Pewnie każdy, kto choć trochę liznął astronomii na pewno natknął się na sporo dość skomplikowanych słów, które często powodują mętlik w głowie nawet lekko zaawansowanym astronomom. Chciałbym przedstawić takie podstawowe terminy, co one znaczą i dlaczego poznanie ich pozwala na łatwiejsze zrozumienie pewnych zjawisk czy ruchu planet.
1. Układ Słoneczny
Zacznijmy może od najłatwiejszych rzeczy - czyli ruchu planet i właściwości z nimi związane.
W Układzie Słonecznym wyróżniamy 8 planet. Od Słońca - Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun.
Pierwsze cztery planety - Merkury, Wenus, Ziemia, Mars to są planety skaliste. Między Marsem a Jowiszem mamy tzw. pas asteroid. Tutaj trzeba na coś zwrócić uwagę. Wiele osób kojarzy pewnie z filmów bądź bajek, że jest to bardzo gęsty pas i lata tam pełno planetoid/asteroid. Nie!
Szansa na trafienie w któreś ciało niebieskie w pasie asteroid jest bardzo, ale to bardzo malutka.
Gdyby takie obiekty były bardzo blisko siebie, to pod wpływem grawitacji z czasem zaczęłyby w siebie uderzać i łączyć w większe obiekty.
Za tym pasem mamy planety gazowe - Jowisza, Saturna oraz Urana i Neptuna, często nazywane "lodowymi olbrzymami".
Orbity nie są idealnie kołowe - PRAWA KEPLERA
Największym przełomem w dziejach ludzkości był heliocentryczny model Układu Słonecznego stworzony przez Mikołaja Kopernika - ze Słońcem w centrum oraz okrążającymi je planetami.
Model Kopernika miał jednak sporą wadę - był niedokładny. Astronom z Torunia błędnie założył, że orbity planet są idealnie kołowe, co nie zgadzało się z obserwacjami.
W udoskonaleniu jego teorii pomógł niemiecki astronom i matematyk - Sir Johannes Kepler w XVII wieku.
 |
| Johannes Kepler (1531-1630) |
Kepler obserwował ruchy planet na niebie, a w szczególności Marsa. Jego ruch kompletnie nie zgadzał się z modelem kołowych orbit. Dopiero, gdy założono, że orbity planet są eliptyczne - wszystko się zgadzało.
I tak na podstawie swoich obserwacji wysnuł 3 prawa zwane prawami Keplera opisujące ruch planet w Układzie Słonecznym:
I prawo Keplera mówi, że planety krążą po wydłużonych elipsach, w których w jednym z ognisk jest Słońce.
II prawo Keplera mówi, że planety poruszają się szybciej przy punkcie przysłonecznym (czyli tam, gdzie jest bliżej Słońca - w peryhelium) niż w punkcie odsłonecznym (najdalej Słońca - w aphelium).
III prawo Keplera twierdzi, że planety bliższe Słońcu (Merkury, Wenus, Ziemia) mają większą prędkość orbitalną, niż planety oddalone bardziej (Jowisz, Saturn, Uran, Neptun).
Johannes Kepler wiedział, że tak się dzieje, potwierdzając to obserwacyjnie. Nie potrafił on jednak wyjaśnić dlaczego. Dopiero Isaac Newton wyjaśnił czym jest grawitacja za pomocą swojego Prawa Powszechnego Ciążenia.
 |
EKSCENTRYCZNOŚĆ / MIMOŚRÓD
Tak jak wspomniałem wcześniej Kepler odkrył, że orbity planet są eliptyczne. Lecz jednak musi być jakaś miara, która tą eliptyczność wyraża. Jest to właśnie tzw. ekscentryczność zwana również mimośrodem. Oznacza się ją literką "e".
Ekscentryczność to właśnie odchylenie orbity od idealnego koła.
Ekscentryczność (w przypadku obwodu zamkniętego, np. orbity) wyraża się od wartości większej niż 0, ale mniejszej niż 1.
Czyli: 0 < e < 1
Ekscentryczność równą 0 ma idealnie kołowa orbita (nie spotyka się takich orbit), równą 1 ma parabola, a powyżej 1 - hiperbola. Ale to nam niepotrzebne, chociaż takie ekscentryczności mogą mieć niektóre komety.
Wzór na ekscentryczność (dla orbit zamkniętych) brzmi:
(a - b) / (a + b)
a - najdłuższa odległość od centrum (apocentrum) - najdalej od gwiazdy/ogniska
b - najkrótsza odległość od centrum (perycentrum) - najbliżej gwiazdy/ogniska
Przykładowo:
Jest sobie jakaś planeta, która gdy jest najdalej - ma odległość od gwiazdy - 2 AU (jednostki astronomiczne), a gdy jest najbliżej - 1 AU.
No to liczymy:
(2 AU - 1 AU) / (2 AU + 1 AU) = 1 AU / 3 AU = 1/3 = 0,3333333.....
Mimośród takiej orbity wyniesie 1/3 (jedna trzecia), a dziesiętnie 0,333333333.....
Spróbujmy obliczyć ekscentryczność orbity Ziemi.
Potrzebne są nam dwie wartości:
-Perycentrum (gdy Ziemia jest najbliżej Słońca)
-Apocentrum (gdy jest najdalej).
Jednostki zastosowane tutaj nie mają znaczenia. Wartości znajdziemy na Wikipedii.
Perycentrum: 147 098 291 km / 0,98329134 AU
Apocentrum: 152 098 233 km / 1,01671388 AU
KM
(152 098 233 - 147 098 291) / (152 098 233 + 147 098 291) = 4 999 942 / 299 196 524 = 0,01671123024
AU
(1,01671388 - 0,98329134) / (1,01671388 - 0,98329134) = 0,03342254 / 2,00000522 = 0,01671122638
Na Wikipedii jest napisane, że mimośród orbity Ziemskiej wynosi 0,01671123 - czyli zgadza się :)
Im wyższa wartość mimośrodu, tym odchylenie orbity od centrum jest większe.
RUCH PLANET NA NIEBIE
Już w starożytnej Mezopotamii i Grecji zaobserwowano, że nie wszystkie gwiazdy na niebie są w jednym miejscu. Niektóre z nich poruszają się na tle innych. Takie obiekty nazwano "planetami" co ze starogreckiego słowo planeta oznaczało "wędrowca" lub "błądzącego".
RUCH NORMALNY I WSTECZNY
Co jakiś czas można zaobserwować tzw. ruch wsteczny. Oznacza to, że przez jakiś czas planeta zamiast ruchem normalnym (czyli od zachodu na wschód) porusza się ruchem wstecznym (w przeciwną stronę).
 |
| Ruch wsteczny Marsa. Źródło: http://apod.pl/apod/ap100613.html |
KONIUNKCJA GÓRNA I DOLNA
Jeśli chodzi o obserwacje planet to jeszcze mogą pojawić się dwa terminy - koniunkcja górna oraz dolna.
Koniunkcja górna jest to sytuacja, kiedy planeta znajduje się za Słońcem (czyli najdalej od nas) i jest niewidoczna.
 |
| Jowisz w koniunkcji górnej ze Słońcem. Jowisz jest wtedy za Słońcem i jest niewidoczny na niebie. |
Koniunkcja dolna zaś to takie zjawisko, kiedy planeta znajduje się najbliżej nas, ale znajduje się między Słońcem a Ziemią. Termin ten dotyczy to tylko i wyłącznie Merkurego oraz Wenus.
Orbity nie są ustawione w jednej płaszczyźnie - INKLINACJA
Pewnie wielu z was myśli, że orbity planet ustawione są w jednej płaszczyźnie. Otóż nie. Ustawione są pod różnymi kątami (w przypadku 8 głównych planet Układu Słonecznego te różnice są nieduże, ale w przypadku planet karłowatych (jak np. Pluton (17,16°) czy Eris (44,14°)) są już bardzo duże. Takie nachylenie nazywamy inklinacją.
EKLIPTYKA
Inklinację wyraża się w stopniach, gdzie punktem zerowym (czyli 0°) jest płaszczyzna orbity Ziemi - czyli tzw. ekliptyka. Ekliptyka to właśnie jest płaszczyzna orbity Ziemi - droga, po której Słońce porusza się po gwiazdozbiorach zodiakalnych w ciągu roku.
 |
| Rzut boczny na orbity Merkurego, Wenus, Ziemi oraz Marsa. |
Gdyby orbity planet były ułożone w jednej płaszczyźnie - równo z ekliptyką, to przejście Wenus czy Merkurego na tle tarczy Słonecznej byłoby częstym zjawiskiem, podobnie jak tranzyty planet (np. Jowisz i Saturn nachodziłyby się na siebie, gdzie jedna zasłaniałaby drugą).
Orbita Księżyca również nie jest równa z ekliptyką. Jest nachylony ok. 5,1 stopnia .
Przykładowo: Mars ma inklinację 1,85°. Na Wikipedii zamiast inklinacji czasem jest napisane: "Nachylenie orbity względem ekliptyki".
Uwaga! Płaszczyzną odniesienia dla inklinacji nie zawsze musi być płaszczyzna orbity Ziemi. W przypadku satelitów za punkt 0 stopni uznawana jest również płaszczyzna równikowa. Przykładowo Księżyc jest nachylony względem ekliptyki o 5,1 stopnia, jednak względem równika Ziemskiego - 1,5 stopnia.
TERMINATOR I LIBRACJA
Przy obserwacjach często padają takie nazwy jak terminator oraz libracja.
Terminator jest to linia dzieląca część oświetloną i nieoświetloną ciała niebieskiego - tzw. linia terminatora (z ang. terminate - zakończyć, przerwać).
 |
| Podwójny terminator na księżycu Saturna - Mimasie. Jaśniejsze światło jest od Słońca, a to słabsze pochodzi od Saturna. |
Libracja Księżyca to cykliczne wahania obrotu Księżyca podczas poruszania się wokół Ziemi. Obrót Księżyca wokół własnej osi jest zsynchronizowany z obrotem Ziemi, przez co jest zwrócony do nas tą samą stroną. Jednak są delikatne wahania, które właśnie nazywami libracją.
 |
| Libracja Księżyca uwidoczniona na timelapsie. |
WIELKOŚĆ GWIAZDOWA - jest to oczywiście wartość magnitudo danego obiektu, czyli jak dany obiekt jest jasny. Tutaj mamy stosunek odwrotny - im jaśniejszy jest obiekt, tym ma mniejszą wartość magnitudo (obiekty jasne jak np. Wenus mają ujemną wartość magnitudo), a im mniej jasny i trudniejszy do wypatrzenia - większą wartość mag. O jednostce magnitudo napisałem specjalnego posta >>LINK<<
Przykładowo w programie Stellarium w nawiasie jest napisane "zredukowane do X przez Y masy powietrza". Jest to tzw. EKSTYNKCJA ATMOSFERYCZNA, która wyraża straty na jasności spowodowane przez gęstą atmosferę. Im niżej jest dany obiekt, tym jego światło musi przejść przez gęstszą warstwę atmosfery, przez co jego ekstynkcja jest większa i jego jasność wyjściowa również spada.
Obiekt o jasności np. 3 magnitudo, bardzo nisko nad horyzontem może mieć nawet 5 magnitudo, co jest spowodowane właśnie ekstynkcją.
ABSOLUTNA WIELKOŚĆ GWIAZDOWA - jest to jasność, którą posiada dany obiekt z konkretnej odległości. Dla gwiazd jest to taka jasność, jaka jest z odległości 10 parseków, czyli ok. 32,6 roku świetlnego.
Wartość ta jest używana do klasyfikacji gwiazd, oszacowania stosunku jasności gwiazdy oraz typu widmowego do jej wielkości czy nawet odległości (np. Diagram Hertzsprunga-Russela)
W przypadku planet jest to taka jasność, jaką obiekt posiada w odległości 1 AU od niej (czyli 150 000 000 km)
REKTASCENSJA I DEKLINACJA
Jak wskazać położenie obiektu na niebie? Za pomocą współrzędnych! Pewnie każdy zna pojęcie długość i szerokość geograficzna. To właśnie jest to samo, tylko że na nieboskłonie.
Rektascensja to odpowiednik długości geograficznej. Rektascensja to kąt pomiędzy liniami poprowadzonymi z jednego bieguna do drugiego.
Różnica jest również taka, że wyrażamy ją nie w stopniach, a w godzinach. Nalicza się ją z zachodu na wschód (zgodnie z ruchem zegara).
Linia 0h (lub 24h) to linia przechodząca przez tzw. Punkt Barana (punkt równonocy wiosennej), która obecnie znajduje się w konstelacji Ryb.
Godzina 12h to linia przechodząca przez Punkt Wagi (punkt równonocy jesiennej), który obecnie znajduje się w konstelacji Panny.
Deklinacja jest to kąt między linią prowadzącą od obserwatora w stronę obiektu, a płaszczyzną równika (równikiem niebieskim).
Deklinacja to odpowiednik szerokości geograficznej - z północy na południe. Na równiku niebieskim deklinacja wynosi 0 stopni. Na północ od równika będziemy mieli wartość dodatnią (+90 stopni na biegunie północnym), a na południe - ujemną (-90 stopni na biegunie południowym.
Deklinacja oznaczana jest grecką literą delta - δ.
 |
| Siatka równikowa. Rektascensja i deklinacja. W środku mamy północny biegun niebieski (okolice Gwiazdy Polarnej) Program Stellarium. |
J.2000 to taka wartość rektascensji i deklinacji, jaka była w 2000 roku. Rektascensja i deklinacja danego obiektu zmieniają się nawet dla prawie stojących w miejscu gwiazd. Spowodowane jest to tzw. precesją osi Ziemi. Precesja osi Ziemi to takie zjawisko, że oś Ziemi zmienia się, zataczając ruch charakterystyczny dla bąka. Cały obrót osi Ziemi trwa 26000 lat.
 |
| Precesja osi Ziemi. Źródło: space.fm |
AZYMUT/WYSOKOŚĆ
Zamiast rektascensji i deklinacji położenie obiektu można wyrazić za pomocą azymutu i wysokości (pionowo i poziomo). Ten kto umie, bądź korzystał z kompasu będzie znał te terminy.
Azymut jest to wartość naliczana z zachodu na wschód, zgodnie ze wskazówkami zegara (w prawo).
Kierunek północny wskazuje 0 stopni (lub 360). Potem w prawo - wschód (90°), południe (180°), zachód (270°) i północ (360°/0°)
Wysokość to oczywiście kąt między płaszczyzną horyzontu, a obiektem, wyrażona w stopniach. 0 stopni jest przy horyzoncie, a w zenicie - 90 stopni.
 |
| Siatka azymutalna. Program stellarium. |
SEEING I PRZEJRZYSTOŚĆ
Bardzo ważnym pojęciem, używanym bardzo często jest tzw. seeing. Jest to stabilność atmosfery. To ona decyduje o tym, ile detali ujrzymy na planecie. Przy dużych turbulencjach w atmosferze obraz będzie falował i będzie nieostry. Przy bardzo dobrym seeingu ujrzymy więcej detali przy większym powiększeniu.
Na seeing wpływa wiele czynników meteorologicznych, takich jak zmiany temperatur, wiatr, wilgotność itp.
Im obiekt leży wyżej nad horyzontem, tym będzie lepszy seeing. Światło z tego obiektu wtedy musi przejść przez cieńszą warstwę atmosfery.
 |
| Symulacja wpływu atmosfery na otrzymany obraz. Źródło: wikipedia.org |
Przejrzystość przeważnie określa się często po ilości magnitudo, np. wczoraj było niebo "6 mag"
Oznacza to, że gołym okiem widoczne były gwiazdy o jasności 6 magnitudo.
Często seeing i przejrzystość nie idą ze sobą w parze i vice versa. Może być nieprzejrzyste, zamglone niebo, ale seeing może być idealny. Może być bardzo przejrzyste i ciemne niebo, ale seeing tragiczny.
Sytuacja idealna to wtedy, gdy jest bardzo dobry seeing i bardzo dobra przejrzystość. Niestety taka sytuacja zdarza się max. kilka razy w roku.
Jeżeli wam się podobało to udostępniajcie, piszcie w komentarzach. Pozdrawiam, McGoris :)
Zapraszam także do polubienia strony na Facebooku: facebook.com/mcastronomia
ZOBACZ TEŻ:
McGoris #116 - Program Apollo - Lądowanie na Księżycu A.D. 1969
McGoris #114 - Czas i jego historia - jak mierzono dawniej czas i jak się go mierzy dzisiaj?
McGoris #45 - Astrofotografia - jak robione są zdjęcia?
Brak komentarzy:
Prześlij komentarz