Jak patrzeć na niebo?
advertisement
astronomia dla każdego Jak patrzeć na niebo? Wielu ludzi nie wie, jak dużo rzeczy można dostrzec na niebie już gołym okiem. A mając lornetkę można prowadzić jeszcze lepsze obserwacje Księżyca, gwiazd i planet. Ostatnio pojawiło się coraz więcej tanich lunet i teleskopów. W końcu już w starożytności i średniowieczu oglądano niebo gołym okiem. A dopiero Galileusz w 1609 skonstruował pierwszy teleskop. MICHAŁ NIEDŹWIECKI Gwiazdozbiory Co to są gwiazdozbiory? Już starożytni zauważyli, że gwiazdy na niebie układają się w różne ciekawe kształty. Spójrzmy wieczorem na północne niebo. Gdy przyjrzymy się gwiazdom, dostrzeżemy ciekawy układ, coś na kształt wozu. To gwiazdozbiór Wielki Wóz, znany też jako Wielka Niedźwiedzica. Tworzą go jasne gwiazdy, które często są dostrzegalne nawet latem w dużych miastach. Równie łatwy, a może nawet łatwiejszy do zauważenia jest gwiazdozbiór Kasjopeja. Ma on kształt litery W i znajduje się niedaleko Wielkiego Wozu. Gdy letnim wieczorem spojrzymy na szczyt nieba, dostrzeżemy tam jasną gwiazdę. To Wega. Należy ona do bardzo małego gwiazdozbioru o nazwie Lutnia. Obok niej znajduje się gwiazdozbiór w kształcie krzyża – to Gwiazdozbiór Łabędzia. Jednak najciekawszy gwiazdozbiór możemy podziwiać zimą. To Orion, który znajduje się na południu i ma kształt dużej klepsydry. Niedaleko od niego znajduje się Wielki Pies z najjaśniejszą gwiazdą na naszym nocnym niebie – Syriuszem. Dlaczego Oriona możemy podziwiać tylko zimą? Ponieważ latem jest na niebie wtedy, kiedy świeci Słońce i nie można dostrzec żadnych gwiazd, natomiast nocą znajduje się daleko poniżej horyzontu. Inaczej jest z gwiazdozbiorami północnymi. Je możemy obserwować przez cały rok. Jest to spowodowane ruchem obrotowym Ziemi. Północna oś obrotu znajduje się bardzo blisko Gwiaz- 28 dy Polarnej. Mówi się czasem, że Gwiazda Polarna stoi w miejscu. Tak naprawdę zatacza mały okrąg wokół tego punktu w ciągu około 24 godzin razem ze wszystkimi gwiazdami. Jednak ten okrąg jest tak mały, że wydaje się że Gwiazda Polarna cały czas jest w tym samym miejscu na niebie. Gdzie szukać Gwiazdy Polarnej? Dokładnie na północ, na wysokości gdzieś w połowie nieba między horyzontem a zenitem (czyli tym punktem, który znajduje się centralnie nad naszymi głowami). Łatwo zauważyć, że jeśli przez tylnie koło i tylni koniec Wielkiego Wozu poprowadzimy linię prostą, to w odległości pięciu odległości między tylnim kołem a tylnim końcem wozu znajdzie się Gwiazda Polarna. Prowadząc obserwację przez całą noc zauważymy, że wszystkie gwiazdy, jak gdyby krążą dokoła Gwiazdy Polarnej. Kiedy w jeden dzień o pewnej godzinie Wielki Wóz znajdzie się pod Gwiazdą Polarną. Za pół roku dokładnie o tej samej porze, znajdzie się nad Gwiazdą Polarną odwrócony do góry kołami. Z grubsza gwiazdozbiory dzielimy na północne (widoczne na niebie północnym przez cały rok), wiosenne, letnie, jesienne i zimowe (widoczne na nocnym niebie odpowiednio wiosną, latem, jesienią i zimą) oraz gwiazdozbiory nieba południowego, które nigdy nie są widoczne z terytorium Polski. A szkoda, bo właśnie w gwiazdozbiorze Centaura, niewidocznego z terenu Polski, w odległości około 4 lat świetlnych znaj- fizyka w szkole astronomia dla każdego duje się najbliższa nam po Słońcu gwiazda Proxima Centauri. Gwiazdy Czym są gwiazdy? To ogromne kule gazowe. Z bliska są bardzo podobne do naszego Słońca. Jednak znajdują się od nas tysiące razy dalej niż Słońce, dlatego widzimy je jako małe kropeczki na nocnym niebie. Są tak daleko, że nawet przez największe obecnie zbudowane teleskopy nie da się dostrzec szczegółów ich powierzchni. Astronom patrzący na gwiazdę przez taki teleskop nie zobaczy więcej od nas, patrzących gołym okiem. Jedynie będzie ona dla niego o wiele jaśniejsza niż dla nas, lecz nadal będzie małym punktem. W takim razie w jakim celu budować teleskopy? Jak wcześniej napisałem, będzie ona dla niego o wiele jaśniejsza niż dla nas, ponieważ teleskop jest w stanie zebrać więcej światła, dzięki czemu można dostrzec o wiele słabiej świecące gwiazdy, niedostrzegalne gołym okiem. Ponadto teleskop powiększa obraz, możemy więc rozróżnić dwie gwiazdy, które na niebie są tak blisko siebie, że zlewają się w jedną gwiazdę. Okazuje się, że większość gwiazd na niebie to gwiazdy podwójne lub nawet potrójne albo i jeszcze więcej. Taką najpopularniejszą gwiazdą wielokrotną jest Mizar, znajdujący się w środku dyszla Wielkiego Wozu. Jeśli ktoś ma dobry wzrok, już gołym okiem spostrzeże, że niedaleko obok niej znajduje się druga gwiazda. Bardzo łatwo ją dostrzec przez lornetkę. Dysponując małym teleskopem można ujrzeć i trzecią gwiazdę, która jest o wiele słabsza i znajduje się bardzo blisko tej pierwszej. Prócz gwiazd podwójnych można obserwować gwiazdy zmienne, czyli gwiazdy, których jasność znacznie zmienia się w czasie. W 1596 roku David Fabricius zauważył okresowe znikanie gwiazdy Omicron Ceti (nazwanej później Mira, od miraculous – cudowny). Spowodowało to spore zamieszanie, ponieważ dawniej sądzono, że jasność gwiazd jest niezmienna. Gwiazdy 5/2006 zmienne z grubsza dzielmy na dwie kategorie: gwiazdy zmienne fizycznie i zaćmieniowe. Gwiazdy zmienne fizycznie zmieniają swoją jasność wskutek procesów fizycznych zachodzących w gwieździe. Natomiast gwiazdy zmienne zaćmieniowe – są to głównie gwiazdy podwójne lub wielokrotne i co jakiś czas jedna przysłania drugą. Jasność gwiazd Do określania jasności gwiazd stosuje się pozaukładową jednostkę magnitudo (oznaczenie m, mag lub wielkość gwiazdowa). Ilość światła pochodzącego od gwiazd różniących się o 5 magnitudo, różni się o czynnik 100. Czyli, gdy mamy np. gwiazdę o jasności 1 mag i gwiazdę o jasności 6 mag, to ta pierwsza jest 100 razy jaśniejsza od drugiej. Dla przykładu, Słońce ma jasność -26,8m. Księżyc w pełni –12,7m. Syriusz, najjaśniejsza gwiazda –1,4m. Gwiazda Polarna 1,97m. Najciemniejsze obiekty dostrzegalne gołym okiem w pełnej nocy z dala miasta: 6m, przez lornetkę: 8m, amatorski teleskop w zależności od średnicy zwierciadła: 10m do 15m, Teleskop Kosmiczny Hubble: 30m – są to obiekty 10 miliardów razy słabsze niż te najsłabsze dostrzegalne gołym okiem. Księżyc Nasz naturalny satelita, jedyne ciało pozaziemskie na którym stanęła ludzka stopa. Księżyc – fotografię wykonał Dominik Pasternak 29 astronomia dla każdego Patrząc na Księżyc gołym okiem, przez lornetkę lub amatorski teleskop dostrzeżemy jasne obszary pokryte kraterami, łańcuchy górskie oraz ciemne obszary zwane morzami. Nie ma tam jednak wody. Kiedyś to były morza lawy bazaltowej, która zastygła tworząc wielkie równiny, z czasem urozmaicone kraterami. Księżyc praktycznie nie ma atmosfery, co sprawia, że nawet najmniejsze drobinki kosmicznego pyłu uderzają o jego powierzchnię tworząc mikrokratery. Ciekawskich zachęcam do poszukania w Internecie mapy Księżyca. Morza i niektóre kratery (jak Tycho, Kopernik) można dostrzec już gołym okiem. Lornetka ukaże znacznie więcej szczegółów, natomiast pełnym komfortem jest choćby mały teleskop, umieszczony na statywie. Pierwszym człowiekiem, który sporządził dość dokładną mapę Księżyca był polski astronom Jan Heweliusz. Prócz astronomii Heweliusz zajmował się browarnictwem. Do dziś w gdańskich barach można kupić najmocniejsze z polskich piw – Heweliusz Kaper. Ponieważ okres obrotu Księżyca wokół własnej osi jest równy jego obiegowi wokół Ziemi, widoczna dla nas jest tylko jedna jego strona. Jednak na skutek libracji (czyli powolnych wahań, które można porównać do chybotania się szalek wagi) z Ziemi można dostrzec aż 59% jego powierzchni. Libracja Księżyca jest spowodowana głównie przez eliptyczność i nachylenie orbity do osi obrotu Ziemi. Orbita Księżyca nie jest kołowa. Jest elipsą, a jak wiemy ciało na orbicie eliptycznej porusza się ze zmienną prędkością kątową, a obraca wokół własnej osi ze stałą. W efekcie Księżyc w apogeum (najdalej od Ziemi) obraca się za szybko, a w perygeum (najbliżej Ziemi) za wolno. Maksymalne wychylenie następuje około tydzień przed i po perygeum, i nie przekracza ±7,9°. Z kolei nachylenie orbity sprawia, że Księżyc zwraca się ku Ziemi na przemian północnym i południowym biegunem. Te wahania nie przekraczają ±6,7°. Dodatkowe czynniki to libracja dzienna i fizyczna spowo- 30 dowana oddziaływaniami grawitacyjnymi innych ciał niebieskich, lecz te czynniki mają śladowy wpływ, wykrywalny tylko przez bardzo dokładne instrumenty pomiarowe. Librację bardzo łatwo zauważyć fotografując Księżyc co kilka dni i potem porównując ze sobą zdjęcia. Księżyc jest bardzo łatwy w fotografii, dzięki temu, że jest bardzo jasny. Duża popularność aparatów cyfrowych jeszcze bardziej ułatwia to zadanie. Księżyc powoduje dość rzadkie, ale bardzo efektowne zjawisko – całkowite zaćmienie Słońca. Dlaczego to zjawisko jest rzadkie? Po pierwsze – nachylenie orbity Księżyca do orbity ziemskiej. Gdyby orbity obu ciał były w jednej płaszczyźnie, całkowite zaćmienie oglądalibyśmy co miesiąc (ale tylko na równiku – o czym później). Tak jednak nie jest i przeważnie Księżyc na niebie przejdzie „nad” Słońcem lub „pod”. Albo zahaczy o Słońce, powodując częściowe zaćmienie. Reasumując, dosyć rzadko zdarza się, że Księżyc idealnie „trafi” w Słońce. Co więcej, Księżyc musi się wtedy znajdować w okolicach perygeum. W apogeum, tarcza Księżyca jest zbyt mała by zasłonić całą tarczę słoneczną. Nastąpi wtedy zaćmienie obrączkowe. Kolejny czynnik przemawiający na niekorzyść, to perspektywa. Wyobraźmy sobie, że stoimy przed drzewem, które zasłania dom znajdujący się kilkaset metrów za nim. Odejdziemy kilka kroków w bok i drzewo już nie zasłania domu. Tak samo z Księżycem podczas całkowitego zaćmienia – pas, w którym można obserwować całkowite zaćmienie Księżyca ma tylko kilkanaście km średnicy – różny w zależności od tego jak blisko perygeum znajduje się Księżyc. Planety W krótkiej perspektywie czasu, gwiazdy na nocnym niebie nie poruszają się względem siebie. Jednak już starożytni dostrzegli, że jest kilka gwiazd, które często zmieniały położenie. Nazwali je planetami. Przez długi czas nie istniała ścisła definicja planety, co sprawiało problemy z nowo odkrytymi ciałami – czy zaklasyfikować je jako planety, czy fizyka w szkole astronomia dla każdego jako planetoidy? Jednak 24 sierpnia 2006 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna ogłosiła ścisłą definicję planety: Oto obowiązujące od dziś definicje: a) Planeta to ciało niebieskie, które krąży wokół Słońca, ma dostatecznie dużą masę, aby jej siły grawitacji potrafiły ją utrzymać w stanie równowagi hydrostatycznej (niemal okrągły kształt) i „oczyściła” okolicę swojej orbity z innych większych obiektów. b) Planeta karłowata – to ciało niebieskie, które krąży wokół Słońca, ma dostatecznie dużą masę, aby jej siły grawitacji potrafiły ją utrzymać w stanie równowagi hydrostatycznej (niemal okrągły kształt) i nie jest sama w swojej okolicy, ani nie jest księżycem. c) Wszystkie pozostałe obiekty okrążające Słońce są „Mniejszymi ciałami Układu Słonecznego” I tak Pluton, o którym będzie później mowa, został wykluczony z grona planet, ponieważ nie jest sam w swojej okolicy (szerzej na str. 33–34). Merkury Merkury jest najbliższą planetą od Słońca. Jego powierzchnia jest usłana kraterami, podobnie jak powierzchnia Księżyca. Brak atmosfery i długi okres obrotu sprawiają, że w miejscach oświetlonych temperatura powierzchni Merkurego przekracza 400°C, natomiast w miejscach nieoświetlonych przez Słońce temperatura spada niemal do –200°C, a ma czas by tak spaść, ponieważ obrót Merkurego wokół własnej osi trwa 58 ziemskich dni, a obiegu wokół Słońca 88 ziemskich dni. Ponadto Merkury obraca się w tą samą stronę, w którą obiega Słońce. W efekcie doba trwa tam aż 176 ziemskich dni. Ponieważ Merkury znajduje się bardzo blisko Słońca (bliżej niż Ziemia, co oznacza, że jest planetą wewnętrzną), próżno szukać go na nocnym niebie. Jego obserwacja z Ziemi jest bardzo trudna. Dostrzec go można rano, gdy wschodzi tuż przed wschodem Słońca, a potem znika zaślepiony przez jasny blask ze Słońca. Trudno jest też dostrzec jakiekolwiek szczegóły na jego 5/2006 powierzchni. Merkury jest dość słabo zbadaną planetą. Odwiedziła go tylko jedna sonda Mariner 10, która przeleciała w pobliżu planety w 1974 roku robiąc kilka tysięcy zdjęć jej powierzchni. Czasem zdarza się, że Merkury przechodzi na tle tarczy słonecznej. Można to obserwować za pomocą teleskopu wyposażonego w odpowiedni filtr, przez który można patrzeć na Słońce. Skuteczna (tańsza i bezpieczniejsza, lecz gorszej jakości) jest także metoda projekcji rzutowania obrazu na ekran. Wyglądem przypomina to małą kropkę, która powoli przesuwa się na tle tarczy słonecznej. Ostatnie takie zjawisko można było obserwować 7 maja 2003 roku. Wenus Druga planeta od Słońca. Jest niewiele mniejsza od Ziemi. Ma bardzo gęstą atmosferę składającą się głównie z dwutlenku węgla. Powoduje to bardzo duży efekt cieplarniany, który powoduje, że temperatura przy powierzchni jest jeszcze większa niż na Merkurym. Silne prądy powietrzne mieszają powietrze na całej planecie, co sprawia, iż różnice temperatur są bardzo małe. Nawet na biegunach i w obszarach nieoświetlonych temperatura przekracza 400°C. Ponieważ Wenus znajduje się dalej od Słońca, a ponadto jej średnica jest 3 razy większa od średnicy Merkurego i znajduje się bliżej ziemi, jej obserwacja jest znacznie łatwiejsza niż w przypadku Merkurego. Jednak Wenus także znajduje się bliżej Słońca niż Ziemia, co sprawia, że nigdy nie zobaczymy jej na nocnym niebie. Dostrzec ją można na wieczornym lub porannym niebie w dużo większej odległości od Słońca niż w przypadku Merkurego. Wenus jest wtedy najjaśniejszą gwiazdą. Patrząc na nią przez teleskop, dostrzeżemy jej fazy (podobne do faz Księżyca). Zdarza się, że Wenus (podobnie jak Merkury) przechodzi na tle tarczy słonecznej. Jest to zjawisko o wiele rzadsze. Ostatnio zdarzyło się ono 8 czerwca 2004 roku. Prawie wszystkie media wtedy podały, że następne takie zjawisko odbędzie się za 243 la- 31 astronomia dla każdego ta. W rzeczywistości już 6 czerwca 2012 nastąpi kolejne przejście, jednak rozpocznie się ono około północy, a zakończy około 7: 00, gdy Słońce będzie już świecić. Będziemy mieć więc szansę obejrzeć końcówkę. Kolejne jednak nastąpi w grudniu w 2117 roku i będzie niewidoczne z Polski. Natomiast poprzedni tranzyt (przed 2004 rokiem) nastąpił 6 grudnia 1882 roku. Analizując obraz odkryto wtedy, że Wenus posiada atmosferę. Mars Mars, czwarta planeta od Słońca. Jego średnica jest około 2 razy mniejsza od średnicy Ziemi, przez co przyciąganie na jego powierzchni jest około 3 razy słabsze. Procesy tektoniczne dawno na niej wygasły. Posiada cienką atmosferę (około 1000 razy rzadszą od ziemskiej) składającą się w 95% z dwutlenku węgla. Swoją rdzawo-czerwoną barwę zawdzięcza związkom żelaza występującym na jego powierzchni. Temperatura na jego powierzchni waha się między –100°C a +20°C. Mars szczególnie interesuje naukowców, gdyż jest to najbardziej (poza Ziemią) sprzyjające miejsce do powstania życia. Jednak do tej pory sondy niczego nie odkryły. Być może życie na Marsie istniało dawno temu w bardzo prymitywnej formie (bakterie). Aczkolwiek nie przetrwało jakiegoś kataklizmu, bądź po prostu zmiany klimatu. Obserwacja czwartej planety Układu Słonecznego jest bardzo łatwa. Często widać go na nocnym niebie. Średnio co 2 lata występuje w opozycji – czyli po przeciwnej stronie niż Słońce. Znajduje się wtedy najbliżej Ziemi i świeci w nocy na czerwono jako najjaśniejsza gwiazda. Już za pomocą średniego amatorskiego teleskopu można dostrzec pewne szczegóły na jego powierzchni. Ciemne i jasne miejsca, a także czapy lodowe na biegunach. Marsjańskie czapy lodowe różnią się od tych ziemskich. Ziemskie to zamarznięta woda. Marsjańskie natomiast to głównie „suchy lód”, czyli zamarznięty dwutlenek węgla. Mars posiada dwa małe naturalne satelity: Fobos i Deimos. Mają kształt kartofla. 32 Pierwszy z nich ma średnicę około 24km, drugi jest jeszcze mniejszy. Fobos krąży bardzo blisko planety, okrążając ją szybciej niż jej okres obrotu i tak Fobos wschodzi na zachodzie i po około 4 godzinach zachodzi na wschodzie. Jowisz Jowisz i jego księżyce – Dawid Knara Największa planeta w Układzie Słonecznym. Jego średnica jest około 11 razy większa od średnicy Ziemi. Jowisz jest gazowym olbrzymem, co oznacza, że różni się zupełnie od planet skalistych (czyli takich jak Ziemia, Mars…). Jowisz nie posiada stałej powierzchni. To, co zobaczymy patrząc na niego przez teleskop, to chmury w jego atmosferze. Zasłaniają one całkowicie leżącą pod nimi grubą warstwę morza ciekłego wodoru. W samym środku znajduje się małe (w porównaniu z planetą) skaliste jądro, którego średnica jest około 2 razy większa od średnicy Ziemi. Dotychczas odkryto 63 księżyce Jowisza. Jednak większość z nich to małe, kosmiczne kamienie o średnicy kilku kilometrów. Cztery z nich mają wielkość naszego Księżyca i możemy je dostrzec już za pomocą lornetki. Odkrył je Galileusz za pomocą pierwszego, skonstruowanego przez siebie teleskopu. Dlatego często nazywamy je księżycami Galileuszowymi. Mały teleskop pomoże nam dostrzec dwa pasy chmur na Jowiszu. Nieco większym teleskopem zauważymy Wielką Czerwoną Plamę – olbrzymi huragan wiejący od około 300 lat. Ma owalny kształt. Jego długość jest ponad 2 razy większa od średnicy Ziemi. Mając teleskop o średnicy obiektywu około 15 cm, można dostrzec cień na planecie fizyka w szkole astronomia dla każdego rzucany przez któryś z Galileuszowych księżyców, który akurat przechodzi przed planetą – całkowite zaćmienie na Jowiszu. Przyglądając się dokładnie Jowiszowi przez teleskop lub patrząc na jego zdjęcia dostrzeżemy pewną anomalię. Otóż Jowisz jest wyraźnie spłaszczony. O ile jego średnica równikowa wynosi około 142 tys. km, to średnica biegunowa około 133 tys. km. Jest to spowodowane jego bardzo szybkim obrotem wokół własnej osi. Doba na Jowiszu trwa około 10 godzin. Planeta ta posiada także mały, ledwie widoczny pierścień. Został on odkryty dopiero przez sondy Voyager 1 i Voyager 2, które fotografowały planetę od tyłu, od strony zaciemnionej. Saturn Podobnie jak Jowisz jest gazowym olbrzymem. Jednak to, co odróżnia Saturna od innych planet to duży i dobrze widoczny pierścień. Można go dostrzec już za pomocą małego teleskopu. Pierścień składa się z małych okruchów skalnych o wielkości od ziarnka pyłu do kamieni wielkości domu. Ponieważ znajduje się poniżej strefy Rochea, siły pływowe Saturna nie pozwalają się kamieniom złączyć w jeden księżyc. Jak powstał pierścień, nie wiadomo. Być może doszło do zderzenia dwóch księżyców na orbicie Saturna, a być może jakiś księżyc przedostał się poniżej strefy Rochea i został rozerwany na drobne kawałki. Średnica pierścieni wynosi około 250 000 km, podczas gdy grubość tylko 30 km. Co 14–15 lat pierścienie ustawiają się pod takim kontem, że są niewidoczne z Ziemi. Posiada dużo małych księżyców, oraz jeden duży – Tytan, którego niedawno odwiedziła sonda Cassini. Tytan jest jedynym księżycem w Układzie Słonecznym z tak gęstą atmosferą, że praktycznie nie da się dostrzec szczegółów jego powierzchni. Sonda Cassini zrzuciła na niego próbnik Huygens, który, prócz innych pomiarów, dostarczył pierwszych zdjęć powierzchni. 5/2006 Uran Pierwsza z planet, która nie była znana w starożytności. Pierwsze udokumentowane obserwacje planety pochodzą z 1690 roku. Chociaż nie jest tak wielki jak Jowisz czy Saturn (jego średnica jest około 4 razy większa od średnicy Ziemi), też zalicza się do gazowych olbrzymów. Planeta wyróżnia się dużym nachyleniem osi obrotu do płaszczyzny orbity, wynoszącym około 90°. Uran jak by „toczy się” po swojej orbicie. Uran posiada słabe pierścienie, których nie da się dostrzec z Ziemi. Odkryto je w 1977 roku z teleskopu zamontowanego na samolocie. Astronomowie chcieli wykorzystać zakrycie gwiazdy przez Uran, by zbadać jego atmosferę. Zauważono, że gwiazda pięciokrotnie ciemniała i pojaśniała zanim nasuną się na nią brzeg atmosfery Uranu. Jedynym wyjaśnieniem tego zjawiska była obecność pierścieni, które potem potwierdziła na fotografiach sonda Voyager 2. Przy dobrej pogodzie, z dala od miast i smogu można go dostrzec nawet gołym okiem. Neptun Neptun jest bardzo podobny do Uranu. Średnicę ma trochę mniejszą od Uranu, ale za to jest cięższy. Swoją niebieską barwę zawdzięcza metanowi (2%) w atmosferze. W jego atmosferze wieją najsilniejsze wiatry w całym Układzie Słonecznym. Ich prędkość dochodzi do 2500 km/h. Jest to wynik niewielkiej ilości energii docierającej do Neptuna ze Słońca, co skutkuje małą ilością turbulencji w atmosferze i pozwala uzyskiwać tak wysokie prędkości wiatru. Nie zobaczymy go gołym okiem, aczkolwiek przy dobrej pogodzie i ciemnym niebie da się go dostrzec za pomocą lornetki. Planetoidy i planety karłowate Pluton Jeszcze do niedawna Pluton był uznawany za dziewiątą planetę Układu Słonecznego. Jednak 24 sierpnia 2006 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna zadecydowała o wykluczeniu Plutona z grupy planet. Utwo- 33 astronomia dla każdego rzono nową klasyfikację: planety karłowate, do których zalicza się teraz m.in. Pluton. Pluton prawdopodobnie składa się z zamarzniętego metanu. Jest najjaśniejszym obiektem Pasa Kuipera (o którym później). Do dziś odkryto jego trzy księżyce. Pierwszy z nich to Charon, jest średnicy połowę mniejszej od średnicy Plutona. Charon okrąża Pluton w odległości sześciu średnic Plutona. Z powierzchni Plutona, Charon jest ogromny. Jego średnica kontowa jest kilkakrotnie razy większa niż średnica kontowa Księżyca widzianego z powierzchni Ziemi. Słońce natomiast widziane jest jako najjaśniejsza gwiazda na niebie. Jednak ta gwiazda jest około 200 razy jaśniejsza od Księżyca w pełni widzianego z Ziemi. Pozostałe dwa księżyce to małe kamienie odkryte niedawno przez teleskop kosmiczny Hubble. Wzajemny silny wpływ pływów obu ciał sprawił, że Pluton i Charon są stale zwrócone do siebie tą samą stroną. W przypadku Ziemi i Księżyca, stale tą samą stroną zwrócony jest tylko Księżyc. Ziemia też będzie, ale za kilka miliardów lat, gdy najprawdopodobniej nie będzie już Słońca. Plutona nie da się dostrzec gołym okiem. Próżno go także szukać za pomocą lornetki. Zauważyć można go dopiero za pomocą średnich teleskopów amatorskich (o średnicy zwierciadła 15 cm) w pogodną noc, z dala od miasta oraz innych źródeł smogu i światła. Ceres Największa planetoida z pasa planetoid między orbitami Marsa a Jowisza. Podobnie jak Pluton, Ceres w momencie odkrycia w 1801 roku był uznany za planetę. Jednak gdy w pobliżu jego orbity zaczęto odkrywać coraz więcej małych planetoid, Ceres z czasem stracił status planety. Ceres jest największym i najjaśniejszym obiektem głównego pasa planetoid. Jego średnica wynosi prawie 1000 km. Prawdopodobnie stanowi 1/3 masy całego pasa planetoid. Wnętrze planetoidy składa się z dużego skalnego jądra, ponad którym rozciąga się warstwa lodu wodnego i cien- 34 ka skorupa zewnętrzna z lekkich minerałów. Woda stanowi od 17 do 27% masy planetoidy – jej ilość pięciokrotnie przewyższa ilość tej cieczy na Ziemi. Z Ziemi Ceresa najlepiej obserwować w czasie opozycji (gdy Ceres znajdzie się po przeciwnej stronie Ziemi niż Słońce). Można go wtedy dostrzec już za pomocą lornetki. 2003 UB313 (Xena) Jest to planetoida, która wydaje się być większa od Plutona. Odkrycie ogłoszono 29 lipca 2005, ale ponieważ odkryto ją na zdjęciach z 2003 roku, taką nazwę jej właśnie nadano. Odkrywcy nadali jej nieoficjalną nazwę Xena. Planetoida okrąża Słońce w ciągu 560 lat po bardzo eliptycznej orbicie w odległości od 5,650 mld km do 14,595 mld km. Naukowcy wyznaczyli jej średnicę na 3000 km z marginesem błędu ± 400km. 2003 UB313 posiada księżyc, któremu nadano prowizoryczną nazwę S/2005 (2003 UB313) 1, a nieoficjalnie nazwany został Gabrielle (od imienia przyjaciółki bohaterki serialu telewizyjnego „Xena – wojownicza księżniczka”). Jego średnicę szacuje się na około 450 km a okres obiegu na 14 dni. Pasy planetoid Między orbitą Marsa, a orbitą Jowisza znajduje się główny pas planetoid. W obszarze tym znajdują się miliony małych ciał niebieskich (planetoid), z których znane są już dziś dziesiątki tysięcy. Wpływ grawitacji Jowisza nie pozwala się im połączyć w jedną planetę. 220 odkrytych planetoid ma średnice przekraczającą 100km. Historia powstania pasu planetoid między Marsem a Jowiszem nie jest znana. Być może grawitacja Jowisza nie pozwoliła połączyć się małym skałom w większą planetę, jak miało to miejsce przed orbitą Marsa. A być może istniała tam kiedyś planeta, która w wyniku jakiejś dużej kosmicznej kolizji została rozbita na kawałki. Niedawno odkryto, że podobny lecz dużo większy pas planetoid znajduje się za orbitą fizyka w szkole astronomia dla każdego Neptuna, a Pluton jest jego jednym z największych ciał. Ten pas planetoid, nazwany Pasem Kuipera od nazwiska astronoma Gerarda Kuipera, który przewidział jego istnienie w 1950 roku. Do dziś odkryto setki małych planetoid należących do tego pasa. Prócz Plutona i 2003 UB313, innymi dużymi planetoidami odkrytymi w Pasie Kuipera są Sedna (o średnicy 1180–1800 km), Quaoar (około 1260 km), Orcus (840–1880 km), Ixion (822–1065 km) i kilka mniejszych. Jednak jasność na niebie tych obiektów jest tak mała, że nie dostrzeżemy ich z Ziemi za pomocą amatorskiego sprzętu. Pas Kuipera jest głównym źródłem komet. Poprzez perturbacje grawitacyjne w pasie, niektóre obiekty zostają wytrącone ze swoich orbit i skierowane w pobliże Słońca. Komety Komety są to ciała niebieskie zbudowane głównie z lodu, oraz zamarzniętych dwutlenku węgla, amoniaku i metanu oraz pyłu. Poruszają się po bardzo eliptycznych lub nawet parabolicznych orbitach. Gdy kometa zbliża się do Słońca, lód na jego powierzchni ogrzewa się i paruje. Wytworzony gaz tworzy warkocz, który rozciąga się na miliony km. Często kometa ma dwa warkocze. Jeden pyłowy, drugi gazowy. Gazowy jest zawsze zwrócony w kierunku przeciwnym do Słońca. Dzieje się tak za sprawą wiatru słonecznego, czyli małych cząsteczek emitowanych przez Słońce, które odchylają kierunek ruchu gazów. W warkoczu pyłowym, znajdują się cięższe drobinki pyłu, które nie ulegają tak wpływowi Wiatru Słonecznego. Dlatego warkocz, który tworzą, często jest odchylony pod nieco innym kątem niż warkocz gazowy. Gdy Ziemia przecina orbitę jakiejś komety, może się zdarzyć, że natrafi tam na kawałki skał pozostawionych przez kometę. Wpadają wtedy do atmosfery robiąc deszcz meteorów. 16 czerwca 1994 kometa Shoemaker-Levy 9, która wcześniej rozpadła się na kawałki, uderzyła w Jowisza. 5/2006 Głębokie niebo Czyli galaktyki i mgławice. Głębokie dlatego, iż znajdują się one o wiele dalej niż gwiazdy, które widzimy gołym okiem. Z pewnością najłatwiejszym do zaobserwowania obiektem tego typu jest Galaktyka Andromedy (M31). Znajduje się ona w gwiazdozbiorze Kasjopei. Za pomocą lornetki dostrzeżemy ją jako bladą i ledwie widoczną, owalną poświatę. Mniej widocznym, ale łatwiejszym do znalezienia jest Mgławica Pierścieniowa (M57) w gwiazdozbiorze Lutni. Znajduje się ona bardzo blisko dwóch gwiazd tworzących spód pudła rezonansowego Lutni. Jej środek jest niebieski, następna warstwa biała, zielona, żółta, a na obrzeżach czerwona. Jednak przez teleskop zobaczymy tylko małą szarą plamkę. Najlepiej, jeśli patrzymy na nią tylko kątem oka, nie bezpośrednio. Dlaczego właśnie tak? Ludzkie oko składa się z dwóch rodzajów komórek światłoczułych: czopków i pręcików. Pręciki są bardziej czułe na światło, jednak widzą tylko w odcieniach szarości i znajdują się głównie na obrzeżach siatkówki. Czopki odpowiadają za rozróżnianie kolorów, lecz nie są aż tak wyczulone na słabe światło. Dlatego, gdy jest ciemno, trudno nam rozróżnić kolory. Są skoncentrowane głownie na plamce żółtej (miejsce, w którym skupia się obraz i widzimy ostro). Mgławice i galaktyki swoje kolorowe barwy ukazują dopiero na fotografiach przy długim czasie naświetlania. Do zrobienia takich fotografii potrzebny jest lepszy sprzęt. Zimą, w gwiazdozbiorze Oriona, możemy podziwiać Wielką Mgławicę w Orionie (M42). Co oznacza M i numerek? To numer obiektu w katalogu Messiera. Charles Messier był francuskim astronomem, który skatalogował obiekty mgławicowe na niebie. W chwili ostatecznego wydania w 1784 katalog zawierał 103 obiekty. Potem dodano jeszcze 7. Oprócz katalogu Messiera używa się katalogu New General Catalogue (NGC). 35 astronomia dla każdego Słońce Słońce – fotografię wykonał Jakub Malaca Słońce, to nasza najbliższa gwiazda. Jest największym ciałem niebieskim w naszym Układzie Słonecznym. Jego masa stanowi 99,86% masy całego Układu Słonecznego! Wbrew temu, co większości ludzi się wydaje, że Słońce jest największą gwiaz-dą, w rzeczywistości jest ono jedną z mniejszych gwiazd we Wszechświecie, ale za to jest też jedną ze starszych gwiazd. Duże gwiazdy spalają się gwałtowniej, przez co czas ich życia jest znacznie krótszy. Mniejsze spalają się powoli przez miliardy lat. Dlaczego Słońce świeci? Kiedyś ludzie myśleli, że Słońce zbudowane jest z łatwopalnego materiału (np. drewno, węgiel kamienny) i po prostu się pali jak drewniana stodoła. Dziś wiemy, że Słońce czerpie energię z fuzji (przemiany, reakcji termojądrowej) wodoru w hel. Jądro i reakcja termojądrowa We wnętrzu Słońca znajduje się jądro, które rozciąga się do 1/4 promienia gwiazdy. Panuje w nim bardzo wysoka temperatura, sięgająca 15 mln°C. W tak wysokiej temperaturze materia znajduje się w IV stanie skupienia, zwanym plazmą. W plazmie atomy są pozbawione otoczek elektronowych, a ich jądra zderzają się między sobą. Dochodzi wtedy do fuzji, czyli łączenia się kilku lżejszych jąder atomów w jedno cięższe. I tak we wnętrzu Słońca dochodzi do fuzji wodoru w hel, tzn. cztery jądra wodoru łączą się w jedno jądro helu. Okazuje się jednak, że jedno jądro 36 helu jest nieco lżejsze od czterech jąder wodoru. Różnica masy zostaje zamieniona na energię według słynnego wzoru E = mc2, gdzie E to otrzymana energia, m – masa, c – prędkość światła próżni. Energia ta zostaje zamieniona głównie na promieniowanie gamma, które próbuje się wydostać na zewnątrz Słońca. W ciągu jednej sekundy 4 miliony ton materii jest zamieniane na promieniowanie gamma. Strefa promienista Ponad jądrem rozciąga się strefa promienista. Grubość tej warstwy to około 1/3 promieni Słońca. W tej warstwie nie panuje już tak wysokie ciśnienie i temperatura, by zachodziła w nich fuzja, jednak materia nadal jest zjonizowana (atomy bez powłok elektronowych). Promieniowanie gamma z jądra jest przez tą strefę absorbowane, a potem znów emitowane w przeróżnych kierunkach, co spowalnia transport energii na powierzchnię. Strefa konwekcyjna Im dalej od jądra tym ciśnienie i temperatura niższa. Materia nie jest już zjonizowana i zaczyna się strefa konwekcyjna. Dolne warstwy, chłonąc promieniowanie, nagrzewają się i płyną do góry niczym bąble w garnku gotującej się wody. Gorące bąble docierają do powierzchni wypromieniowując energię w postaci światła widzialnego i tego niewidocznego dla naszych oczu jak ultrafiolet czy podczerwień. Stygną i opadając ustępują miejsca nowym, gorącym bąblom. Fotosfera W miejscu, gdzie fotony odlatują już w kosmos, kończy się strefa konwekcyjna, a zaczyna fotosfera. Z fotosfery pochodzi prawie całe promieniowanie słoneczne. Fotosfera ma, w porównaniu ze średnicą Słońca, bardzo małą grubość (około 100km). Dlatego czasem utożsamia się ją z powierzchnią Słońca, a tarcza Słoneczna obserwowana z Ziemi ma ostro zarysowane brzegi. W rzeczywistości jednak, jest to strefa, w której materia stopniowo przechodzi ze stanu nieprzezroczystego w stan prawie całkowicie przezroczysty dla fotonów. Temperatura fotosfery to średnio 6000°C. fizyka w szkole astronomia dla każdego Chromosfera Nad fotosferą rozciąga się strefa rozrzedzonego gazu, zwana chromosferą. Co ciekawe, temperatura chromosfery jest większa od temperatury fotosfery. Osiąga do 25000°C. Za ten stan odpowiadają turbulencje w strefie konwekcyjnej. Energia z wytworzonych tam fal mechanicznych, zostaje pochłonięta przez chromosferę i zamieniona na energię cieplną. Korona Nad chromosferą znajduje się ostatnia i największa warstwa – korona. Rozciąga się na odległość od 1 do 2 średnic Słońca, w zależności od aktywności gwiazdy. Jest to strefa bardzo rozrzedzonego gazu o temperaturze około 2 mln °C. Nie jest do dziś wyjaśnione, dlaczego korona jest tak gorąca. Prawdopodobnie główny udział w tym mają fale akustyczne i elektromagnetyczne pochodzące z głębszych warstw Słońca. W koronie powstaje tzw. Wiatr Słoneczny – strumień naładowanych cząsteczek (głównie protonów) odlatujących w przestrzeń kosmiczną. Odpowiada on za odchylanie warkoczy komet oraz za powstawanie zjawiska zorzy polarnej. Czasem Wiatr Słoneczny ma tak duże natężenie, że staje się zagrożeniem dla sond na orbicie Ziemi. Ponadto powoduje zmiany pola magnetycznego Ziemi, które mogą indukować duże napięcia w sieciach energetycznych, powodując ich awarie na dużych obszarach, takie jak np. awaria głównego transformatora energetycznego w New Jersey w 1989r. Dlatego ważna jest ciągła obserwacja „pogody” na Słońcu. Koronę można obserwować z Ziemi podczas całkowitego zaćmienia Słońca lub za pomocą specjalnych kamer „koronografów”. Możemy też wejść na stronę http://sohowww.nascom.nasa.gov/ i obejrzeć najnowsze zdjęcia korony i powierzchni Słońca wykonane z pokładu sondy kosmicznej SOHO. sekundy, by spowodować nieodwracalne uszkodzenia wzroku. Jest nawet taki kawał: – Ile razy można spojrzeć na Słońce przez teleskop bez filtru? – Dwa razy: raz jednym okiem, raz drugim. Czy w takim razie można bezpiecznie patrzeć przez teleskop na gwiazdy w nocy? Tak, ponieważ światło jakie od nich do nas dociera jest tak słabe, że można bezpośrednio na nie patrzeć nawet przez największe amatorskie teleskopy. Wróćmy jednak do Słońca. Do obserwacji bez żadnego instrumentu powiększającego, najlepiej nadaje się filtr używany w maskach spawalniczych (nie wystarczą okulary przeciwsłoneczne, nawet te z filtrem UV). Jednak w ten sposób niewiele zobaczymy. Przydają się jedynie podczas zaćmień Słońca. Czasem jednak plamy na Słońcu są tak duże, że można je dostrzec bez żadnego powiększenia. Najprostszym i najbezpieczniejszym (także najtańszym) sposobem na obserwację powierzchni Słońca przez teleskop lub lornetkę, jest rzutowanie jego obrazu na ekran (najlepiej biały). Przyrząd należy umieścić na statywie i nacelować (niestety na ślepo) na Słońce. W pewnej niewielkiej odległości od okularu ustawić ekran i wyregulować ostrość. Na ekranie zobaczymy tarczę słoneczną z plamami. Plamy słoneczne to obszary w których temperatura jest o około 1000°C niższa. Normalnie powierzchnia Słońca ma około 6000°C i na jej tle plamy wydają się czarne. Zjawiskiem przeciwnym do plam są flokuły, czyli jaśniejsze obszary. Przyglądając się dokładnie, dostrzeżemy granule. To są te bąble gorącej materii ze strefy konwekcyjnej. Średnio granule mają od 1000 do 2000 średnicy i istnieją przez 10 minut. Czasem pojawiają się supergranule o średnicy do 30 tys. km i utrzymują się nawet przez jeden dzień. Obserwacje Słońca Na Słońce nie można patrzeć bez odpowiednich filtrów, a już tym bardziej przez teleskop czy lornetkę. Wystarczy ułamek Dzienne obserwacje Czy można coś jeszcze (oprócz Słońca) zaobserwować w dzień? Tak. Przykładowo podczas całkowitego zaćmienia Słońca 5/2006 37 astronomia dla każdego w dzień widać gwiazdy, tak jak w nocy. Niestety, takie zaćmienie zdarza się niezwykle rzadko. Mimo to, w dzień często możemy dostrzec Księżyc gołym okiem. Są ludzie, którzy twierdzą że w taki sposób udało im się w dzień zaobserwować Wenus. Za pomocą amatorskiego teleskopu bardzo łatwo dostrzec Wenus, Jowisza i niektóre z najjaśniejszych gwiazd. Problemem jednak staje się znalezienie ich. Na szczęście z pomocą przyjdzie program komputerowy, obliczający dokładne położenie obiektu na niebie. Przydatny okaże się również kompas i dobry statyw wyposażony w tarcze kątowe na osiach, dzięki którym można go precyzyjnie ustawić na zadane współrzędne. Nieba nie można obserwować podczas zachmurzenia lub gęstej mgły. ba. Zainteresowanych zapraszam do odwiedzenia mojej strony internetowej, z której dowiecie się znacznie więcej i znacznie dokładniej o wyżej opisanych zjawiskach i ciałach niebieskich: http://adk.astronet.pl/ Ogromny zasób informacji uzyskamy w wyszukiwarce Google i w Wikipedii. Polecam także wiele książek, dostępnych w księgarniach i bibliotekach. Przy czym zalecam korzystać z jak najnowszych książek, ponieważ cały czas odkrywane są nowe rzeczy i stare książki po prostu stają się nieaktualne i mogą niektórych wprowadzić w błąd. Autor jest studentem informatyki na Politechnice Krakowskiej. Prócz programowania, od najmłodszych lat interesuje się astronomią. Zdjęcia otrzymaliośmy dzięki uprzejmości Młodzieżowego Obserwatorium Astronomicznego. Ten felieton był tylko skrótowym wprowadzeniem do astronomii i obserwacji nieTabela Nazwa 38 Rok Klasyodkrycia fikacja Minimalna Maksymalna Nachyleodległość odległość nie osi [mln km] [mln km] [stopnie] Jasność Okres Średnica Średnica Naturalne z Ziemi obrotu równikowa biegunowa satelity [mag] [godzin] [tys. km] [tys. km] Średnia gęstość [g/cm3] – – – 609 do 763 1392 1392 – −26,8 1,408 Planeta skalista 46,0 69,8 0 1407,4 4,879 4,879 0 5,8 do −2,2 5,427 – Planeta skalista 107,4 108,9 −177,3 5832 12,102 12,102 0 −3,9 do −4,7 5,204 Ziemia – Planeta skalista 147,1 152,1 23,4 24 12,756 12,713 1 – 5,515 Księżyc – Satelita 0,363 0,406 6,6 655 3,476 3,472 0 do −12,74 3,344 Mars – Planeta skalista 206,6 249,2 25,19 24,62 6,787 6,746 2 1,8 do −2,9 3,934 Ceres 1801 Planeta karłowata 381,100 446,594 9 975 909 0 7,8 do 6 2,08 Jowisz – Planeta gazowa 740,742 816,081 3,12 9,9 142,984 133,709 63 −1,7 do −2,6 1,33 Saturn – Planeta gazowa 1349,467 1503,983 26,73 10,7 120,536 108,726 47 0,7 do 0,1 0,687 Uran 1690 Planeta gazowa 2735,555 3006,389 97,77 14,2 51,118 49,946 27 5,8 do 5,6 1,318 Neptun 1846 Planeta gazowa 4456,5 4534,3 29,6 16 49,520 48,203 13 8 do 7,9 1,638 Pluton 1930 Planeta karłowata 4436,824 7375,927 122,54 151,3 2,274 2,274 3 17 do 14 1,75 2003 UB313 2005 Planeta karłowata 5650 14595 ? ? ~2400 ~2400 1 18,9 Słońce – Gwiazda Merkury – Wenus fizyka w szkole ?
