Spis treści
. Wprowadzenie: od przesz o ci do tera niejszo ci i do przysz o ci
. Wiele cudów kosmosu
. Archeoastronomia. Cz I
. Archeoastronomia. Cz II
. Obserwacje i przyrz dy
Bardziej mroczne widoki
. Czas, miejsce
. Czynniki i w a ciwo ci atmosferyczne
. G o ny Wszech wiat
. Cz teoretyczna I
Cz teoretyczna II
S owniczek
Po nauczeniu si odnajdywania wielu prostych cudów nocnego nieba, od kraterów na Ksi ycu po pier cienie Saturna i nie tylko, zapa do obserwowania rzadko ci natury astronomicznej mo e sk ania obserwatora do poszukiwania bardziej wyspecjalizowanej dziedziny. Dla jednych obsesj staj si komety, dla innych obserwacje g bokiego nieba, a cz z nich interesuje si wy cznie planetoidami i innymi ma ymi szcz tkami.
Istniej jednak widoki, które umykaj nawet najbardziej zagorza ym obserwatorom, by mo e z powodu niejasnej natury zjawiska lub ram czasowych, w których mo na je obserwowa . Niektórzy obserwatorzy maj szcz cie zobaczy widoki, których inni nigdy nie b d wiadkami w swoim yciu, tak jak w przypadku tranzytu Merkurego, ale niektórzy mog y w czasach, gdy jasna kometa w ci gu dnia b dzie ozdob nieba!
Merkury: rzadkie tranzyty
Tranzyty Merkurego zdarzaj si rednio tylko lub razy na stulecie. Jeden taki tranzyt nast pi w roku, jeden zaplanowany jest na rok , a nast pny na . Pierwszy zaobserwowany tranzyt planety Merkury nast pi w roku –zosta zarejestrowany przez francuskiego astronoma i matematyka Pierre’a Gassendi ( – ), a wcze niej przewidziany przez niemieckiego astronoma i matematyka Josepha Keplera ( – ). Tranzyt Wenus nast pi zaledwie miesi c pó niej, ale próby jego obserwacji przez Gassendiego si nie powiod y, poniewa tranzyt nie by widoczny z Europy.
Tranzyty Merkurego s tak rzadkie, poniewa orbita tej najbardziej wewn trznej planety jest nachylona o oko o siedem stopni w stosunku do orbity Ziemi, wi c Merkury, S o ce i Ziemia tylko od czasu do czasu ustawiaj si w jednej linii. Merkury wykonuje jedno okr enie S o ca co dni; planeta przecina zatem p aszczyzn orbity Ziemi co dni, raz poruszaj c si „w gór ” i ponownie wracaj c „w dó ”. Te szczególne punkty nazywane s w z ami. W z y pokrywaj si ze S o cem z punktu widzenia Ziemi tylko dwa razy w roku, raz w maju i ponownie w listopadzie. Je li zdarzy si , e Merkury znajdzie si w w le w którym z tych okresów, obserwatorzy na Ziemi b d wiadkami tranzytu.
Istniej jednak ogromne ró nice pomi dzy tranzytami, które wyst puj w maju, a tymi w listopadzie, przy czym listopadowe tranzyty maj rednic zaledwie sekund k towych, poniewa Merkury znajduje si w pobli u peryhelium. Sekunda k towa, zwana równie sekund ukow , jest jednostk miary równ jednej sze dziesi tej minuty k towej, równ / stopni uku. U ywana w innych
Tranzyt ten nast pi r. (przyp. t um.).
Merkury: rzadkie tranzyty
naukach, ta jednostka miary jest niezwykle wa na w astronomii, gdzie pozorny rozmiar obiektu niebieskiego jest cz sto mierzony za pomoc k tów. Przez wi kszo czasu k ty te s tak ma e, e mo na je oznacza tylko za pomoc minut lub sekund k towych, jak w przypadku sekund k towych Merkurego podczas jego listopadowego tranzytu. Dla porównania, gdy Merkury jest blisko aphelium, tarcza ma rednic sekund k towych. Jednak prawdopodobie stwo majowego tranzytu jest prawie dwukrotnie mniejsze, gdy wolniejszy ruch Merkurego w aphelium sprawia, e prawdopodobie stwo przeci cia w z a w krytycznym okresie jest mniejsze.
Astronomowie s zafascynowani tranzytami Merkurego nie tylko ze wzgl du na ich rzadko , ale równie dlatego, e obserwuj c je z bliska, mo na uzyska wiele informacji na temat przestrzeni kosmicznej. Ju w roku Edmond Halley ( – ) obserwowa tranzyt Merkurego przez S o ce i zauwa y , e gdyby tranzyt by widziany z ró nych szeroko ci geogra cznych na Ziemi, to ka dy z obserwatorów widzia by, e Merkury przecina S o ce pod nieco innym k tem.
Te ró ne k ty mo na by o nast pnie wykorzysta do obliczenia odleg o ci mi dzy Ziemi a S o cem, co w tamtych czasach wci by o pewn zagadk . Wiele lat po mierci Halleya, podczas tranzytów Wenus w latach i , naukowcy z ca ego wiata wykorzystali metod Halleya, aby wspólnie obliczy , e odleg o mi dzy Ziemi a S o cem wynosi oko o razy promie Ziemi, czyli tylko oko o % mniej od rzeczywistej warto ci!
Podczas tranzytu listopada roku rodki Merkurego i S o ca by y oddalone od siebie o , stopnia. Poniewa ten stopie separacji by stosunkowo du y, ich rodki by y od siebie bardzo oddalone i przechodzi y blisko kraw dzi
Klasa – Niebo wiejskie
Klasa – Przejście między obszarami wiejskimi a podmiejskimi
Klasa – Niebo podmiejskie
Klasa – Jasne niebo podmiejskie
Klasa – Przejście między przedmieściami a miastem
Klasa – Niebo miejskie
Klasa – Niebo wewnątrz miasta
Astronomia globtroterów
Różne kraje oferują różne zjawiska astronomiczne, które chociaż w niektórych przypadkach mogą być obserwowane również w innych miejscach na świecie, lecz w danym miejscu prezentują się najlepiej. Mając wiedzę o nadchodzącym wydarzeniu astronomicznym, takim jak zaćmienie Słońca, astronomowie mogą doskonale zsynchronizować czas i miejsce obserwacji.
Zorze polarne: Islandia, Finlandia, Norwegia i Szwecja
Aurora borealis, czyli zorza polarna, to spektakl, który wielu obserwowało, ale aby naprawdę docenić prawdziwe piękno i wspaniałość, jakie takie pokazy mogą zaoferować, trzeba udać się do tak zwanej „strefy zorzowej” – tej oferowanej przez mroźny zasięg Arktyki i wszystkie jej wspaniałe krajobrazy. Regiony, w których czekają najlepsze możliwości, znajdują się na szerokości geograficznej od do stopni na północ, czyli na skrawku świata, który obejmuje północną Alaskę i Kanadę, a także część Grenlandii, północnej Skandynawii i północnej Rosji.
Tutaj zorze polarne można obserwować w najlepszym wydaniu, a szanse na ich zaobserwowanie znacznie wzrastają w porównaniu z krajami położonymi nawet tylko nieznacznie na południe.
Zorza polarna to niesamowity pokaz świetlny spowodowany zderzeniami naładowanych elektrycznie cząstek uwolnionych ze Słońca, które dostają się do atmosfery ziemskiej i zderzają się z cząsteczkami gazów takich jak tlen i azot. Zorze są widoczne wokół biegunów magnetycznych półkuli północnej i południowej. Zorze polarne południowe znane są jako Aurora australis.
Naukowcy dowiedzieli się, że w większości przypadków zorze północne i południowe są lustrzanymi odbiciami, które występują w tym samym czasie, mają podobne kształty i kolory. Kształty mogą różnić się znacznie pod względem wielkości, od małych plam światła, które pojawiają się znikąd, po wstęgi i łuki, które falują na niebie w spektakularnych kurtynach, tworząc niesamowite widowisko. Widziano również wystrzeliwujące promienie światła. Światła zorzy
zwykle rozciągają się na wysokości od km do nawet km nad powierzchnią Ziemi.
Pokazy zorzy mogą pojawić się w wielu żywych kolorach, choć zielony jest najbardziej powszechny. Czasami widywane są inne kolory, takie jak czerwony, żółty, niebieski i fioletowy. Te zmieniające się kolory zależą od rodzaju zderzających się cząsteczek gazu. Zielony, najbardziej powszechny kolor, powstaje w zderzeniach z cząsteczkami tlenu znajdującymi się około km nad Ziemią. Rzadsze kolory, takie jak czerwony, są wytwarzane przez tlen znajdujący się na dużych wysokościach, nawet do km. Obecność azotu powoduje, że zorze przybierają kolor niebieski lub fioletowy.
Rys. 7. | Aurora borealis, 3 listopada 2015 w Talkeetna, Alaska
Zorze występują nie tylko na Ziemi, ale także na innych ciałach niebieskich w naszym Układzie Słonecznym. Wenus ma zorze generowane przez jej rozciągnięte pole magnetyczne znane jako „magnetyczny ogon”, Mars zaś, który ma zbyt cienką atmosferę, aby wystąpiły globalne zorze, doświadcza lokalnych zórz z powodu pól magnetycznych w skorupie. Sonda kosmiczna NASA MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution) również znalazła rozległe zorze na półkuli północnej generowane przez cząstki energetyczne uderzające w marsjańską atmosferę. MAVEN został wystrzelony listopada roku z Przylądka Canaveral z misją określenia, w jaki sposób atmosfera i woda planety, przypuszczalnie kiedyś obfite, zostały utracone z biegiem czasu. Dane otrzymane z orbitera MAVEN zostały opublikowane w roku, potwierdzając, że wiatr słoneczny był odpowiedzialny za pozbywanie się atmosfery Marsa na przestrzeni lat. Mars tracił wodę
Słońce poboczne
Zjawisko znane jako s o ce poboczne lub parhelion sk ada si ze wiec cych plam wokó S o ca i jest klasy kowane jako rodzaj zjawiska halo. S o ce poboczne tworzy wiat o s oneczne za amuj ce si od kryszta ków lodu w kszta cie p ytek wysoko w chmurach pierzastych (cirrus) lub warstwowo-pierzastych (cirrostratus).
S o ca poboczne s jednymi z najcz ciej obserwowanych zjawisk zwi zanych ze S o cem i wyst puj na ca ym wiecie podczas wszystkich pór roku. Dwa s oca poboczne cz sto otaczaj S o ce aureol o k cie º. Zjawiska te s najbardziej widoczne, gdy S o ce znajduje si blisko horyzontu.
Dla obserwatora s o ca poboczne pojawiaj si jako para subtelnie zabarwionych plam wiat a na lewo i prawo od S o ca, na tej samej wysoko ci nad horyzontem co S o ce. Znane równie jako s o ca fantomowe, a ich naukowa nazwa to parhelion, od greckiego s owa oznaczaj cego „obok s o ca”. Staro ytni Grecy wierzyli, e widok s o ca pobocznego w godzinach porannych oznacza nadchodz c burz . Rdzenni Amerykanie wierzyli, e jasna plama wiat a wiec ca obok S o ca wygl da jak pies przeskakuj cy przez pier cie ognia . W czasach redniowiecza trzy jasne wiat a by y czasami interpretowane jako znak trójcy i znak wielkiej fortuny.
S o ca poboczne mog swoim wygl dem mog przypomina t cze, ale z odwróconym schematem kolorów. Pierwotne t cze s czerwone na zewn trz i oletowe wewn trz. T cze s o ca pobocznego s czerwone po stronie najbli szej S o ca, a ich kolory przechodz przez pomara czowy do niebieskiego w miar oddalania si od niego. Kolory uku wtórnego t czy podwójnej s u o one w ten sam sposób (czerwony wewn trz, oletowy na zewn trz). T cze s oneczne s podobne do t czy wtórnych pod innym wzgl dem: ich kolory s s absze ni kolory uku pierwotnego. To, jak bardzo widoczne lub wybielone s kolory s o c pobocznych, zale y od tego, jak bardzo kryszta y lodu „chwiej si ” podczas unoszenia si w powietrzu. Im bardziej si chwiej , tym bardziej ywe b d kolory s o c pobocznych.
Ksi yc równie ma swoje ksi yce poboczne, znane jako paraselene. wiat o z Ksi yca tworzy wiec ce plamy po obu jego stronach. Zjawisko to jest rzadsze ni s o ca poboczne, poniewa wyst puje tylko wtedy, gdy Ksi yc jest w pe ni lub bardzo blisko pe ni.
Słupy słoneczne
Pojawienie si s upów wiat a jest g ównie ograniczone do zimnych klimatów, takich jak regiony arktyczne. S upy wietlne przejawiaj si jako kolumny wiat a. Emitowane z do u lub z góry ród a wiat a pojawiaj si , gdy naturalne lub sztuczne wiat o odbija si od p askich kryszta ów lodu w powietrzu blisko powierzchni Ziemi. S upy wiat a wywo ane przez S o ce nazywane s s upami s onecznymi, natomiast s upy wywo ane przez wiat o Ksi yca nazywane s s upami ksi ycowymi. S upy s oneczne s zwykle widoczne, gdy S o ce znajduje si blisko horyzontu.
Mimo e s upy wietlne s zwykle kojarzone ze S o cem lub Ksi ycem, mog one równie wyst powa z powodu obecno ci sztucznych wiate . S upy wietlne niezale nie od ich natury zwykle przyjmuj kolor ród a wiat a.
Krąg parheliczny
Kr g parheliczny jest do rzadkim zjawiskiem i pojawia si jako blady bia y pas okr aj cy ca e niebo na wysoko ci S o ca lub Ksi yca. Kr gi parheliczne powstaj , gdy pionowe lub prawie pionowe kryszta y lodu o dowolnym kszta cie odbijaj wiat o s oneczne lub ksi ycowe.
Zasadniczo tylko cz ci kr gu mog by widoczne w dowolnym momencie, ale je li by by kompletny, to taki kr g rozci ga by si na ca ym niebie. Te cz ci kr gu parhelicznego s mniej powszechne ni parhelion i halo º. Przewanie s one bia e (poniewa powstaj w wyniku odbicia), a czasami mog mie