Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Astronomia sferyczna i praktyczna  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Sfera niebieska
- Czas i kalendarz
- Astronomia praktyczna i figura Ziemi
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Sfera niebieska
 
 [ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]

Wpływ czasu na wygląd nieba określimy, wprowadzając jeszcze jeden termin: kątem godzinnym t dowolnego obiektu nazywa się kąt między płaszczyzną południka niebieskiego tego obiektu i płaszczyzną tzw. południka lokalnego, którym jest południk przechodzący przez zenit (a więc i przez punkt południa) obserwatora. W płaszczyźnie południka lokalnego leżą też nadir i punkt północy (N) oraz, oczywiście, oba bieguny świata, jest on zatem zarazem kołem wierzchołkowym przechodzącym przez bieguny świata. Gwiazda przecinająca południk lokalny znajduje się albo najwyżej na niebie (góruje) albo najniżej (dołuje). Kąt godzinny każdej gwiazdy nieustannie rośnie wskutek obrotu nieba i w ciągu doby osiąga w przybliżeniu kąt pełny (nie dokładnie, ponieważ doba średnia słoneczna nie jest precyzyjnie czasem jednego obrotu Ziemi). Dlatego wygodnie jest mierzyć kąty godzinne w jednostkach czasowych, przy czym kątowi pełnemu odpowiadają 24 godziny. Jak powiązać kąt godzinny obiektu o zadanych współrzędnych równikowych ze wskazaniem zegara, powiemy w części Czas i kalendarz.

Obecnie możemy oznaczyć pięć elementów podstawowego trójkąta sferycznego, jakim jest tzw. trójkąt paralaktyczny, którego wierzchołkami są: biegun, zenit i gwiazda (rysunek). Nieoznaczony pozostaje kąt o wierzchołku w gwieździe, którego ramionami są łuk koła wierzchołkowego i łuk południka. Ten kąt (zwany niefortunnie kątem paralaktycznym, od czego pochodzi nazwa trójkąta) jest najczęściej nieistotny w zagadnieniach astronomii sferycznej.

  >>>
Trójkąt paralaktyczny:
- szerokość geograficzna obserwatora, - azymut gwiazdy, h - wysokość gwiazdy, t - kąt godzinny gwiazdy, - deklinacja gwiazdy.

Oprócz omówionych tu dwóch układów współrzędnych stosuje się w astronomii jeszcze dwa. Prześledzenie rocznego ruchu Słońca na niebie pokazuje, że torem tego ruchu (który jest odbiciem ruchu Ziemi wokół Słońca) jest koło wielkie, tzw. ekliptyka. Ekliptyka przecina się z równikiem niebieskim w dwóch punktach równonocy (wiosennej i jesiennej) i tworzy z nim kąt równy w przybliżeniu 23,5o (jest to tzw. nachylenie ekliptyki). Taki właśnie kąt tworzy płaszczyzna ziemskiego równika z płaszczyzną orbity Ziemi. Dlatego też oś ziemska jest odchylona pod kątem od kierunku prostopadłego do płaszczyzny orbity, co tradycyjnie demonstrowane jest przez pochylenie osi szkolnych globusów. W każdym razie można na ekliptyce w standardowy sposób zbudować układ współrzędnych ekliptycznych, przy czym punktowi równonocy wiosennej przypisujemy długość ekliptyczną równą zero i długość ta rośnie zgodnie z rocznym ruchem Słońca.

Układ współrzędnych ekliptycznych jest bardzo wygodny do opisu ruchu ciał Układu Słonecznego, gdyż ruchy wszystkich planet i większości satelitów oraz planetoid odbywają się blisko płaszczyzny ekliptyki, przez co szerokości ekliptyczne tych ciał są zawsze niewielkie. W szczególności szerokość ekliptyczna Słońca jest zawsze z definicji równa zero. Zerowej długości ekliptycznej Słońca odpowiada początek wiosny - Słońce znajduje się wtedy na równiku niebieskim, a więc ma deklinację równą zeru, i oświetla prostopadle ziemski równik. Po trzech miesiącach Słońce osiąga długość 90o i deklinację - jest to początek lata i wówczas Słońce oświetla prostopadle jakiś punkt zwrotnika Raka, którego szerokość geograficzna równa jest . Po następnym kwartale zaczyna się jesień, Słońce przechodzi przez punkt równonocy jesiennej (punkt Wagi), czyli ma długość ekliptyczną 180o i ponownie zerową deklinację. Po dalszych trzech miesiącach zaczyna się zima, Słońce osiąga punkt Koziorożca o długości ekliptycznej 270o i deklinacji -, a wtedy oświetla prostopadle zwrotnik Koziorożca, którego szerokość geograficzna wynosi -. Punkty Raka i Koziorożca to inaczej punkty przesileń - odpowiednio, letniego i zimowego.

Nachylenie ekliptyki do równika jest więc w ciągu roku odpowiedzialne za zmiany nasłonecznienia różnych miejsc naszego globu, czyli przyczyną pór roku. Zwrotniki ograniczają na Ziemi tzw. strefę tropikalną, czyli obszar, w którym w każdej chwili jakiś jego punkt jest oświetlony prostopadłymi promieniami Słońca. W strefie tropikalnej pory roku zaznaczają się bardzo słabo. Z kolei okołobiegunowe obszary ograniczone tzw. kołami polarnymi (których szerokość geograficzna wynosi 90o- dla koła północnego i -90o+ dla koła południowego), to strefy polarne. Słońce może w nich przebywać nad lub pod horyzontem dłużej niż dobę. Obszar między zwrotnikiem i kołem polarnym (na tej samej półkuli Ziemi) to tzw. strefa umiarkowana. W strefach umiarkowanych pory roku są dobrze zaznaczone, w ciągu doby zawsze następuje jeden wschód i jeden zachód Słońca, a jego promienie nigdy nie padają prostopadle (rysunek).

  >>>
Ruch dzienny Słońca w różnych porach roku na szerokości geograficznej odpowiadającej Polsce. Z - zenit, Pn - północny biegun świata, - nachylenie ekliptyki do równika, - szerokość geograficzna.

Obecność na niebie Drogi Mlecznej sugeruje, że gwiazdy składające się na naszą Galaktykę tworzą układ wyraźnie spłaszczony. Budowę i mechanikę Galaktyki wygodnie jest więc opisywać we współrzędnych galaktycznych, dla których podstawą jest równik galaktyczny, czyli koło wielkie przebiegające przez najgęściej wypełnione gwiazdami obszary Drogi Mlecznej. Zero długości galaktycznej wyznacza centralny obiekt Galaktyki, radioźródło Sagittarius A*, o współrzędnych c = 17h42m,5 i c=28o55' (na epokę 1950.0). Północny biegun galaktyczny leży w Warkoczu Bereniki, a długość galaktyczna wzrasta w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, gdyby Galaktykę oglądać od strony tego bieguna. Każde współrzędne można przeliczyć na każde inne, rozwiązując odpowiednie trójkąty sferyczne, analogiczne do trójkąta paralaktycznego.

Wszystkie zagadnienia astronomii sferycznej (łącznie z zagadnieniami czasu) komplikują się wskutek tego, że Ziemia w ogóle się porusza, że porusza się i obraca niejednostajnie, że oś ziemska nie zachowuje stałego kierunku w przestrzeni, że gwiazdy też się poruszają itd. Innymi słowy, wszystko jest zmienne. Wskutek tego nawet katalog gwiazd zawiera informacje aktualne tylko w chwili, odpowiadającej jego epoce. Zagadnienia te omawiamy w części Czas i kalendarz.

Tomasz Kwast
 
 [ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach