiekty - Okular z krzyżem nitkowym

Ryc. 75: Jeden z najciekawszych obiektów z katalogu Messiera – Plejady, Messier 45 – M45 (mityczne córki Atlasa)

Ryc. 76: Teleskop na azymutalnym montażu widłowym z kołyską regula-cji wysokości bieguna


Otwór: Średnica obiektywuOtwór względny: stosunek ogniskowej do średnicy obiektywu teleskopu.

Pparalaktyczny: równikowyParalaksa: Pozorna zmiana pozycji obiektu na niebie w przeciągu roku. W związ-ku z obiegiem Ziemi wokół Słońca, pozycja bliższych obiektów ulega niewielkim zmianom. Jest to efekt podobny do zmiany pozycji bliskiego obiektu, gdy na przemian zamykamy i otwieramy oczy.Parsek: Odległość, w której paralaksa obiektu widzianego z Ziemi wynosi jedną sekundę kątową. W przybliżeniu odpowiada odległości 3,26 roku świetlnego.Peryhelium: Najbliższy Słońcu punkt orbity ciała niebieskiego.Planety: Największe znane ciała okrążające Słońce. Nazwa ta pochodzi od greckiego słowa określającego wędrowca.Plössla okular -> patrz: Okular PlösslaPryzmat Amici’ego Przy pomocy pryzmatu Amici’ego możemy uzyskać prawi-dłowe odwzorowanie obrazu względem osi poziomej (góra-dół) oraz pionowej (lewa i prawa strona). Jest to możliwe, o ile na okularze teleskopu nie jest zain-stalowany żaden dodatkowy instrument optyczny (n.p. zwierciadło lub pryzmat diagonalny).Przemiennik częstotliwości: Urządzenie stosowane w napędach teleskopów z silnikiem synchronicznym. Służy do regulacji obrotów silnika.

RRotacja pola widzenia: Rotacja pola widzenia teleskopu, kiedy nie jest on ustawiony dokładnie według równika (szczególnie w przypadku montaży azymu-talnych)Rozdzielczość: Zdolność do lepszego rozpoznawania detali (rozdzielczość kątowa) lub – przede wszystkim w przypadku astronomii CCD – do rozróżniania natężenia śwatła (rozdzielczość dynamiczna).

SSekunda kątowa: jednostka kątowa. Jedna sześćdziesiąta minuty kątowej. Pełny okrąg odpowiada 360°, tak więc 1° odpowiada 60 minutom (60’), zaś jedna minuta 60 sekundom (60’’). Dla porównania: odstęp jednej sekundy kąto-wej odpowiada odstępowi reflektorów samochodu osobowego obserwowanego z odległości 150 kilometrów.Silnik serwo DC: silnik prądu stałego z kontrolą pozycji i korzystnymi parametra-mi do wykorzystania w komputerowym sterowaniu teleskopu.Soczewka Barlowa zwiększa ogniskową obiektywu i tym samym powiększenie o określoną wartość. (najczęściej o 2 lub 3 razy)

ŚŚwiatłosiła: Zdolność powierzchni do zbierania światła i koncentrowania go w ognisku. W przypadku teleskopów zwierciadlanych ze zwierciadłem wtórnym ustawionym w osi głównej teleskopu, należy uwzględnić jego średnicę przy obli-czaniu światłosiły.

60

7. Glossar - Otwór - Światłosiła

Ryc. 79: Pryzmat i zwierciadło zenitalne

Pryzmat zenitalny

Zwierciadło zenitalne


TTest Foucalta: Test optyczny stwierdzający dokładność zwierciadła.Test zerowy: Test optyczny służący do oceny jakości całego układu optycz-nego. Za podstawę oceny służy wygenerowana optycznie, „gładka, płaska powierzchnia”, określana również jako „zerowanie optyczne”.Transmisja światła: przepuszczalność dla promieni światła

WWielkość graniczna: Najmniejsza widoczna w teleskopie lub gołym okiem jasność widzialna gwiazdy.Wyciąg okularowy: Przesuwny element teleskopu służący do regulacji ostrości (ogniskowania)Wysokość: Odstęp pomiędzy horyzontem a obiektem. Podawana jest w stop-niach, minutach i sekundach kątowych. Pozytywna wysokość świadczy, że obiekt znajduje się nad linią horyzontu, negatywna – że jest on za horyzontem.Wyświetlacz nocny: Podświetlany na czerwono wyświetlacz pilota sterowania teleskopu. (Kolor czerwony jest ważny ze względu na zachowanie przystosowa-nia do ciemności.)

61

7. Glossar - Test Foucalta - Wyświetlacz nocny


Podręcznik ABC astronomii

Documents

Transcript of Podręcznik ABC astronomii