Astronomia ogólna - ebook

PRZEDMOWA

Astronomia ogólna – to dwa słowa, które dla wszystkich pokoleń powojennych astronomów łączą się w całość, w tytuł kultowego podręcznika profesora Eugeniusza Rybki. Astronomia jako oddzielny przedmiot przed wojną i jeszcze długo po wojnie była nauczana w szkole! W końcu książka uzyskała status uniwersalnego podręcznika akademickiego. Z sześciu wydań od 1952 do 1983 r. uczyły się całe pokolenia pierwszych roczników studiów astronomicznych. Choć dla szkół pisano nowe, łatwiejsze podręczniki, to jednak właśnie dzieło Rybki patronowało narodzinom jednej z najstarszych olimpiad przedmiotowych w Polsce, Olimpiadzie Astronomicznej od 1957 r. organizowanej przez Planetarium Śląskie. Sam wygrywając XVI edycję, przygotowywałem się z egzemplarza, który dwa lata wcześniej wraz dedykacją otrzymałem z rąk autora. Eugeniusz Rybka był jednym z założycieli Olimpiady Astronomicznej i był z nią związany do końca życia, do 1988 r.

Mijały kolejne dekady, a olimpijczycy i studenci wciąż mieli do dyspozycji ten sam podręcznik. Tymczasem zmieniała się astronomia. Aktualny wygląd nieba, gwiazdozbiory, pozycje gwiazd każdy nosi w kieszeni, to wszystko za pomocą aplikacji można sprawdzić w telefonie komórkowym. Astronomiczne podstawy geografii zastąpiła nieomylna sieć satelitów GPS. Badania planet i ciał Układu Słonecznego to dziś głównie domena bezpośredniej eksploracji kosmosu, a nie obserwacji metodami astronomicznymi. Cała mechanika nieba przez kilka stuleci polegająca na stosowaniu praw i rozwiązywaniu równania Keplera dziś sprowadza się do kliknięcia daty w dostępnym każdemu amatorowi astronomii darmowym oprogramowaniu w sieci. Tymczasem co najmniej 2/3 książki profesora Rybki to właśnie taka „astronomia klasyczna”.

A przecież zmieniły się instrumenty i metody badawcze. Dziś mamy kilkanaście 10-metrowych teleskopów, a Polska jako członek Europejskiego Obserwatorium Południowego uczestniczy w budowie blisko 40-metrowego teleskopu optycznego. Od trzydziestu lat krąży na orbicie Kosmiczny Teleskop Hubble’a. Obserwacje Wszechświata prowadzi się dziś we wszystkich zakresach promieniowania elektromagnetycznego, od fal radiowych po fotony γ. Intensywnie analizuje się cząstki promieniowania kosmicznego i wiatru słonecznego. Otwarto całkowicie nowe okna obserwacyjne w dziedzinach promieniowania nieelektromagnetycznego, jak obserwacje neutrin i fal grawitacyjnych. To wszystko zdobycze współczesnej astro­fizyki i kosmologii, o których Eugeniusz Rybka nie mógł nawet śnić.

Potrzebę nowego podręcznika ze współczesnej astronomii odczuwaliśmy również na uniwersytetach. Wysyłaliśmy więc studentów do bibliotek, póki jeszcze wszyscy ze szkoły znali rosyjski, po tanie książki tłumaczone i wydawane przez Związek Radziecki. Potem zostały już tylko książki anglojęzyczne, drogie nawet dla bibliotek. W takiej właśnie sytuacji kilka lat temu przyszło mi przejąć wykład „Astronomii ogólnej” dla pierwszych lat astronomii i fizyki na uniwersytecie w Toruniu. Mój poprzednik i nieżyjący już przyjaciel, bułgarski astronom, Toma Tomov, prowadził wykład po polsku, ale właśnie według wznawianego wielokrotnie (sześć wydań) przez Springera podręcznika Fundamental Astronomy.

To budząca respekt „cegła”, na oko o 50% obszerniejsza (drukowana w dwóch kolumnach, mniejszą czcionką) od podręcznika Rybki. Tym razem merytoryczne proporcje są odwrotne: prawie 2/3 to solidna astrofizyka, a resztę książki równomiernie poświęcono „klasyce” i astronomii pozagalaktycznej, w tym kosmologii i astrobiologii. Wszystkie rozdziały zawierają wyważony balans między wiedzą i metodologią, czyli oprócz wyczerpującego opisu nie stronią od matematyki, fizyki i wzorów. Nie miałem więc najmniejszych wątpliwości, żeby właśnie tę książkę polecić Wydawnictwu Naukowemu PWN jako najbardziej sprawdzony, współczesny podręcznik podstaw astronomii na świecie.

Książka jest dziełem zbiorowym dużej grupy fińskich astronomów jako autorów i redaktorów. Powstawała i ewoluowała przez wiele lat i kolejnych edycji. Jak piszą w przedmowie do pierwszego wydania wymienieni na okładce edytorzy, podstawowa wersja podręcznika powstała na podstawie wykładów jednego z nich, Heikki Oja. Były one później modyfikowane i uzupełniane. Między innymi Hannu Karttunen napisał rozdziały o astronomii sferycznej i mechanice nieba, Markku Poutanen rozdział o Układzie Słonecznym, a Karl Johan Donner jest autorem większości rozdziału o galaktykach. O uwagi i uzupełnienia poproszono także astronomów spoza zespołu. I tak rozdział o instrumentach obserwacyjnych uzupełnili Vilppu Piirola i Göran Sandell (radioteleskopy). Z kolei Juhani Kyröläinen rozszerzył rozdział o widmach gwiazdowych, Timo Rahunen zrewidował rozdziały o strukturze i ewolucji gwiazd, a Ilkka Tuominen o Słońcu, Kalevi Mattila napisał rozdział o materii międzygwiazdowej, Tapio Markkanen zaś rozdziały o gromadach gwiazd i Drodze Mlecznej. Wreszcie, Mauri Valtonen jest autorem części rozdziału o galaktykach, a wspólnie z Pekka Teerikorpi, rozdziału o kosmologii.

Tłumaczenia z fińskiego na angielski dokonali sami autorzy książki, przy okazji poprawiając wiele błędów. Materiał ten był potem starannie przygotowany przez redaktorów Springera. Również polski przekład był konsultowany z gronem znakomitych znawców swoich dziedzin. Większość z nich to astronomowie z Uniwersytetu Mikołaja Kopernika i Uniwersytetu Jagiellońskiego. Wnieśli oni wiele istotnych, merytorycznych uwag, czyniąc tę książkę jeszcze lepszą. Szczególne podziękowania należą się doktorowi Kazimierzowi Borkowskiemu, profesorom Krzysztofowi Gęsickiemu, Krzysztofowi Goździewskiemu i Andrzejowi Mareckiemu z Torunia oraz doktorowi Marcinowi Kolonko z Instytutu Meteorologii i Gospodarki Wodnej – Państwowego Instytutu Badawczego w Krakowie. Zupełnie specjalne zasługi ma w tym dziele jego recenzent, profesor Andrzej Sołtan, z Centrum Astronomicznego im. Mikołaja Kopernika PAN w Warszawie, który szczegółowo sprawdził każdy detal w całej książce, chroniąc tłumaczy przed popełnieniem wielu błędów (również powielonych z oryginału).

Jako astronom, redaktor naczelny dwumiesięcznika „Urania”, członek Komitetu Głównego Olimpiady Astronomicznej i nauczyciel akademicki, jestem pewien, że polskie wydanie Fundamental Astronomy otworzy zupełnie nowy rozdział w rozwoju kultury astronomicznej w naszym kraju. To książka dla studentów astronomii i fizyki oraz ich wykładowców, dla uczniów uczestniczących w olimpiadach astronomicznej i fizycznej, dla nauczycieli fizyki i dziennikarzy naukowych, dla wszystkich miłośników astronomii i wielbicieli współczesnej astrofizyki i kosmologii. Gratuluję Wydawnictwu Naukowemu PWN, że podjęło ten trud i jestem wdzięczny za zachowanie będącego elementem dziedzictwa tytułu. To będzie najważniejszy podręcznik astronomii, astrofizyki i kosmologii w Polsce co najmniej przez dekadę. Chyba że moi koledzy chwycą za pióra i napiszą nowszy i lepszy! Najlepiej od razu po polsku i po angielsku.

Maciej Mikołajewski,
wiceprezes Polskiego
Towarzystwa Astronomicznego1
WSTĘP

W ciemną, bezchmurną noc, z dala od miejskich świateł, gwiaździste niebo ukazuje całą swą wspaniałość (fot. 1.1). Tysiące punkcików rozświetlających firmament fascynowały ludzi od zarania dziejów.

Fot. 1.1. Gwiaździste niebo w pełnej krasie można podziwiać tylko z dala od miejskich świateł (fot. Pekka Parviainen)

Starożytni dostrzegali na niebie kształty związane z religijnymi mitami i znaki zsyłane przez bogów. Jednak już parę tysięcy lat temu zaczęła się rozwijać astronomia, odcinająca się od religijnych i astrologicznych przesądów. Ludzie zaczęli badać niebo dla niego samego.

1.1. Ciała niebieskie

W XVI w. zaczęto zdawać sobie sprawę, że Ziemia nie jest centrum Wszechświata. Mniej więcej wtedy pojawiła się też myśl, że gwiazdy to ciała podobne do Słońca. Jawią się jako słabe punkty tylko z powodu olbrzymich odległości dzielących je od obserwatora. Dziś wiemy, że Słońce i gwiazdy to świecące kule gorącego gazu, produkujące energię, przetwarzając w reakcjach termojądrowych wodór w hel i cięższe pierwiastki (zob. rozdz. 11).

Choć gwiazdy przemieszczają się względem siebie z ogromnymi prędkościami, ich układ wydaje się niezmienny, nawet w skali tysięcy lat. To oczywiście skutek ich wielkich odległości. Można jednak zaobserwować ciała, które przesuwają się na tle gwiazd. Oprócz Słońca i Księżyca są to planety, nazwane tak już w starożytności od greckiego słowa oznaczającego wędrowca.

Szybkie ruchy planet wskazują, że są one znacznie bliżej Ziemi niż gwiazdy. I rzeczywiście, obiegają Słońce. Według współczesnej definicji (zob. rozdz. 7) jest 8 planet wokółsłonecznych: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Oprócz tych stosunkowo dużych ciał wokół Słońca porusza się mnóstwo rozmaitych drobniejszych obiektów: planet karłowatych, planetoid, meteoroidów i komet (zob. rozdz. 8). Większość planet ma własne księżyce. Planety, księżyce i drobne ciała nie wytwarzają światła w reakcjach termojądrowych. Zamiast tego po prostu odbijają światło słoneczne.

W centrum Układu Słonecznego świeci Słońce, wytwarzając energię w reakcjach fuzji termojądrowej (zob. rozdz. 13). Jest gwiazdą najbliższą Ziemi i badanie jego własności mówi wiele także o innych gwiazdach.

Gołym okiem można dostrzec kilka tysięcy gwiazd, ale nawet mały teleskop ukazuje ich miliony. Opierając się na ich własnościach, można podzielić je na rozmaite kategorie. Znaczna większość z nich, również Słońce, to gwiazdy ciągu głównego. Niektóre są jednak dużo większe – to olbrzymy i nadolbrzymy, a inne – dużo mniejsze – to białe karły. Przynależność gwiazdy do którejś z tych grup zwykle odzwierciedla etap ewolucyjny, na którym się znajduje. Jasność wielu gwiazd nie jest stała – to gwiazdy zmienne.

Stosunkowo niedawno odkryto obiekty zwarte: gwiazdy neutronowe i czarne dziury (zob. rozdz. 15). Materia, z której są zbudowane, jest tak ściśnięta, a pola grawitacyjne tak silne, że do opisu ich samych i przestrzeni wokół nich niezbędna jest ogólna teoria względności Einsteina.

Słońce jest gwiazdą pojedynczą, ale wiele gwiazd występuje parami. To gwiazdy podwójne obiegające wspólny środek masy (zob. rozdz. 10). Nierzadkie są też systemy złożone z wielu gwiazd. Większe skupiska to już gromady gwiazd (zob. rozdz. 17). Gromady otwarte (fot. 1.2) składają się typowo z kilkudziesięciu–kilkuset gwiazd, które narodziły się w jednym miejscu, zazwyczaj dość niedawno. W końcu każda z nich pobiegnie w swoją stronę. Natomiast gromady kuliste (fot. 1.3) mogą zawierać setki tysięcy albo miliony gwiazd, zwykle starych.

Fot. 1.2. Plejady są jedną z najbardziej znanych gromad otwartych. Sześć najjaśniejszych gwiazd bez trudu widać gołym okiem. Zdjęcie ukazuje również obłoki pyłu międzygwiazdowego, odbijającego światło gwiazd (fot. Robert Gendler)

Fot. 1.3. Gromada kulista M13 składa się z kilkuset tysięcy gwiazd. W bardzo dobrych warunkach z trudem można ją wypatrzeć gołym okiem jako małą, mglistą plamkę (fot. NASA, ESA i Hubble Heritage Team (STScI/AURA))

Przestrzeń między gwiazdami całkiem nieźle odpowiada naszym wyobrażeniom o idealnej próżni, ale nie jest zupełnie pusta. Zawiera materię międzygwiazdową – głównie wodór i hel, ale też śladowe ilości cięższych pierwiastków, molekuł i drobiny pyłu (zob. rozdz. 16). Ośrodek międzygwiazdowy nie wypełnia przestrzeni jako jednorodna mgła, lecz tworzy ogromne obłoki (fot. 1.4).

Fot. 1.4. Mgławica Ameryka Północna w gwiazdozbiorze Łabędzia jest wielkim obłokiem gazu międzygwiazdowego, pobudzanego do świecenia przez pobliskie gwiazdy. Jest bardzo słaba i wizualnie trudno ją dostrzec. Najjaśniejsza gwiazda po prawej stronie to α Cygni, czyli Deneb (fot. M. Poutanen i H. Virtanen)

Nowe gwiazdy rodzą się przez kondensację materii międzygwiazdowej. Gdy gęstość, ciśnienie i temperatura wewnątrz kurczącej się chmury dostatecznie wzrosną, rozpoczynają się reakcje fuzji termojądrowej i gwiazda zaczyna wyświecać wyzwoloną w nich energię (zob. rozdz. 12). Po milionach albo miliardach lat źródła energii się wyczerpują. Dalsza ewolucja gwiazdy zależy wówczas od masy gwiazdy. Najmniejsze po prostu stygną i gasną. Ale bardziej masywne albo odrzucają swoje zewnętrzne warstwy jako mgławice planetarne, albo wybuchają jako supernowe. W ten sposób materia przetworzona w reakcjach jądrowych wewnątrz gwiazd wraca w przestrzeń międzygwiazdową.

Wszystkie gwiazdy widoczne gołym okiem lub przez lornetkę jako osobne obiekty są częścią systemu złożonego z setek miliardów gwiazd. To Droga Mleczna (fot. 1.5, zob. rozdz. 18), zwana też z grecka Galaktyką (przez duże G). Światło potrzebuje ok. 100 tys. lat, żeby przebiec Galaktykę od krańca do krańca.

Fot. 1.5. Droga Mleczna jawi się jako opasująca nieboskłon mglista wstęga, która jednak nawet w małym teleskopie rozpada się na miriady gwiazd. Odkrył to już Galileusz ponad 400 lat temu. Droga Mleczna jest systemem gwiazdowym w kształcie dysku. Układ Słoneczny znajduje się blisko płaszczyzny symetrii tego dysku, więc patrząc wzdłuż niej, widzimy znacznie więcej gwiazd niż w kierunku prostopadłym. Dysk zawiera również nierówno rozmieszczony gaz i pył międzygwiazdowy, który przesłania widok w niektórych kierunkach. Z tego właśnie powodu w dolnej części zdjęcia Droga Mleczna wydaje się rozszczepiać na dwie gałęzie (fot. Pekka Parviainen)

Droga Mleczna jest jedną z wielu podobnych galaktyk (przez małe g). To podstawowe cegiełki, z których zbudowany jest Wszechświat (fot. 1.6 i 1.7, zob. rozdz. 19). Nie są rozrzucone równomiernie, lecz tworzą małe grupy galaktyk, większe gromady galaktyk lub jeszcze większe supergromady galaktyk.

Fot. 1.6. Galaktyka M31 w Andromedzie jest systemem gwiazdowymprzypominającym naszą Drogę Mleczną. Ma kształt okrągłego dysku, na który patrzymy z ukosa, więc widzimy go jako owal. Gwiazdy i materia międzygwiazdowa koncentrują się w ramionach spiralnych. W dobrych warunkach centrum M31 bez trudu widać gołym okiem jako mglistą plamkę. Na zdjęciu widoczne są również dwie eliptyczne galaktyki towarzyszące M31: M32 (poniżej centrum) i M110 (w górę, na prawo). Jasne punkty rozsiane po całym zdjęciu to znajdujące się znacznie bliżej gwiazdy naszej własnej Galaktyki (fot. Bill Schoening, Vanessa Harvey/REU program/NOAO/AURA/NSF)

Fot. 1.7. Oprócz wielkich galaktyk, takich jak Droga Mleczna, istnieje również mnóstwo galaktyk małych, często o nieregularnym kształcie. Jedną z nich jest Wielki Obłok Magellana na południowym niebie. Jest dobrze widoczny gołym okiem, nawet przy pełni Księżyca (fot. NOAO/AURA/NSF)

Jądra niektórych galaktyk jawią się nam jako kwazary. Najdalsze galaktyki obserwuje się blisko krańców widzialnego Wszechświata. Ich światło rozpoczęło podróż ku nam, gdy Wszechświat miał zaledwie 3% swego obecnego wieku (fot. 1.8).

Fot. 1.8. Głębokie Pole Hubble’a to fragment nieba obserwowany przez Teleskop Kosmiczny Hubble’a łącznie przez ponad 11 dni. Niektóre z widocznych tu setek galaktyk należą do najdalszych obiektów dotychczas zaobserwowanych. Patrząc w głąb kosmosu, spoglądamy również w przeszłość, ponieważ światło biegnie ze skończoną prędkością. Tak więc są to również najstarsze obiekty, jakie znamy. Porównując je z galaktykami z naszego sąsiedztwa, możemy poznać ewolucję galaktyk w ciągu miliardów lat (fot. NASA)

1.2. Rola astronomii

Człowiek interesował się zjawiskami na niebie już dawno temu. Znaleziono kilka rytów na kościach wykonanych przez człowieka z Cro-Magnon ok. 30 tys. lat temu, przedstawiających prawdopodobnie fazy Księżyca. Jeśli tak jest, to owe kalendarze byłyby najstarszymi dokumentami astronomicznymi, wyprzedzającymi wynalazek pisma o jakieś 25 tys. lat.

Rolnictwo wymagało dobrej znajomości pór roku. Rytuały religijne i wróżbiarstwo oparte były na położeniu ciał niebieskich. Rachuba czasu stawała się więc coraz dokładniejsza, a ludzie nauczyli się obliczać położenia ciał niebieskich z wyprzedzeniem.

W czasach szybkiego rozwoju żeglugi morskiej, gdy podróżowano coraz dalej od macierzystych portów, wyznaczenie pozycji statku na morzu stanowiło poważny problem. Znalezienie praktycznego rozwiązania było głównym zadaniem astronomii w XVII i XVIII w. Owocem były pierwsze dokładne tablice położeń planet i innych ciał niebieskich. Podstawą tego sukcesu było odkrycie praw rządzących ruchami planet, dokonane przez Kopernika, Tychona Brahe, Keplera, Galileusza i Newtona.

Badania astronomiczne odmieniły nasze wyobrażenie świata: od poglądów geocentrycznych i antropocentrycznych do współczesnej koncepcji ogromnego Wszechświata, w którym człowiek i Ziemia odgrywają marginalną rolę. Astronomia ukazała nam rzeczywistą skalę otaczającej nas Przyrody.

Współczesna astronomia jest nauką podstawową. Głównym powodem, dla którego ją uprawiamy, jest ludzka ciekawość, nasze pragnienie poznania Natury i Wszechświata. Astronomia odgrywa kluczową rolę w kształtowaniu naukowego światopoglądu – modelu Wszechświata opartego na obserwacjach, wszechstronnie przetestowanych teoriach i logicznym wnioskowaniu. Obserwacje są zawsze ostatecznym sprawdzianem modelu. Jeśli model nie pasuje do obserwacji, to musi być zmieniony, a proces ten nie może być ograniczony żadnymi koncepcjami filozoficznymi czy politycznymi ani religijnymi wierzeniami.

1.3. Dziedziny badań astronomicznych

Współczesna astronomia bada cały Wszechświat i wszystkie postaci występującej w nim materii i energii. Można ją podzielić na kilka sposobów, np. według przedmiotu badań lub stosowanych metod.

Ziemia interesuje astronomów z wielu powodów. Prawie wszystkie obserwacje są wykonywane przez atmosferę (fot. 1.9). Zjawiska w górnych warstwach atmosfery i w ziemskiej magnetosferze są odbiciem stanu przestrzeni międzyplanetarnej. Ziemia jest również najważniejszym źródłem materiału porównawczego dla planetologów (fot. 1.10).

Fot. 1.9. Choć satelity i próbniki kosmiczne dostarczyły nam mnóstwa informacji, ogromną większość obserwacji astronomicznych nadal wykonuje się z Ziemi. Największe obserwatoria zwykle umieszcza się na dużych wysokościach, z dala od terenów gęsto zaludnionych. Jedno z nich, siedziba europejskich teleskopów VLT, znajduje się na górze Paranal w Chile (fot. J.L. Dauvergne & G. Hüdepohl (atacamaphoto.com)/ESO)

Fot. 1.10. Ziemia widziana z Księżyca. Loty kosmiczne wyraźnie ukazały planetarny status Ziemi. Zdjęcie wykonał japoński satelita Księżyca Kaguya w 2007 r. Księżyc jest wciąż jedynym ciałem pozaziemskim odwiedzonym przez ludzi, w serii sześciu lotów Apollo w latach 1969–1972 (fot. JAXA)

Księżyc jest wciąż badany metodami astronomicznymi, choć ludzie sześciokrotnie lądowali na jego powierzchni i przywieźli na Ziemię próbki gruntu. Dla miłośników astronomii Księżyc jest łatwym i interesującym obiektem obserwacji.

Próbniki kosmiczne zbadały już wszystkie planety, wiele z ich księżyców, niektóre planety karłowate, planetki i komety. Uran i Neptun były obserwowane tylko w przelocie, ale wszystkie pozostałe planety również przez ich sztuczne satelity. Statki kosmiczne miękko lądowały na Wenus, Marsie, księżycu Saturna Tytanie i kilku mniejszych ciałach. Na skutek tych działań nasza wiedza o obiektach Układu Słonecznego wzrosła przeogromnie, a jednak ciągłe monitorowanie planet jest wciąż możliwe tylko z Ziemi.

Astronom może również specjalizować się w takich dziedzinach jak badanie Słońca, różnych rodzajów gwiazd, gromad gwiazd, Drogi Mlecznej lub innych galaktyk (rys. 1.1).

Rys. 1.1. Astronomia się zmienia. Choć w ostatnich dekadach liczba publikacji we wszystkich jej dziedzinach rośnie, proporcje się zmieniają. Coraz większy udział mają prace dotyczące kosmologii i galaktyk kosztem badań gwiazd. Wykres ilustruje względną liczbę artykułów z poszczególnych dziedzin, opublikowanych w latach 1981–2009 w najważniejszych periodykach (na podstawie New Worlds, New Horizons in Astronomy and Astrophysics, US National Science Academy, 2010, s. 120)

Największym obiektem do badań jest Wszechświat jako całość. Zajmująca się tym kosmologia była niegdyś domeną teologów i filozofów, ale w XX w. stała się przedmiotem teorii fizycznych, a w końcu również konkretnych obserwacji astronomicznych.

Astronomia sferyczna to stara, aż do XVII w. główna gałąź astronomii. Zajmuje się układami współrzędnych na sferze niebieskiej oraz widomymi położeniami i ruchami ciał niebieskich.

Gdy w 1687 r. Isaak Newton opublikował dzieło Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, zawarte w nim podstawowe prawa mechaniki dały fizyczne wyjaśnienie ruchów ciał niebieskich. To był początek mechaniki nieba, badającej ruchy ciał niebieskich, od planet Układu Słonecznego i satelitów okrążających Ziemię, aż po odległe galaktyki i gromady galaktyk.

W połowie XIX w. odkryto, że fizyczne własności ciał niebieskich można odczytać z ich widm. Tak narodziła się astrofizyka, badająca fizykę gwiazd, Słońca i materii międzygwiazdowej.

Astronomię można również podzielić według długości fal obserwowanego promieniowania. Mówimy więc o astronomii promieniowania γ, rentgenowskiej, ultrafioletowej, optycznej, podczerwonej i radioastronomii. Obserwuje się również cząstki przychodzące z kosmosu: neutrina i promieniowanie kosmiczne. Wreszcie najnowszą dziedziną astronomii są badania fal grawitacyjnych.

Astronomia i astronautyka wydają się być ściśle związane, choć w istocie są dziedzinami całkiem odrębnymi. Tylko niewielka część lotów kosmicznych ma związek z astronomią. W większości służą celom komercyjnym: telekomunikacji, obserwacji pogody, nawigacji, teledetekcji, kontroli środowiska, o zastosowaniach militarnych nie zapominając. Astronomia kosmiczna jest tą dziedziną astronomii, która wykorzystuje obserwacje wykonane przez satelity i próbniki kosmiczne.

1.4. Skala Wszechświata

Masy i rozmiary obiektów astronomicznych są zazwyczaj ogromne. Aby pojąć ich własności, musimy jednak poznać najmniejsze składniki materii – molekuły, atomy i cząstki elementarne. Gęstości, temperatury i pola magnetyczne we Wszechświecie zmieniają się w znacznie szerszym zakresie, niż jesteśmy w stanie uzyskać w ziemskich laboratoriach (rys. 1.2).

Rys. 1.2. Wielkości we Wszechświecie

Osm, najgęstsza substancja spotykana na Ziemi, ma gęstość 22 500 kg/m³, podczas gdy w gwiazdach neutronowych są możliwe gęstości rzędu 10¹⁸ kg/m³. W ziemskich laboratoriach udaje się rozrzedzić gaz do gęstości 10–9 kg/m³, ale gęstość gazu międzygwiazdowego może wynosić 10–21 kg/m³ albo i mniej. Współczesne akceleratory mogą nadać cząstkom energię rzędu 10¹³ eV. Tymczasem obserwowano cząstki promieniowania kosmicznego niosące energię ponad 10²⁰ eV.

Wiele czasu zajęło ludzkości poznanie kosmicznych odległości. Już Hipparch w II w. p.n.e. całkiem poprawnie wyznaczył dystans dzielący Ziemię od Księżyca. Skalę odległości w Układzie Słonecznym poznano w XVII w., po przyjęciu modelu heliocentrycznego. W starym systemie geocentrycznym odległości planet nie miały znaczenia dla obliczania ich ruchów, mogły więc być przyjmowane dowolnie. W systemie heliocentrycznym nie było to już możliwe. Od XVII w. podejmowano też próby zmierzenia odległości do gwiazd. Jednak pierwsze udane pomiary udało się wykonać dopiero po 1830 r., a przyzwoite oszacowania odległości galaktyk uzyskano w latach 20. XX w.

Pewne wyobrażenie o skali odległości daje nam czas potrzebny, by promień światła z danego źródła dotarł do ludzkiego oka. Ze Słońca światło biegnie 8 minut, z Neptuna 5,5 godziny, a od najbliższej gwiazdy 4 lata. Nie widzimy samego centrum Drogi Mlecznej, ale wiele gromad kulistych znajduje się w podobnej odległości. Potrzeba ok. 22 tys. lat, żeby światło z gromady kulistej M13 (fot. 1.3) dotarło do Ziemi. W przypadku najbliższej galaktyki, widocznego na południowym niebie Wielkiego Obłoku Magellana (fot. 1.7), zajmuje to ponad 160 tys. lat. Fotony zarejestrowane na fot. 1.7 rozpoczęły więc podróż, gdy Europę zamieszkiwał neandertalczyk. Obserwowane przez nas światło galaktyki M31 w Andromedzie, najdalszego obiektu widocznego gołym okiem, zostało wyemitowane 2,5 mln lat temu. Wtedy właśnie na Ziemi pojawił się Homo habilis, pierwszy człowiekowaty wytwarzający kamienne narzędzia. Najdalsze znane galaktyki są tak daleko od naszej planety, że ich promieniowanie, które obecnie rejestrujemy, zostało wyemitowane na długo, zanim powstały Słońce i Ziemia (fot. 1.8).PRZYPISY

Trzymając się ściśle polskiej terminologii geometrycznej, powinniśmy mówić o półsferach oraz okręgu wielkim i małym. Będziemy jednak używali tradycyjnych określeń, z dawna zadomowionych w słowniku polskich astronomów, nie zważając na irytację matematyków. Wszystkie przypisy pochodzą od tłumacza danej części, chyba że zaznaczono inaczej.

Nie należy go mylić z widnokręgiem, czyli faktyczną linią pozornego styku nieboskłonu z Ziemią. Jego przebieg zależy od wysokości obserwatora nad powierzchnią Ziemi, nierówności terenu i krzywizny Ziemi (zob. p. 2.9).

Warto zauważyć, że inaczej niż na Ziemi, gdzie jest nieskończenie wiele południków, na niebie jest tylko jeden – odbicie na sferze ziemskiego południka, na którym znajduje się obserwator. Wszystkie pozostałe koła wielkie zawierające bieguny nieba będziemy nazywali kołami godzinnymi (zob. p. 2.5).

Coraz częściej również w astronomii azymut mierzy się od północy ku wschodowi. Tak więc azymut punktu N wynosi 0°, E – 90°, S – 180° i W – 270°. Można się spotkać z tym np. w popularnych programach komputerowych.

Mamy więc w istocie dwa układy równikowe. Ten, w którym drugą współrzędną jest kąt godzinny, nazywamy układem równikowym I lub układem równikowym godzinnym. Ten zaś, w którym jest nią rektascensja, nazywamy układem równikowym II lub układem równikowym równonocnym.

Nazwa „miejsce pozorne” jest tradycyjna i powszechnie używana, mimo że raczej myląca. Oznacza pozycję aktualną, czyli jak najbardziej rzeczywistą.

Instytut Geodezji i Kartografii w Warszawie wydaje „Roczniki Astronomiczne”. Towarzyszy im bardzo wygodny „Rocznik Astronomiczny On-Line” (http://www.igik.edu.pl/pl/Rocznik-Astronomiczny-On-Line), a w nim Kalkulator miejsc pozornych gwiazd, wykonujący opisane tu obliczenia.

Jest to odbicie orbity Ziemi, więc właściwie nie okrąg, lecz bardzo mało spłaszczona elipsa.

Trzecią wersję tego katalogu, AGK3, opartą już na technice fotograficznej, ukończono w 1975 r.

W 2018 r. ukazał się drugi zbiór częściowych rezultatów misji Gaia (DR2). Paralaksy gwiazd do 15m podaje z dokładnością 0,00004″. Ostateczne wyniki spodziewane są w 2022 r.

Często spotyka się odwrotną definicję równania czasu. Zawsze trzeba sprawdzić, czy jesienią E jest dodatnie, a zimą ujemne (jak tutaj), czy przeciwnie.

Czas słoneczny miejscowy = czas słoneczny Greenwich + λ.

W rzeczywistości przyjęta siatka współrzędnych geograficznych była najbliższa rzeczywistej w roku 1900.

Za czasów Cezara styczeń wypadał już jesienią.

Zawiłe losy reformy gregoriańskiej pasjonująco i obszernie opisał Wiesław Krajewski w „Uranii” 2016, nr 3, s. 18.