LEKSYKON PRZYRODNICZY Joachim Herrmann Gwiazdy Przekład z niemieckiego Piotr Dryjański Koncepcja serii: Gunter Steinbach Tytut oryginału: Steinbachs Naturfiihrer: Die Sterne © Mosaik Verlag GmbH, Monachium 1985 © polskiego wydania Bertelsmann Publishing, Warszawa 1997 Licencyjne wydanie klubu „Świat Książki" za zgodą Mosaik Verlag Wszelkie prawa zastrzeżone. Reprodukowanie, kodowanie w urządzeniach przetwarzania da- nych, odtwarzanie elektroniczne, fotomechaniczne lub w jakiejkolwiek innej formie w telewizji, radio oraz wykorzystywanie w wystąpieniach publicznych - również częściowe - tylko za wyłącznym zezwoleniem właściciela praw autorskich. Przekład z języka niemieckiego i adaptacja tomu Piotr Dryjański Konsultacja: dr Krzysztof Jahn Redaktor serii: Elżbieta Gomulińska i Beata Lewandowska-Kaftan Redaktor tomu Gwiazdy: Magdalena Hildebrand Opracowanie graficzne książki: według oryginału niemieckiego Skład i łamanie: PHOTOTEXT Warszawa Printed in Germany ISBN 83-7129-589-8 Nr 1806 Spis treści 20 20 22 24 26 28 30 32 34 36 38 40 42 44 68 Wstęp Przegląd symboli używanych w książce Obserwujemy niebo Miesięczne mapy nieba Niebo styczniowe Niebo lutowe Niebo marcowe Niebo kwietniowe Niebo majowe Niebo czerwcowe Niebo lipcowe Niebo sierpniowe Niebo wrześniowe Niebo październikowe Niebo listopadowe Niebo grudniowe Gwiazdozbiory okołobiegunowe Gwiazdozbiory wiosenne 86 Gwiazdozbiory letnie 116 Gwiazdozbiory jesienne 140 Gwiazdozbiory zimowe 172 Gwiazdozbiory nieba południowego 182 Słońce 190 Księżyc i zaćmienia 208 Planety 234 Gwiazdy i ich układy 262 Sztuczne satelity 264 Zjawiska atmosferyczne 266 Lornetka i luneta 278 Obserwatoria i planetaria 282 Słowniczek terminów fachowych 285 Autorzy fotografii 286 Skorowidz Skróty i oznaczenia stosowane w tekście N = północ m = jasność gwiazdy z dokładnością do rzę E = wschód du wielkości S = południe h = godzina W = zachód s = sekunda skr. = skrót g = gram gen. = dopełniacz nazwy łacińskiej d = doba Wstęp Podstawowa wiedza astronoma amatora to: znajomość gwiazd i gwiazdozbiorów, wyszukiwanie planet i umiejętność wy- konywania prostych obserwacji za pomocą lornetki i niewielkiego teleskopu. Niniejsza książka powinna być pomocna w zdobyciu tych wiadomości. Zasadnicza jej część po- święcona jest położeniom gwiazd i gwiaz- dozbiorów, pokazuje jednak również, jak można wyszukać planety i czego możemy się spodziewać po małych przyrządach w obserwacjach nieba. Książka prze- znaczona jest dla praktyków; nie zawiera teorii powstania Wszechświata lub budowy gwiazd. Uwaga do części opisowej na stronach od 20 do 181: ten, kto nie zna się w ogóle na niebie, powinien na początek wyszukać najważniejsze gwiazdy za pomocą map gwiazd i gwiazdozbiorów dla poszczegól- nych miesięcy. Przedstawiają one sytuację w danym miesiącu o podanej godzinie ob- serwacji, na przykład w pierwszej połowie stycznia o godz. 21, w drugiej połowie sty- cznia o godz. 20. (Ściślej mówiąc, chodzi o średnią pierwszej i drugiej połowy mie- siąca, a więc 7 i 23 stycznia). To samo odnosi się również do innych map miesię- cznych. Oprócz tych znormalizowanych czasów obserwacji podano również, jakich innych momentów dotyczą mapy. Tak więc można znaleźć mapę, która odnosi się do początku kwietnia o godz. 2. Godziny poda- no w czasie środkowoeuropejskim. W cza- sie obowiązywania letniego czasu środko- woeuropejskiego do podanych wartości trzeba koniecznie doliczyć godzinę. Ponad- to podane czasy odnoszą się ściśle do 15° długości wschodniej, a jeżeli znajdujemy się na zachód od tego południka, wówczas musimy dodawać 4 min na każdy stopień długości geograficznej. Na przykład przy 9° długości geograficznej wschodniej nasz podany czas obserwacji w pierwszej poło- 6 wie stycznia powinien wynosić nie godz. 21, lecz 6x4=24 minuty później, a więc o godz. 21.24, a przy obserwacjach na wschód od południka 15 należy postąpić odwrotnie. Na ogół różnice nie są znaczne i początkujący astronom nie powinien się mylić. Aby można było stosować mapy miesięczne również w innych częściach Europy, zaznaczono nie tylko horyzont dla 50° szerokości geograficznej północnej (odpowiadającej linii Moguncja-Praga- -Kraków), lecz także dla 40° szerokości północnej (mniej więcej Madryt-połu- dniowe Włochy). Im dalej znajdujemy się na południu, tym więcej gwiazd ukazuje się nad południową częścią horyzontu. Na- tomiast jeżeli posuwamy się na północ, widać będzie coraz mniej gwiazdozbiorów. W celu zachowania przejrzystości map zre- zygnowano z naniesienia na nie linii hory- zontu dla szerokości położonych bardziej na północ. Jednak podczas wykonywania obserwacji np. w Skandynawii musimy wziąć pod uwagę, że nie zobaczymy gwiazd, które przy szerokości 50° są wido- czne na południu tuż nad horyzontem. Na- tomiast na północy gwiazdy są widoczne nieco wyżej ponad horyzontem. W celu skorzystania z mapy obracamy ją w ten sposób, by obszar nieba, na który chcemy spoglądać, znajdował się u dołu. Wówczas w odpowiednim kierunku znaj- dzie się obszar nieba położony ponad linią horyzontu aż do środka mapy (mniej wię- cej do zenitu). Dopiero po względnie dobrym zapoznaniu się z gwiazdozbiorami za pomocą map miesięcznych, przystępujemy do wnikliw- szych studiów poszczególnych gwiazd i in- nych obiektów korzystając z części książki poświęconej gwiazdozbiorom. Obrazowe przedstawienia poszczególnych gwiazdozbiorów nie odgrywają już wię- kszej roli w dzisiejszej astronomii i dlatego na mapach miesięcznych zaznaczono tylko ich kontury. W części poświęconej gwiaz- dozbiorom zamieszczono jednak niewiel- kie ryciny, które przynajmniej przypomina- ją nam, jak niegdyś przedstawiano posta- cie na niebie. Tytuły opisów poszcze- gólnych gwiazdozbiorów zawierają nazwę polską gwiazdozbioru, po niej następuje nazwa łacińska wraz z jej dopełniaczem i, na koniec, skrót powszechnie przyjęty w świecie. Przegląd symboli używanych w książce itrona 44 Planety Miesięczne mapy nieba Gwiazdy, układy gwiazd Sztuczne satelity, zjawiska atmosf. Lornetka i luneta Obserwujemy niebo Gdy stoimy na równinie lub na wysokiej górze, wówczas niebo wydaje się nam wie- lkim sklepieniem przypominającym klosz. Nic dziwnego, że w dawnych czasach lu- dzie wyobrażali sobie, że nad płaszczyzną Ziemi wznosi się takie sklepienie z niezna- nego materiału. Choć od bardzo dawna wiadomo, że takiego sklepienia naprawdę nie ma, to jeszcze dziś odgrywa ono pew- ną rolę w praktyce obserwacyjnej i przy wyszukiwaniu ciał niebieskich. Również w XX wieku możemy mówić o sklepieniu niebieskim, które wydaje się dotykać powierzchni Ziemi na linii horyzontu. Przyjrzyjmy się mu dokładnie. Wydaje się nam, że w pobliżu horyzontu sklepienie niebieskie jest dalej niż nad naszymi gło- wami. Uwypukla się ono nad nami jak płas- ka łupina. Ta osobliwość prowadzi do całe- go szeregu kolejnych złudzeń. Jeżeli na przykład chcemy ocenić wysokość kątową jakiejś gwiazdy nad horyzontem, to może- my stwierdzić za małą wartość. Ze spłasz- czeniem sklepienia niebieskiego wiąże się jeszcze jedno zjawisko: każdy zauważa, że Księżyc wydaje się znacznie większy, gdy znajduje się tuż nad horyzontem, niż wte- dy, gdy uniesie się wyżej. Niektórzy obser- watorzy oceniają, że nad horyzontem Księ- życ jest 2-3 razy większy! A właściwie powinno być odwrotnie: w pobliżu horyzon- tu Księżyc w istocie leży nieco dalej od nas, choć ta różnica jest bardzo niewielka i niedostrzegalna gołym okiem. W każdym razie „wielki Księżyc" nad horyzontem jest złudzeniem optycznym. Mimo wrażenia, że sklepienie jest spłasz- czone, przedstawmy je sobie teraz jako połowę sfery. Jeżeli dodatkowo wyobrazi- my sobie drugą połowę sfery rozciągającą się poniżej płaszczyzny horyzontu, to wyda się nam, że otacza nas sferyczna kopuła. Miejsce znajdujące się tuż ponad nami na- zwiemy zenitem. Dokładnie naprzeciw nie- j go znajduje się nadir, punkt przeciwny ze- - nitowi. . Strony świata \ Horyzont otaczający nas dzielimy na różne - strony świata: północ (N), wschód (E), połu- i dnie (S) i zachód (W). Ponadto określa się ; kierunki pośrednie: północno-wschodni - (NE), południowo-wschodni (SE), połu- i dniowo-zachodni (SW) i północno-zachodni i (NW). Te kierunki pośrednie leżą dokładnie j pośrodku między czterema głównymi stro- ; nami świata. Możemy wprowadzić dokład- niejszy podział: jest więc północno-północ- \ ny wschód (NNE) dokładnie pomiędzy pól- s nocą a północnym wschodem, wschod- - nio-północny wschód (ENE) - między - wschodem a północnym wschodem. Pozo- - stałe kierunki pośrednie to: wschodnio-po- i łudniowy wschód (ESE), południowo-po- i łudniowy wschód (SSE), południowo-po- - łudniowy zachód (SSW), zachodnio-połu- - dniowy zachód (WSW), zachodnio-północny j zachód (WNW) i północno-północny zachód i (NNW). I Strony świata można łatwo wyznaczyć - dzięki gwiazdom. Najprostszym sposobem - jest zrobienie tego w nocy za pomocą Wiel- - kiego Wozu, przede wszystkim dlatego, że ; można go oglądać przez cały rok, bez - względu na to, czy obserwację prowadzi- i my latem czy jesienią, zimą lub wiosną, i wieczorem czy rano. Gwiazdozbiór ten i w Europie nigdy nie zachodzi pod linię t horyzontu. Jedynie daleko na południu, na przykład w południowej Hiszpanii lub na - Sycylii, niektóre gwiazdy Wielkiego Wozu ) mogą sięgnąć północnej części horyzontu. Gwiazdy krążące wokół północnego biegu- na niebieskiego i grupa obserwatorów ama- torów z przenośnymi teleskopami 8 Miara kątowa W naszym leksykonie odległości na skle- pieniu niebieskim będą często podawa- ne jako kąty. Pełny okrąg dzieli się na 360 stopni kąta czyli stopni luku (360 °), kąt prosty ma 90 ° itd.; 1 ° dzieli się na 60 minut kąta (60'); 1' obejmuje 60 sekund kąta (60"). Przedstawiając to bardziej poglądowo: tarcza słoneczna lub tarcza księżycowa mają średnice około 0,5°. Gdy wyciąg- niemy ramię, wówczas nasza dłoń obej- muje około 20°, a grubość kciuka wy- nosi około 2°. Znalazłszy Wielki Wóz łączymy linią prostą tylne gwiazdy czworokąta wozu. Tę linię przedłużamy, odkładamy na niej pięć od- ległości między tymi gwiazdami i trafiamy na inną gwiazdę równej jasności czyli Gwiazdę Polarną. Wytyczając linię pio- nową od Gwiazdy Polarnej do horyzontu znajdujemy północ. Znalezienie innych stron świata jest już zupełnie proste: gdy patrzymy na północ, wówczas wschód jest w prawo, zachód w lewo, a południe za nami. Przy tej sposobności należy podkreślić fakt, który może nas uchronić przed pomył- ką: na mapach Ziemi u góry zawsze znaj- duje się północ, u dołu południe, z prawej strony wschód, a z lewej zachód. To właś- nie było naszym punktem wyjścia przy po- szukiwaniu stron świata za pomocą Gwiaz- dy Polarnej. Jeżeli jednak obrócimy się o pół okręgu, i popatrzymy dokładnie na południe, wówczas wschód znajdzie się nagle z lewej, a zachód z prawej strony. Południe jest bardzo ważną stroną świata w obserwacji wielu gwiazdozbiorów, gdyż tam mianowicie osiągają najwyższe po- łożenia gwiazdozbiory związane z porami roku. Dlatego często przy określaniu poło- żenia danej gwiazdy lub obiektu mówi się: „Na lewo (lub na prawo) czyli na wschód (lub na zachód) od gwiazdy X znajduje się obiekt Y". Jednak wyznaczenie kierunku północnego za pomocą Gwiazdy Polarnej nie jest zupełnie dokładne, choć zgodność jest dość dobra, gdyż oś Ziemi przedłużo- na z bieguna północnego wskazuje prawie dokładnie na tę gwiazdę. Chwilowo odleg- łość między dokładnym biegunem niebies- kim a Gwiazdą Polarną wynosi około 0,8°. Gdy Ziemia obraca się wokół swej osi wówczas gwiazdy obracają się wokół pół- nocnego bieguna niebieskiego. Przy tym również Gwiazda Polarna zatacza maleńki okrąg o promieniu 0,8° i musimy wziąć pod uwagę tę niewielką niedokładność. Najwię- kszy błąd, który popełniamy przy szukaniu 10 północy wynosi więc 0,8°. Często jednak Gwiazda Polarna znajduje się poniżej lub powyżej północnego bieguna niebieskiego. W tych przypadkach błąd maleje do zera. Oś ziemska nie zawsze była skierowana w tym samym kierunku w przestrzeni. W ciągu 26000 lat opisuje ona stożek wo- kół prostej prostopadłej do płaszczyzny obiegu Ziemi. Tak się składa, że aż do roku 2100 północny biegun niebieski będzie się nachylał nieco bardziej ku Gwieździe Po- larnej, a błąd będzie wtedy wynosił co najwyżej 0,4°. Potem odległość będzie sto- pniowo wzrastała. Niebieski biegun półno- cny powędruje wtedy do innego obszaru nieba. W latach 9000-10 000 po Chrystusie jako Gwiazda Polarna będzie służył (choć nie tak dobrze) Deneb w gwiazdozbiorze Łabędzia. Około 13000 r. po Chrystusie północny biegun niebieski znajdzie się w pobliżu Wegi w gwiazdozbiorze Lutni. Szukanie stron świata za pomocą Gwiazdy Polarnej i zwykłego zegarka ze wskazó- wkami. Z prawej: błąd popełniany przy wy- znaczaniu kierunku północy za pomocą Gwiazdy Polarnej (schematycznie) Strony świata możemy odszukać również dzięki innym gwiazdom. Każdy może sobie przygotować przykłady korzystając z na- szych miesięcznych map gwiazd. Rozważ- my na przykład linię pasa Oriona wkrótce po jego wschodzie; tuż obok na lewo znaj- duje się wschód. Gdy pas niebieskiego my- śliwego Oriona widać tuż przed jego za- chodem, wówczas nieco na prawo od nie- go znajduje się zachód. W ciągu dnia można stwierdzić strony świata w odmienny sposób; korzystamy przy tym ze Słońca i z zegarka ze wskazó- wkami. Ustawiamy zegarek (oczywiście, dobrze wyregulowany) w ten sposób, żeby jego wskazówka godzinowa skierowana była ku Słońcu. Gdy podzielimy na pół kąt utworzony przez liczbę 12 na tarczy i wska- zówkę godzinową, znajdziemy południe. Jednak tę metodę możemy stosować tylko wtedy, gdy nasz zegarek wskazuje czas wschodnioeuropejski. Jeżeli zegarek jest nastawiony na czas letni, wówczas musimy cofnąć go o godzinę. Tak więc przy odczy- cie o godzinie 5 (po południu) czasu let- niego należy ku Słońcu skierować cyfrę 4. Kolejny błąd występuje wtedy, gdy nie znajdujemy się na 15° długości wscho- dniej. Mianowicie Słońce mija kierunek po- łudnia o 4 min później na każdy dodatkowy stopień długości ku zachodowi i o 4 min wcześniej na każdy dodatkowy stopień dłu- gości ku wschodowi. Tak więc nasz czas miejscowy odchyla się od środkowoeu- ropejskiego. W miejscowości położonej ba- rdziej na wschód musimy trochę przyspie- szyć nasz zegarek, na przykład przy 21° długości wschodniej (Warszawa) o 6x4=24 min. Odwrotnie postępujemy w miejscowościach położonych bardziej na zachód; tam Słońce wschodzi później i pó- źniej zachodzi. Nasz zegarek należy wtedy odpowiednio cofnąć. Gwiazdy pokazują czas Podobnie jak za pomocą gwiazd mogliśmy 12 znaleźć kierunki świata, tak samo gwiazdy wskazują nam i czas. Znowu posługujemy się tu linią pomocniczą, która wcześniej doprowadziła nas do Gwiazdy Polarnej. Li- nię tę wyobrażamy sobie jako ogromną wskazówkę, która w ciągu 24 godzin wyko- nuje pełny obrót wokół Gwiazdy Polarnej w kierunku przeciwnym do kierunku wska- zówek zegara. Naszą tarczę musimy wobec tego podzielić na 24 godziny. Gdy wskazówka jest skierowana do góry, wów- czas jest godzina 0, gdy w lewo - godzina 9, gdy w dół - godzina 12, gdy w prawo - godzina 18. W dodatku jest tak tylko 6 marca. We wszystkie inne dni musimy do czasu odczytanego z nieba wprowadzać poprawki podane w tabelce. Tam odnajdu- jemy, ile godzin musimy doliczyć (lub od- liczyć) do odczytanej na niebie. Jeżeli na przykład naszą niebieską wskazówkę znaj- dujemy 5 stycznia w położeniu godziny 15 (mocno nachylona w prawo do dołu), wów- czas musimy doliczyć 4 godziny i otrzymu- jemy czas prawdziwy, a więc godzinę 19. Oczywiście, i tu chodzi o czas miejscowy. Gdy chcemy uzyskać czas środkowoeu- ropejski, musimy znowu nieco przeliczyć. Data Poprawka Data Poprawka w godzinach w godzinach 5 stycznia + 4 20 stycznia + 3 3 lutego -t- 2 19 lutego + 1 6 marca 0 21 marca - 1 5 kwietnia - 2 21 kwietnia - 3 7 paja - 4 22 maja - 5 6 czerwca - 6 21 czerwca - 7 6 lipca - 8 22 lipca - 9 6 sierpnia - 10 21 sierpnia - 11 6 września - 12 21 września + 11 6 października + 10 21 października + 9 6 listopada + 8 21 listopada + 7 5 grudnia + 6 21 grudnia + 5 Sklepienie niebieskie i strony świata, rów- nik niebieski, oś niebieska i współrzędne gwiazd (zob. str. 14) ssw Gwiazda SW JJWSW SSE SE ESE wschód ENE NE Gwiazda **<> \ %Z\ Punkt równonocy \ V _v \ \ Niebieski i biegun północny _HowonL WschódN&r. \ \ \ południowy Nadir ¦¦HI 13 Jednak nie będziemy brali pod uwagę tych subtelności. Sklepienie niebieskie Aby ustalić położenie ciała niebieskiego na sklepieniu niebieskim potrzebujemy dwóch danych (współrzędnych). Najpierw trzeba podać wysokość kątową zwaną krócej wy- sokością (h). Jeżeli gwiazda znajduje się na horyzoncie, to ma wysokość 0°, a jeżeli znajduje się w zenicie, ma wysokość 90°. Potem podamy jej położenie na niebie nie- co dokładniej. W tym celu mierzymy jej odległość kątową od kierunku południowe- go czyli azymut (a). Na przykład azymut wynoszący 90° oznacza, że gwiazda znaj- duje się dokładnie na zachodzie, 135° że na północnym zachodzie, 270° że na wschodzie. Przedłużenie osi ziemskiej w przestrzeni daje oś niebieską. Przecina ona sklepienie niebieskie w niebieskim biegunie północnym i w niebieskim biegu- nie południowym (niewidzialnym dla mieszkańców półkuli północnej). Rozsze- rzenie równika ziemskiego w przestrzeń daje równik niebieski. Ten wielki okrąg wschodzi dokładnie na wschodzie i zacho- dzi na zachodzie. Gdy sklepienie niebies- kie obraca się wokół osi niebieskiej, to wokół północnego bieguna niebieskiego musi powstać obszar z licznymi gwiazdo- zbiorami, które nigdy nie zachodzą, czyli obszar gwiazd okołobiegunowych. Im bar- dziej zbliżamy się do równika, tym bardziej obszar ten się zmniejsza, a rośnie w miarę jak przesuwamy się na północ. Niebieski biegun północny znajduje się nad horyzon- tem na północy pod kątem wynoszącym dokładnie tyle stopni, ile wynosi szerokość geograficzna. Na przykład w miejscu o sze- rokości geograficznej północnej równej 50c wysokość bieguna północnego wynosi wła- śnie 50°, a w miejscu o szerokości 40°—40°. Wysokość bieguna określa pro- mień strefy gwiazd okołobiegunowych. Na- sze współrzędne: wysokość i azymut mają 14 jednak nieunikniony błąd: podczas obrotu Ziemi wokół osi wszystkie ciała niebieskie przesuwają się po sklepieniu niebieskim ze wschodu na zachód. Dlatego wysokość i azymut ciągle się zmieniają. Czy można ustanowić układ, w którym dane o położe- niu pozostają niezmienne? Jest to możli- we, ale trzeba przede wszystkiem podać kąt obiektu na niebie od równika niebies- kiego, czyli deklinację (6). Na kuli ziems- kiej odpowiada to szerokości geograficznej (odległości od równika), a po drugie potrzebna jest nam współrzędna odpowia- dająca ziemskiej długości geograficznej, a więc odległości kątowej danego punktu na Ziemi od południka przechodzącego przez obserwatorium Greenwich (od połu- dnika zerowego). Na niebie jest to tzw. punkt równonocy wiosennej. Jest to miejs- ce, w którym Słońce znajduje się w czasie wiosennego zrównania dnia z nocą na pół- kuli północnej, a więc 21 marca. Od tego miejsca obliczamy w kierunku wschodnim rektascencję (RA lub a). W większych kata- logach gwiazd i atlasach gwiezdnych rektascencja i deklinacja służą do określa- nia położenia gwiazd. Również chwilowe położenia Słońca, księżyca i planet w rocz- nikach i kalendarzach astronomicznych po- daje się na ogół w tych współrzędnych. W trakcie swego pozornego ruchu ze wschodu na zachód liczne ciała niebieskie choć nie wszystkie, osiągają najwyższe po- łożenie nad horyzontem w południowej czę- ści nieba. Określa się to jako kulminację. Ciała niebieskie znajdujące się w pobliżu północnego bieguna niebieskiego mogą osiągać najwyższe położenie w północnej części nieba. Gwiazdy okołobiegunowe są widoczne nad północną częścią horyzontu nawet w swoim najniższym położeniu. Wobec tego rozróżnia się kulminacje górną i dolną. Znikanie gwiazdozbiorów wieczorem w zachodniej części nieba Pory roku i gwiazdozbiory Pozostawmy na chwilę gwiazdy około- biegunowe, a omówmy inne gwiazdozbio- ry, o ile w naszej szerokości geograficznej są one w ogóle widoczne. W niektórych porach roku widać je bardzo dobrze, w in- nych są w ogóle niewidoczne. Wiąże się to z faktem, że w ciągu roku Słońce porusza się pozornie przez 12 gwiazdozbiorów Zo- diaku odzwierciedlając w ten sposób ruch Ziemi. Jest oczywiste, że gwiazdozbiór, przed którym właśnie znajduje się Słońce, nie może być widoczny w nocy. Odnosi się to do wszystkich gwiazdozbiorów poło- żonych w sąsiedztwie. Gwiazdozbiory te będą najlepiej widoczne wtedy, gdy Słońce znajduje się w Zodiaku naprzeciw nich. Ruch Słońca w Zodiaku możemy śledzić pośrednio obserwując wczesnym wie- czorem, zaraz po zapadnięciu zmroku, któ- re gwiazdy i gwiazdozbiory znajdują się nad horyzontem na zachodzie. Nasze ob- serwacje rozpoczynamy na przykład wieczorem 15 kwietnia. Słońce powinno zanurzyć się o 18° pod horyzont. Następuje wtedy koniec astronomicznego zmierzchu i panuje zupełna ciemność. Nieco w lewo od dokładnego kierunku zachodniego widzimy niebieskiego myśliwego Oriona. Rigel, gwiazda stanowiąca jego lewą sto- pę, znajduje się właśnie bardzo blisko ho- ryzontu. Być może, w niektórych miejscach jest on zasłonięty przez mgłę lub przez wzniesienie, więc jest niewidoczny. Ponad nim stromo na prawo widać gwiazdozbiór Byka z główną gwiazdą Aldebaranem, a dalej w prawo znajdują się Plejady. Z le- wej strony Oriona rozpoznajemy Syriusza, główną gwiazdę Wielkiego Psa, a w lewo nad nim znajduje się Mały Pies z Procjo- nem. Szczególnie dobrze widać Bliźnięta. Ich dwie główne gwiazdy, Kastor i Polluks, świecą jeszcze wysoko na niebie. A potem obserwujmy zachodnią stronę nieba w każ- dy pogodny wieczór. O ustalonej godzinie obserwacji gwiazdy przesuwają się coraz bliżej horyzontu lub chowają się pod nim. 1 maja z Oriona widać jeszcze tylko Betel- geuse i Bellatrix, Aldebaran w gwiaz- dozbiorze Byka jest tuż nad horyzontem, a Syriusz nawet poniżej. Zniknęły również Plejady. 15 maja Procjon znajduje się tuż nad horyzontem, jednak nadal dobrze wi- dać Bliźnięta. 1 czerwca w mgłach nad horyzontem nikną gwiazdy tworzące stopy Bliźniąt. Widoczne pozostają jeszcze zale- dwie Kastor i Polluks. Bliźnięta znikają zu- pełnie z wieczornego nieba dopiero w cią- gu czerwca. Wspomniane gwiazdozbiory żegnają się z nami wiosną jeden za drugim, natomiast latem znowu ukazują się, lecz na niebie porannym. Tym razem obserwacje prowa- dzimy tuż przed świtem. 15 lipca z trudem możemy wypatrzyć któryś ze wspomnia- nych gwiazdozbiorów, tylko Plejady wi- doczne są nisko na północnym zachodzie. 1 sierpnia nad matematyczny horyzont wy- szły już niektóre gwiazdy Bliźniąt. Orion jest jeszcze całkowicie niewidoczny. Do- piero 15 sierpnia Bliźnięta wychodzą cał- kowicie nad horyzont. Widoczny jest ró- wnież Orion, a tylko jego fragmenty najbar- dziej wysunięte na południe znajdują się jeszcze bardzo blisko horyzontu. Po dal- szych dwóch tygodniach, 1 września, wschodzi Procjon. W pobliżu horyzontu w kierunku ENE znajduje się większa część gwiazdozbioru Raka. Natomiast na Syriusza położonego daleko na południu musimy poczekać jeszcze kilka dni, zanim będziemy go mogli odkryć przed świtem. Przy jego dużej jasności nie powinno to być trudne. Ruch Słońca przez dwanaście gwiazdo- zbiorów Zodiaku: Ryb, Barana, Byka, Bliź- niąt, Raka, Lwa, Panny, Wagi, Skorpiona, Strzelca, Koziorożca i Wodnika przed- stawiono na rysunku na str. 19. Zresztą od Wynurzanie się gwiazdozbiorów na wschodzie na porannym niebie 16 15 lipca 1 sierpnia ANDROMEDA luozfaoH „rjfr <ty \ V / /v k<& VOIZa3IMZQ3IN "W \ A"' /'% EUJE|Od _ y J Al EPZBIM9 ' ' / v3dorsvx V .\VA\f' EŻBIARZjgggy) 40'Horyiw^ potowa stycznia czerwca sierpnia polowa sierpnia godz. 17 godz. 4 godz. 3 godz. 2 1 potowa września godz. 1 2 połowa września godz. O 1 połowa października godz. 23 2 połowa października godz. 22 41 Niebo grudniowe Grudzień należy właściwie do jesieni. Dlatego w naszej podanej porze obserwacji gwiazdo- zbiory zimowe nie zajmują jeszcze w tym mie- siącu dominującej pozycji. Gdy spojrzymy na południe lub na południowy zachód, to zobaczymy tam jeszcze zebrane gwiazdozbio- ry jesienne. Wysoko w kierunku SSW rozpo- znajemy kwadrat Pegaza, do którego przylega z lewej rozciągnięty łańcuch gwiazd Androme- dy. Ostatnia gwiazda Andromedy, Alamah, znajduje się akurat na południku. W górnej części Andromedy widzimy podłużną rozmytą plamkę, Mgławicę Andromedy. Jest to prawie najodpowiedniejszy czas na jej wyszukanie ponieważ położona jest w zenicie. Poniżej An- dromedy znajdują się Trójkąt i Baran. Nie rzucają się w oczy Ryby i Wodnik. Składają się na nie słabsze gwiazdy, a postaci są zupełnie nieprzejrzyste. Z Koziorożca, gwiazdozbioru wczesnej jesieni, w kierunku WSW wystaje jeszcze nad horyzont tylko ogon. Wyraźniej widać za to na południu Wieloryba złożonego z nieco jaśniejszych gwiazd, z których wyróż- nia się Deneb Kaitos. Uwagę zwłaszcza mie- szkańców południowej Europy, zwracają jesz- cze na horyzoncie na południu Piec i Rzeź- biarz. Można tam również wykryć nisko na południowym zachodzie Fomalhauta, główną gwiazdę Ryby Południowej. Nisko na południu można także zobaczyć część Feniksa. Niższą część nieba w kierunku SSE zajmuje Erydan, „Rzeka świata podziemnego". Na zachodzie i północnym zachodzie odnaj- dujemy ponadto kilka gwiazdozbiorów letnich. Nie można już dobrze rozpoznać tak zwanego trójkąta letniego. Podczas gdy Altair w Orle już zaszedł, to uda się jeszcze odnaleźć pozo- stałe gwiazdy, Wegę w Lutni i Deneba w Łabę- dziu. Łabędzia można sobie również wyobra- zić jako „Krzyż Północy", który w obecnym położeniu stoi pionowo. U góru krzyża znaj- duje się Deneb, u podstawy Albireo. Na wschodzie znajdują się gwiazdozbiory zi- mowe. Najbardziej rzuca się w oczy Orion z gwiazdami Betelgeuse i Bellatrix tworzący- mi jego barki, trzema prawie jednakowo jas- nymi gwiazdami pasa i dwiema gwiazdami stóp; prawa ma nazwę Rigel. Linia pasa leży prawie dokładnie na równiku gwiazdowym. Przedłużając pas Oriona do góry trafimy na Aldebarana, najjaśniejszą gwiazdę Byka, w którego sąsiedztwie znajdują się obie gro- mady gwiazd, Hiady i Plejady. W lewo od nich znajduje się Woźnica z gwiazdą główną Ca- pellą. Nieco niżej w kierunku ENE znajdują się Bliźnięta z Kastorem i Polluksem. Tuż nad horyzontem widzimy Procjona w Małym Psie, natomiast Wielki Pies jest jeszcze niewidocz- ny. Jego główną gwiazdę, Syriusza, można znaleźć przedłużając pas Oriona w lewo w dół. Gwiazda ta jest już widoczna tuż nad horyzontem w kierunku ESE tylko dla obser- watorów w południowej Europie, a w środko- wej i północnej wschodzi trochę później. Spośród gwiazdozbiorów okołobiegunowych Wielka Niedźwiedzica (Wielki Wóz) znajduje się na północy nisko w kierunku ENE. Dyszel Wielkiego Wozu zwrócony jest nieco w lewo w dół. Przy obserwacji w południowej Europie jest nawet możliwe, że ostatnia gwiazda dysz- la chowa się pod horyzontem. Mała Niedźwie- dzica (Mały Wóz) znajduje się w lewo i poniżej Gwiazdy Polarnej. W obszarze między ostat- nio wymienionymi gwiazdozbiorami widoczny jest Smok. Bardzo wysoko na północy znaj- duje się Kasjopea, która teraz ma postać od- wróconej litery M. W lewo poniżej odnajduje- my Cefeusza, a z prawej strony Kasjopei Per- seusza z jego główną gwiazdą, Algenibem. Na północnym wschodzie w połowie wysokości między horyzontem a zenitem znajduje się ponadto gwiazdozbiór Rysia, ułożony z dość słabych gwiazd. Droga Mleczna biegnie od horyzontu w kierun- ku WNW w górę poprzez gwiazdozbiór Łabę- dzia, a stamtąd dalej poprzez Cefeusza, Kas- jopeę, Perseusza, Woźnicę, Byka, Oriona zni- ża się do horyzontu w kierunku ESE. Jest ona w miarę dobrze widoczna tylko w części za- chodniej, szczególnie w Łabędziu, a na wschodzie jest dość blada; najmniejszą ja- sność osiąga w obszarze gwiazdozbiorów Wo- źnicy i Byka. Miejsca najjaśniejsze położone w gwiazdozbiorach Strzelca, Tarczy Sobie- skiego i Skorpiona leżą pod horyzontem. 42 Miesięczne Wielka Niedźwiedzica Ursa Maior (gen. Ursae Maioris) skr. UMa Wielka Niedźwiedzica jest najlepiej znanym gwiazdozbiorem na niebie. Stuży ona do od- najdywania niektórych innych gwiazd, przede wszystkiem Gwiazdy Polarnej (zob. strony 12/13). Część gwiazdozbioru określa się jako Wielki Wóz. Pod tym pojęciem rozumie się 7 gwiazd głównych: ot, /j, r\, b,z,y\ r\. Według greckiego mitu jest to niedźwiedzica, w którą zmieniła się księżniczka Kalisto, gdy Hera, małżonka boga Zeusa, odkryła związek miłos- ny Zeusa z Kalisto. W wyobrażeniu ze staro- żytności i średniowiecza niebieska nie- dźwiedzica ma, niezbyt poprawnie, długi ogon, który utożsamia się z trzema gwiazdami dyszla Wielkiego Wozu. Dla starożytnych Rzy- mian siedem gwiazd Wielkiego Wozu przedstawiało woły podczas młocki, które krą- żą wokół Gwiazdy Polarnej. Indianie północ- noamerykańscy widzieli w tej figurze chochlę, w Ameryce Środkowej był to jednonogi czło- wiek (Hunrakan). Gdy gwiazdozbiór ten był niewidoczny w strefie Karaibów, często zda- rzały się tam gwałtowne burze i od niego pochodzą nazwy: angielska „hurricane" i pol- ska „orkan". U Arabów skrzynia wozu była wozem pogrzebowym, za którym idą trzy pła- czki. Siedem głównych gwiazd Wielkiego Wo- zu ma nazwy arabskie, które są stosowane do tej pory. Dubhe oznacza po prostu niedźwie- dzia, Merak - biodro, Phachd lub Phekda - udo, Megrez - nasadę ogona, Aliot - ogon, Mizar (przypuszczalnie początkowo Merak) - biodro, a Benetnash - płaczkę. Głowa Wiel- kiej Niedźwiedzicy znajduje się daleko w pra- wo, a więc na zachód, a przednie i tylne łapy 44 przedstawia się jako sznury gwiazd w kierun- ku południowo-zachodnim (w prawo w dół) i południowym. Wszystkie gwiazdy Wielkiego Wozu, z wyjąt- kiem Mapa Cefeusza stwierdzono, że i gwiazda główna jest w rze- czywistości gwiazdą podwójną o okresie obie- gu tylko 4,75 godziny. Ponadto w tym samym okresie występują również niewielkie zmiany jasności, od 3 ,3 do 3m,4. Dzięki temu gwiaz- da ta jest nawet głównym przedstawicielem szczególnego typu gwiazd zmiennych, tak zwanych gwiazd § Cephei (cefeid), którą na podstawie innej gwiazdy określa się również jako typ j? Canis Maioris. Są to gwiazdy pul- sujące o okresie wahającym się od 3 do 6 go- dzin. Wykresy ich jasności są na ogół bardzo regularne i w przybliżeniu sinusoidalne, a ich zawsze małe wahania jasności można wykryć tylko szczególnymi metodami pomiarowymi. Godną uwagi gwiazdą Cefeusza jest 5 Cephei, która nie ma zwyczajowej nazwy. Jest to naj- ważniejszy przedstawiciel gwiazd zmiennych, które od dawna określa się jako i cefeidy. W przypadku i Cephei wahania jasności są tak duże, że można je wykryć gołym okiem, gdyż jej jasność zmienia się od 3m,7 do 4m,6 w okresie 5,37 dób. <5 Cephei ukazuje się jako gwiazda żółta, jednak jej barwa zmienia się w niewielkim stopniu w rytmie wahań jasno- ści: w maksimum jasności gwiazda świeci bar- dziej biało niż w minimum. Odległość od 5 Ce- phei wynosi 950 lat świetlnych. Gwiazda jest przeciętnie 33 razy większa od naszego Słoń- ca, jej masa wynosi 9 mas Słońca, a promie- niowanie jest średnio nawet 500 razy silniej- sze od promieniowania Słońca. Gdy użyjemy małej lunety - w pewnych warunkach nawet silniejszej lornetki - wówczas w odległości 41" znajdziemy gwiazdę o jasności 7m,5 i ude- rzającej niebieskawej barwie. 5 Cephei znajduje się w południowej części gwiazdozbioru. Niezbyt daleko od niej, mniej więcej w połowie odległości między 5 i ot Ce- phei znajduje się n Cephei. Astronom Wilhelm Herschel nazwał ją „gwiazdą-granatem" (od nazwy owocu), gdyż zalicza się ona do naj- czerwieńszych gwiazd na całym niebie. Tem- peratura jej powierzchni wynosi tylko 3500 K podczas gdy średnica jest 70 razy większa od średnicy naszego Słońca. Również Granat jest gwiazdą zmienną i wraz z innymi podob- nymi gwiazdami stanowi szczególną klasę tak zwanych gwiazd zmiennych nieregularnych, Wykresy jasności i Cephei i \i Cephei czyli n cefeid. Chodzi tu o czerwone olbrzymy i nadolbrzymy, których zmiany jasności są spowodowane pulsowaniem. W przeciwieńs- twie do <5-cefeid lub gwiazd typu Miry przebie- ga to dość nieregularnie lub „półregularnie". Na ogół wahania nie są zbyt duże i często nie przekraczają połowy jednostki wielkości, a rzadko osiągają dwie jednostki wielkości. Jasność n Cephei zmienia się od 3m,6 do 5m,1, co dla tej klasy jest zmiennością stosukowo dużą. Obok Alderamina i Alfirka godna pewnej uwagi jest y Cephei o jasności 3m,4; odległa o 50 lat świetlnych i świecąca barwą wyraźnie pomarańczowoczerwoną. Obok J? Cephei i (5 Cephei gwiazdozbiór ten zawiera jeszcze szereg słynnych gwiazd podwójnych. Lunetą o średnicy obiektywu około 6 cm można roz- dzielić (Cephei. Składnik główny ma jasność 6m,5, odległość między gwiazdami wynosi za- ledwie 8", a od Ziemi są one odległe o 90 lat świetlnych. Jedną z najbardziej znanych gwiazd jest Krueger 60, niestety niewidoczna gołym okiem. Jasność składnika głównego wy- nosi bowiem tylko 9m,9, a składnika słabszego nawet 11m,4. Aby rozdzielić tę gwiazdę podwójną potrzebna jest luneta o średnicy obiektywu co najmniej 8 cm. Ale przede wszy- stkim chodzi o to, by wyśledzić ją wśród wielu innych słabych gwiazd, co dla początkujących byłoby bardzo trudne. Mimo to należy omówić ją nieco dokładniej. Ta gwiazda podwójna od- dalona zaledwie o 13,1 lat świetlnych ma okres obiegu wynoszący 44,5 lat i dlatego od swego odkrycia mogła już odbyć więcej niż jeden obieg. Gwiazda główna ma masę 0,26 masy Słońca, składnik słabszy zaledwie 0,16 masy Słońca, a jasności absolutne są jeszcze mniejsze. Gwiazda główna wykazuje 1,3 °/m, 3T7- 4m5- 500 1000 1500 2000 2500 Doby a składnik słabszy tylko 0,33 '/„ jasności ab- solutnej Słońca. Średnia wzajemna odległość obu gwiazd wynosi 1,4 miliarda kilometrów, a półoś wielka orbity widziana z Ziemi wyno- si 2,4". Południowa część Cefeusza leży w środku Drogi Mlecznej; ma ona przeciętną jasność i przeciętne bogactwo gwiazd. Mimo to istnie- je szereg otwartych gromad gwiazd, które wa- rto obserwować nawet przy użyciu małych i średnich lunet. Godna uwagi jest przede wszystkim NGC 6939 zupełnie na północ- no-zachodnim skraju gwiazdozbioru. Ta gromada jest odległa od nas o 16 000 lat świetlnych. Jasność około 80 gwiazd składo- wych mieści się między 10 a 11 wielkością. Gwiazdy o wielkościach między 8 a 11 zawiera otwarta gromada gwiazd NGC 7380 na połu- dniowo-wschodnim skraju gwiazdozbioru odległa od nas o około 2600 lat świetlnych. Tu można się doliczyć 50 gwiazd. Mgławica IC 1396 przy n Cephei (u góry). Zdjęcie barwne ukazuje gromady gwiazd NGC 7762 (z prawej) i mgławicę NGC 7822 w południowo-wschodniej części Cefeusza (u dołu) 52 Kasjopea Cassiopeia (gen. Cassiopeide) skr. Cas > Mapa Kasjopei Kasjopea jest obok Wielkiej Niedźwiedzicy chyba najbardziej znanym gwiazdozbiorem okołobiegunowym. Jej pięć głównych gwiazd tworzy literę W. Gdy gwiazdozbiór stoi w zeni- cie i ogląda się go na północy, wówczas ma postać litery M. W starożytnym micie Kasjopea była małżonką króla Cefeusza i matką An- dromedy. Królowa Kasjopea przechwalała się, że jest najpiękniejszą kobietą. Za karę bóg morza Neptun (względnie Posejdon) wysłał na wybrzeża Etiopii okrutnego wieloryba, którego również przedstawiono na niebie jako gwiaz- dozbiór. Wieloryb miał wywołać gwałtowne powodzie i spustoszyć kraj. Wówczas zapyta- no wyrocznię. Odpowiedź brzmiała: kraj moż- na uratować tylko oddając wielorybowi na po- żarcie księżniczkę Andromedę, aby w ten spo- sób ułagodzić potwora. Rzeczywiście wkrótce sprowadzono Andromedę na wybrzeże, tam jednak uratował ją bohater Perseusz. Ten zdo- był wcześniej głowę Meduzy, a jedno spoj- rzenie na jej niezwykle potworne oblicze prze- rażało widza tak bardzo, że zmieniał się on w kamienny blok. Tą „tajną bronią" Perseusz pokonał wieloryba. Z wdzięczności Perseusz otrzymał Andromedę za żonę. Kilka postaci tego słynnego mitu Cefeusza, Kasjopeę, An- dromedę, Perseusza, Wieloryba i, pośrednio, Pegaza przedstawiono na niebie jako gwiaz- dozbiory. Najjaśniejsza gwiazda Kasjopei, « Cassiope- iae, ma również staroarabską nazwę Szedir czyii Pierś. Ta gwiazda jest oddalona o 160 lat świetlnych, jasnością absolutną przewyższa Słońce 200 razy. Ze swą pozorną jasnością 2m,2 Szedir porównywalny jest z Gwiazdą Po- 54 larną, a nawet z najjaśniejszymi gwiazdami Wielkiej Niedźwiedzicy. Jej barwa jest poma- rańczowa, fł Cassiopeiae określa się czasem arabską nazwą Kaf (Caph) lub Chef (Cheph), co miało przypuszczalnie oznaczać „barwną rękę". Odległość wynosi 47 lat, a jasność ab- solutna jest 16 razy większa niż naszego Słońca. Od wielu lat szczególną rolę odgrywa y Cas- siopeiae, która znajduje się w środku litery W, godna uwagi gwiazda zmienna. W ubiegłym wieku jej jasność nieznacznie przewyższała wielkość 3m. Jednak w okresie między 1932 a 1937 r. jej jasność wzrosła do bądź co bądź 1m,6, potem do 1940 r. znowu spadła do 3m, a od tego czasu wzrastała znowu aż do 2m,2. Chodzi tu o gwiazdę wirującą wokół swej osi tak prędko, że z powodu wielkiej siły odśrod- kowej na równiku następuje odpływ mas gazu. Te zjawiska prowadzą do dużych zmian wid- mowych, a również do opisanych tu wahań jasności. Gwiazda ta jest prototypem gwiazd typu y Cas. Jest oddalona o 100 lat świetlnych, a dziś jest około stu razy jaśniejsza niż nasze Słońce. Wszystkie gwiazdy typu y Cas są silnie białe a nawet niebieskawe i mają wysokie temperatury powierzchni, między 10000 a 50000 K. y Cassiopeiae stanowi jeden z naj- efektowniejszych przykładów gwiazd tego typu. d Cassiopeiae oznacza się również arabską nazwą Ruchbah, tzn. Kobiece kolano na tro- nie. Odległość tej gwiazdy zmiennej typu Al- gola wynosi 45 lat świetlnych. Jej okres jest stosunkowo długi, 759 dób, wahania jasności mieszczą się jednak w przedziale od 2m,7 do 2m,8, a więc nie są dostrzegalne gołym okiem. 6 Cassiopeiae oddalona o 500 lat świetlnych jest 1000 razy jaśniejsza niż Słońce. Z Ziemi jasność tej gwiazdy wynosi 3m,3. W Kasjopei znajduje się niewiele gwiazd podwójnych, któ- re nadawałyby się do obserwowania małymi lunetami, y Cassiopeiae ma w odległości 2" składnik słabszy jedenastej wielkości, można go zaobaczyć tylko za pomocą dużej lunety amatorskiej. Korzystniejsza jest sytuacja w przypadku r\ Cassiopeiae. Gwiazda o jasno- ści 3m,7 ma w odległości 13" składnik słabszy o jasności 7m,4. Można go zobaczyć przez Gwiazdozbiory okotobiegunowe 55 lunetę o średnicy obiektywu 6 cm. Okres jego obiegu wynosi 526 lat, odległość 18 lat świetl- nych. Podczas gdy składnik jaśniejszy świeci żółtawo, to składnik słabszy wykazuje zabar- wienie czerwonawe. Ponieważ można było dość dobrze zbadać ich obieg, określono też masy: otrzymano odpowiednio 1,1 i 0,6 masy Słońca. Ich średnice wynoszą odpowiednio 80% i 60% średnicy Słońca, a temperatury powierzchni - 6000 K i 3900 K. i Cassiopeiae jest nawet gwiazdą potrójną. Gwiazda główna ma jasność 4m,7. Najpierw widać w odległości 2,3" składnik słabszy o jasności 7m,0, który obiega gwiazdę główną w ciągu 900 lat. W od- ległości 7,2" widać dalszy składnik o jasności 8m,4. Kasjopea znajduje się na Drodze Mlecznej i dlatego występuje w niej znaczne bogactwo gwiazd, choć Droga Mleczna nie jest w tym rejonie szczególnie jasna. W obrębie Kasjopei znajduje się szereg gromad otwartych, które wyglądają interesująco nawet wtedy, gdy ogląda się je przez małą lunetę. W zachodniej części gwiazdozbioru, tuż przy granicy z Ce- feuszem, znajduje się M 52. Ta gromada, od- legła o 6000 lat świetlnych, zawiera około 120 gwiazd o wielkościach od dziewiątej do trzy- nastej. Średnica jej wynosi około 13', czyli mniej niż połowę średnicy tarczy Księżyca. Bardziej w środku gwiazdozbioru znajduje się gromada M 103. Jej odległość wynosi 7000 lat świetlnych, a zawiera tylko od 60 do 70 gwiazd, jednak niektóre z nich osiągają nawet siódmą wielkość. Inna gromada gwiazd, NGC 663, zawiera ich ok. 80. NGC 1027 liczy około 25 gwiazd, najjaśniejsze z nich osiągają ósmą wielkość. Gromada gwiazd Mel 15 znajduje się nieco na zachód od NGC 1027 i jest otoczo- na jasnymi mgławicami, które da się wykryć tylko fotograficznie. W 1572 r. w Kasjopei rozbłysła gwiazda, którą zaliczamy do gwiazd supernowych. Wtedy ob- serwował ją duński astronom Tycho Brahe i dlatego nazwano ją Supernową Tychona. Wkrótce osiągnęła ona jasność maksymalną -4m,0, co w przybliżeniu odpowiada jasności Wenus. Miejsce rozbłysku znajdowało się nie- co na północny zachód od gwiazdy k Cassio- peiae. Dziś można odnaleźć w tym miejscu tylko słabą mgławicę i radioźródło. Znacznie silniejszym radioźródłem jest jednak Cas- siopeia A. Znajduje się ono nieco na południe od M 52, nie ma jednak nic wspólnego z tą gromadą. Cassiopeia A jest najsilniejszym ra- dioźródłem na niebie i przypuszczalnie jest również pozostałością po supernowej. W miej- scu radioźródła można stwierdzić obecność włóknistych struktur gazu rozbiegającego się z prędkością radialną 900 km/s. Ponadto włók- na te wykazują ruch boczny o mniej więcej 5" w ciągu dziesięciu lat. Można stąd wniosko- wać, że supernowa rozbłysła około 300 lat temu. Niestety, nie ma przekazów history- cznych o ówczesnym wybuchu. Odległość po- winna wynosić około 10000 lat świetlnych. Bli- żej granicy z gwiazdozbiorem Andromedą znajduje się gwiazda zmienna R Cassiopeiae o długim okresie, która pod wieloma względa- mi przypomina Mirę w Wielorybie. W maksi- mach osiąga ona jasność od 5m do 6m, pod- czas gdy w minimach od 12m do 13m i staje się niewidoczna przy oglądaniu przez mniej- sze lunety. Okres wynosi 431 dób. Natomiast p Cassiopeiae jest zmienną nieregularną i można ją zaliczyć do typu R Coronae Borea- lis. Jej jasność waha się od 4m,1 do 6m,2. Odległość od Ziemi wynosi około 200 lat świet- lnych. Otoczenie y Cassiopeiae (u góry), gromada gwiazd NGC 1027 i mgławica Mel 15 (u dołu) 56 Smok Draco (gen. Draconis) skr. Dra > Mapa Smoka Smok mieści się głównie między gwiazdozbio- rami Wielka i Mała Niedźwiedzica, obejmuje na ogół gwiazdy średniej jasności i słabe. W starożytnym micie smok był strażnikiem złotych jabłek, a pokonał go Herkules (właś- ciwie Herakles). Gwiazda główna, a Draconis o arabskiej na- zwie Thuban czyli Smok ma jasność tylko 3m,6, jest odległa o 215 lat świetlnych i 135 razy jaśniejsza od Słońca. Mniej więcej 4800 lat temu Thuban mógł służyć jako gwiazda polarna. Najmniejszą odległość od bieguna niebieskiego równą 10' osiągnął około roku 2830 p.n.e. Z wielu starożytnych płaskorzeźb wynika jednoznacznie, że istotnie korzystano z Thubana jako gwiazdy polarnej. y Draconis o jasności 2m,2 jest znacznie jaś- niejsza od Thubana, jej odległość wynosi 110 lat świetlnych i jest 145 razy jaśniejsza niż Słońce. Właśnie w pobliżu y Draconis znajduje się miejsce, które przedstawia się jako głowę smoka. Czasem określa się ją staroarabską nazwą Eltanin. /) Draconis ma jasność 2m,8 i jest oddalona o 300 lat świetlnych. 6 Draconis, często zwana Al Tais (Smok), ma jasność 3m,2 i jest odległa od nas o około 120 lat świetlnych. Słynną gwiazdą podwójną jest \i Draconis. Obie składowe mają jasności około 5m,8, tak że łączna ich jasność, około 5m, jest dostate- czna do obserwacji gołym okiem. Okres wza- jemnego obiegu obu gwiazd wynosi około 1000 lat, lecz dotąd nie udało się określić go dokładnie. Pod koniec XX wieku gwiazdy będą odległe od siebie o 1,9". Odległość od Ziemi wynosi około 100 lat świetlnych. Podane liczby wskazują, że \i Draconis jest znakomitym tes- tem dla lunety o średnicy obiektywu 6 cm. W dobrych warunkach pogodowych i przy dob- rym wzroku można za jego pomocą rozdzielić obie składowe. Zupełnie łatwo da się rozdzielić składowe o Draconis nawet przy użyciu silniejszej lorne- tki. Gwiazdy są oddalone od siebie o 34" i mają jasności 4m,8 i 8m,2. Jest to zresztą gwiazda pozornie (optycznie) podwójna, gdyż obie gwiazdy nie są ze sobą grawitacyjnie związane, a ich „bliskość" jest skutkiem pro- jekcji na sferę niebieską gwiazd oddalonych od siebie w przestrzeni. Jaśniejsza gwiazda jest odległa od Ziemi o około 140 lat świetl- nych. Nieco trudniej jest rozdzielić i Draconis, gdzie jasności obu gwiazd wynoszą odpowied- nio 4m,0 i 7m,1 , a ich odległość 3,3". Aby rozdzielić te gwiazdy potrzebna jest luneta o średnicy obiektywu około 10 cm lub więk- szej. Na wschodnim skraju gwiazdozbioru znajduje się galaktyka M 102, którą trudno znaleźć za pomocą małej lunety. Jest to mgławica spiral- na, której krawędź jest widoczna dopiero na powiększonych zdjęciach. Również NGC 5907 jest galaktyką spiralną. Natomiast NGC 6543 położona mniej więcej w środku gwiazdozbio- ru jest mgławicą planetarną, którą dzięki łącz- nej jasności 8m być może uda się wykryć za pomocą lunety o średnicy obiektywu od 7 do 8 cm. Gwiazda centralna ma jasność około 10m, a mimo to z trudem można ją wyróżnić wewnątrz rozmytej mgławicy. Odległość od Ziemi wynosi około 1700 lat świetlnych. 58 Perseusz Perseus (gen. Persei) skr. Per Obok Wielkiej i Mafej Niedźwiedzicy oraz Kas- jopei Perseusz jest najbardziej znanym gwiaz- dozbiorem okołobiegunowym. Co prawda nie- które jego fragmenty południowe prawie się- gają horyzontu, a w południowej Europie schodzą nawet poniżej. Mimo to większą część gwiazdozbioru można oglądać prawie cały rok. Najwyższe położenie w godzinach wieczornych, blisko zenitu, osiąga gwiaz- dozbiór przede wszystkim późną jesienią. Per- seusz między innymi zdobył głowę Meduzy, która miała zdolność do zamieniania swoim spojrzeniem każdej istoty w kamień. Za pomo- cą głowy Meduzy uratował zakutą w łańcuchy księżniczkę Andromedę. Był głównym bohate- rem mitu, którego postaci przeniesiono na nie- bo jako gwiazdozbiory: Cefeusz, Kasjopea, Andromeda, Wieloryb i Pegaz. Główna gwiazda, * Persei, ma jasność 1m,9; i używa się dla niej czasem nazwy Algenib. Znajduje się na skrzyżowaniu figury geomet- rycznej, którą można również interpretować jako literę K. Inne używane czasem jej nazwy to Mirfak lub Marfak. Jej odległość od Ziemi wynosi około 560 lat świetlnych, a jasnością 60 > Mapa Perseusza absolutną przewyższa Słońce 4000 razy. Al- genib jest środkiem luźnego zgrupowania gwiazd zawierającego pewne dość jasne gwiazdy, które można rozpoznać nawet gołym okiem. Przede wszystkim ten obszar nieba oglądany przez lornetkę przedstawia wspania- ły widok. Dziś wiemy, że to zgrupowanie liczy około 106 gwiazd. Dla wielu z nich można było nawet stwierdzić ich wspólny kierunek ruchu we Wszechświecie. Wiele więc przemawia za tym, że mamy tu do czynienia z prawdziwą powiązaną przestrzennie grupą, która porusza się w przestrzeni w tym samym kierunku. W ciągu około 90000 lat przebywa ona na sklepieniu niebieskim drogę 1°. W południowej części gwiazdozbioru znajduje się Algol czyli /J Persei. Staroarabska nazwa wywodzi się od Al Ra's al Ghul czyli „Głowa demona". Gwiazda ta znajduje się w miejscu Perseusza, w którym według starych rycin He- ros trzymał zwykle w ręce głowę Meduzy. W 1667 r. włoski astronom Montanari w Bolo- nii odkrył, że Algol jest gwiazdą zmienną. Normalnie jego jasność wynosi około 2m,2. Jednak w odstępach 2 doby 20 h 48 min 56 s jasność spada w ciągu prawie 5 h do 3m,4, ma wartość minimalną przez około 20 min, a po- tem znowu w ciągu 5 h wzrasta do jasności początkowej. Między tymi oboma „minimami głównymi" występuje dodatkowe małe mi- nimum wtórne wynoszące mniej więcej jedną dziesiątą wielkości gwiazdowej. O ile minima główne można wykryć gołym okiem, to mini- mów wtórnych nie da się stwierdzić bez do- kładniejszych pomiarów. Algol jest najważ- niejszym przedstawicielem tak zwanych gwiazd podwójnych zaćmieniowych i prototy- pem podgrupy gwiazd typu Algola. Dopiero w 1782 r. John Goodricke wysunął przypusz- czenie, że zmiany jasności należy tłumaczyć tym, że ciemniejsze ciało pojawia się w regu- larnych odstępach przed jaśniejszym i je prze- słania. Istotnie, w przypadku Algola mamy do czynienia z gwiazdą podwójną, której okres obiegu jest zgodny z okresem zmiany jasno- ści. Składnik słabszy nie jest jednak całkowi- cie ciemny, jest nawet dwukrotnie jaśniejszy od naszego Słońca, natomiast gwiazda głów- na ma jasność bezwzględną 100 razy większą Gwiazdozbiory okotobiegunowe 61 Wykres jasności i schemat Algola od Słońca. Ze średnicami jest akurat odwrot- nie: gwiazda jaśniejsza jest trzykrotnie więk- sza od Słońca, zaś ciemniejsza 3,5 razy więk- sza. Nieznaczne zmiany okresu krzywej zmian blasku mogą wskazywać na to, że Algol ma jedno lub dwa dodatkowe składniki. Algol jest oddalony od nas o 96 lat świetlnych. Inną gwiazdą zmienną jest p Persei. Tu mamy do czynienia z czerwonym olbrzymem, który zmienia swą jasność od 3m,2 do 3 ,8 regular- nie lub niezupełnie regularnie. Czasami mówi się o okresie 33 lub 49 dób, ale czasem o 1100 dobach, e Persei jest gwiazdą podwójną, którą daje się rozdzielić już za pomocą lunety o śre- dnicy obiektywu 6 cm. Gwiazda położona w odległości około 680 lat świetlnych składa się z gwiazdy głównej o jasności 2m,9 i skład- nika słabszego o jasności 2m odległych o 9". Gwiazda główna jest w przybliżeniu 2500 razy jaśniejsza niż Słońce. Również i Persei właś- ciwie składa się z dwóch gwiazd o jasno- ściach 2m,9 i 9m,4. Tutaj odległość wynosi 12,9". Ta para gwiazd jest odległa od Ziemi o 800 lat świetlnych. Łatwo również rozdzielić r\ Persei złożoną z dwóch gwiazd o jas- nościach 3m,9 i 8m,5 odległych o 28". J Persei należy do szczególnego zgrupowania gwiazd położonego tylko o 8° na północ od Plejad w gwiazdozbiorze Byka prawie na gra- nicy obu gwiazdozbiorów, Perseusza i Byka. W odróżnieniu od gromady koło Algeniba ma- my tu do czynienia z tak zwaną asocjacją gwiazd rozprzestrzeniających się z prędko- ścią około 12 km/s. Ma ona nazwę II Perseusz (lub Per OB 2). Wszystkie gwiazdy tej asocjacji silnie świecą, są bardzo białe i niebieskobia- łe. Na przykład { Persei jest około 6000 razy jaśniejsza od naszego Słońca. W tej grupie znajduje się szczególnie godna uwagi mgławi- ca. Mówi się o niej jako o tak zwanej Mgławicy Kalifornia, jej symbolem katalogowym jest NGC 1499; można ją dostrzec tylko na zdję- ciach o długim czasie ekspozycji. O wiele bardziej godna uwagi jest podwójna gromada gwiazd położona tuż przy granicy z Kasjopeą: h i i Persei. Należy ona do w ogóle najpięk- niejszych gromad otwartych, gdyż nawet go- łym okiem widzimy w tym miejscu mglistą plamkę, a przez silną lornetkę pokazuje się gęsty, zwarty obszar gwiazd. Oglądanie przez lornetkę jest w tym przypadku nawet bardziej wskazane niż przez lunetę, gdyż ta ostatnia nie obejmuje całej gromady z powodu węż- szego pola widzenia. Odległość od naszej Zie- mi wynosi od 7000 do 8000 lat świetlnych. Najjaśniejsze gwiazdy gromady osiągają szó- stą wielkość. W rzeczywistości 60 000 razy przewyższają Słońce jasnością. Małymi lune- tami można rozpoznać w tych gromadach od 300 do 400 gwiazd aż do dwunastej wielkości. Inną piękną gromadą gwiazd jest M 34 na granicy z Andromedą położona w odległości około 1400 lat świetlnych i złożona z około 80 gwiazd wielkości od siódmej do dziesiątej. Podwójna gromada gwiazd h i i Persei (u góry) i otoczenie Algeniba (u dołu). 62 Psy Gończe Canes Venałici (gen. Canum Venaticorum) skr. CVn w przypadku Ziemi, a także wielu innych ciał niebieskich, oś obrotu nie pokrywa się z osią magnetyczną. W południowo-wschodniej części gwiazdo- zbioru, w kierunku Wolarza, znajduje się kulis- ta gromada gwiazd M 3. Jej całkowita jasność wynosi około 6m,6, a więc można ją wykryć jako mglistą plamkę nawet za pomocą lorne- tki. Najjaśniejsze jej gwiazdy osiągają mniej więcej trzynastą wielkość i dlatego można je rozpoznać tylko przy użyciu większej lunety. Odległość od nas wynosi około 4000 lat świetl- nych. M 3 należy do najefektowniejszych gro- mad kulistych, jakie można zobaczyć na całym niebie europejskim. W Psach Gończych występują licznie dalekie galaktyki, jednak godna uwagi jest tylko M 31 na granicy z dyszlem Wielkiego Wozu. Odda- lona o około 15 milionów lat świetlnych, nale- ży jednak do „galaktyk-sąsiadów". Mimo to trudno ją obserwować za pomocą małej lune- ty, gdyż ma ona jasność zaledwie 8m,4. Obie gwiazdy, Mizar i Benetnasz w Wielkim Wozie tworzą z M 51 trójkąt prawie prostokątny z ką- tem prostym przy Benetnaszu. Możemy je- dnak poprowadzić linię łączącą Benetnasz z Sercem Karola. M 51 leży na tej linii w jed- nej czwartej odległości od Benetnasza w kie- runku Serca Karola. W około dwóch trzecich opisanej odległości od Benetnasza znajduje się mgławica spiralna M 63 odległa od nas o około 25 milionów lat. Jej jasność wynosi około 10m. Za pomocą lunety dostrzegalne są również galaktyki M 94 i M 106. W przypadku M 94 mamy do czynienia z mgławicą spiralną o jasności 8m, którą jed- nak daje się rozpoznać używając 6-centymet- rowej lunety, a M 106 jest nieco jaśniejsza. bwiazaozoiory okotobiegunowe Psy Gończe jako gwiazdozbiór nie były jesz- cze znane w starożytności. „Ustawił" je na niebie dopiero Hewelisz w XVII wieku. Gwiaz- dozbiór jest położony na południe od dyszla Wielkiego Wozu. Mówiąc ściśle, dla środkowej Europy okołobiegunowa jest tylko północna część gwiazdozbioru, a dla południowej Euro- py prawie cały gwiazdozbiór nie jest okołobie- gunowy. Natomiast dla obserwatorów w pół- nocnej Europie jest on zawsze w całości po- nad horyzontem. Gwiazda główna Psów Gończych i Canum Venaticorum ma jasność tylko 2m,9. Nazwę Serce Karola (nazwa łacińska Cor Carolis) nadał jej astronom E. Halley, który chciał w ten sposób uhonorować króla Anglii Karo- la II. Właściwie była to propozycja Sir Char- lesa Scarborougha, który twierdził, że pod- czas powrotu króla do Londynu 29 maja 1660 r. gwiazda ta świeciła szczególnie jasno. Uhono- rowanie Karola II miało jednak prawdopodob- nie związek z założeniem w 1675 r. obser- watorium w Greenwich. Serce Karola jest od nas odległe o 120 lat świetlnych, a przy tym około 65 razy jaśniejsze od Słońca. W odległo- ści 19,5" od niego nawet za pomocą 6-centy- metrowej lunety można dostrzec składnik sła- bszy o jasności 5m,4. Ponadto gwiazda główna wykazuje niewielkie wahania jasności o jedną dziesiątą jednostki wielkości i okresie 5,47 dób. Z tym samym okresem obiega wokół niego kolejna gwiazda, którą zresztą da się wykryć tylko spektroskopowe Z tym samym okresem zmienia się też i natężenie pola mag- netycznego Serca Karola, mianowicie od + 50 mT (militesla) do -40 mT. Zmiana ta wy- nika stąd, że gwiazda obraca się wokół osi i zwraca ku nam na przemian północny i połu- dniowy biegun magnetyczny. Podobnie jak 64 Mapa Psów Gończych (u góry) Mgławica spiralna M 51 (u dołu) Jaszczurka Lacerta (gen. Lacertae) skr. Lac Ten mały gwiazdozbiór położony między Ła- będziem, Cefeuszem, Andromedą i Pegazem jest w swej części południowej okołobiegunowy tylko w północnej Europie. Wprowadził go J. Heweliusz w 1690 r. Jest on ułożony tylko ze Ryś Lynx (gen. Lyncis) skr. Lyn Z wyjątkiem części południowych Ryś jest okołobiegunowy już w środkowej i południo- wej Europie. Na niebie umieścił go dopiero J. Heweliusz, podobnie jak gwiazdozbiór Jasz- czurkę. Gwiazda główna, a lub 40 Lyncis, ma jasność 3m,3. Jest to czerwony olbrzym oddalony o około 170 lat świetlnych. Ma bezwzględną jasność około 120 razy większą niż Słońce. Mniej więcej na granicy z sąsiednim gwiazdo- zbiorem Małym Lwem znajduje się gwiazda 66 słabszych gwiazd, na ogół oznaczonych cyf- rami arabskimi. Jaszczurka znajduje się prawie całkowicie w obrębie Drogi Mlecznej i zawiera kilka ot- wartych gromad gwiazd, które można obser- wować nawet przez małe lunety. Należy do nich NGC 7209 na granicy z Łabędziem złożo- na z około 50 gwiazd o jasnościach od 8m,5 do 10m,5 i odległa o 4300 lat świetlnych. Obiekt jest interesujący dla obserwacji 6-centyme- trową lunetą. NGC 7243 obejmuje około 40 gwiazd i jest oddalona o 2600 lat świetl- nych. W północnej części tego gwiazdozbioru świe- ciła kiedyś słynna nowa, Nova Lacertae 1936. Gwiazda ta 20.6.1936 r. osiągnęła jasność 2m,2, zwiększając w ciągu 3 dni swą jasność 175000 razy, tym samym stała się 300000 razy jaśniejsza niż Słońce. Ta gwiazda jest przy- kładem tak zwanej nowej szybkiej. Jest odleg- ła o 5400 lat świetlnych. Teraz stała się sła- bym białym karłem o jasności 14m,8 i jest już niewidoczna przez małą lunetę. > Mapki Jaszczurki i Rysia podwójna 38 Lyncis. Jej składnik główny ma jasność 4m,0, a składnik słabszy osiąga 6m,0. Są one oddalone od siebie o 2,9". Ich odleg- łość od Ziemi wynosi około 170 lat. Jasność bezwzględna gwiazdy głównej jest 25 razy większa niż Słońca. W odległości 88" od tej gwiazdy widzimy jeszcze jeden składnik słab- szy jedenastej wielkości, który jednak nie na- leży do układu. Kolejną fizyczną, a zatem prawdziwą, gwiazdą podwójną jest 12 Lyncis. Obie gwiazdy mają prawie jednakowe jasności, 5m,4 i 6m,0, ich odległość wynosi 1,8", a okres obiegu powi- nien wynosić około 700 lat. Przy użyciu małej lunety można również rozdzielić 19 Lyncis. Gwiazdy mają jasności 5m,6 i 6m,5, ich odleg- łość wynosi 14,5". 5 Lyncis ma składnik słab- szy o jasności 8m,2 w odległości 96". Lew Leo (gen. Leonis) skr. Leo Gwiazdozbiór Lew jest obok Wolarza i Panny najbardziej znanym gwiazdozbiorem wio- sennym. Jego gwiazda główna, Regulus, wraz z głównymi gwiazdami wymienionych gwia- zdozbiorów tworzy tak zwany trójkąt wiosen- ny. Nie jest łatwo dopatrzyć się w układzie gwiazd postaci leżącego Iwa. Jego głowa znajduje się koło gwiazd s, // i (, przednie łapy koło Regulusa, a ogon koło Deneboli. Jest to mitologiczny lew nemejski, od którego metalo- wego ciała odskakiwała włócznia Herkulesa (Heraklesa) i dlatego musiał go udusić włas- nymi rękami. Nazwa głównej gwiazdy, Regu- lus, jest łacińska i oznacza zdrobnienie słowa „król". Rzadziej nazywa się tę gwiazdę Cor Leonis czyli Serce Lwa. Jasność wynosi 1m,3. Regulus jest odległy o 85 lat świetlnych i ma jasność bezwzględną 160 razy większą niż Słońce, a średnicę czterokrotnie większą niż Słońce. W odległości zaledwie 3' od niego znajduje się gwiazda o jasności 7m,6, którą można dojrzeć nawet przez lornetkę. Jednak w odległości zaledwie 4" znajduje się inna gwiazda trzynastej wielkości, którą można do- strzec tylko przez dużą lunetę. Otoczenie Re- gulusa takie, jakie jest widoczne przez lunetę, przedstawiono na str. 71. Denebola („Ogon Lwa"), czyli j8 Leonis, ma jasność 2m,2 i jest odległa o 42 lata świetlne. Jest ona prawie 42 razy jaśniejsza niż Słońce. W odległości zale- dwie 19' znajduje się gwiazda szóstej wielko- ści, którą można rozpoznać nawet za pomocą lornetki teatralnej. y Leonis określa się czasem nazwą Algieba, co prawdopodobnie powinno oznaczać „Czoło 68 Lwa". Mamy tu do czynienia z najsłynniejszą gwiazdą podwójną na niebie. Jasności obu partnerów wynoszą 2m,2 i 3m,5, a ich barwę określa się często jako żółtą lub zieloną. Zale- ży ona jednak w mniejszym lub większym stopniu od kontrastu barw blisko siebie leżą- cych gwiazd. Wzajemny czas obiegu obu part- nerów wynosi około 619 lat, jednak jeszcze nie oznaczono go dokładnie. W każdym razie w trakcie ostatnich dziesięcioleci ich odle- głość kątowa znacznie wzrastała: pod koniec XX wieku wyniesie ona prawie 4,4", podczas gdy w 1782 r„ gdy Wilhelm Herschel odkrył w niej gwiazdę podwójną, wynosiła mniej niż 2". Dlatego y Leonis jest gwiazdą podwójną łatwą do rozdzielenia już przy użyciu lunety 4- lub 5-centymetrowej. y Leonis jest odległa od Ziemi o 90 lat świetlnych. Na stronach 70 i 71 znajdują się dwa wykresy dotyczące tej gwiaz- dy podwójnej. Jednak w gwiazdozbiorze Lwa znajdują się jeszcze inne godne uwagi gwiazdy podwójne. Tak na przykład gwiazda 54 Leonis położona tuż przy granicy z Małym Lwem ma dwa skła- dniki o jasnościach 4m,5 i 6m,3. Obie gwiazdy są oddalone od siebie o 6,4" i dlatego do ich rozdzielenia wystarczy luneta 5-centymetro- wa. Gwiazdy te odległe są od Ziemi o 2000 lat świetlnych. Godna uwagi jest i Leonis, w któ- rej gwiazdy o jasnościach 4m,1 i 7m,0 dokonu- ją obrotu względem siebie w ciągu 180 lat. Obecnie odległość obu partnerów stopniowo wzrasta: w 1985 r. wynosiła 1,3", a w roku 2000 wyniesie 1,7". Tak więc ta gwiazda po- dwójna jest w zasięgu lunet amatorskich o średnicy obiektywu powyżej 10 cm. Obiekt łatwy do rozdzielenia stanowi t Leonis nawet przy użyciu silnej lornetki. Składnik główny ma jasność 5m,4, składnik słabszy 7m,0. Od- ległość kątowa obu partnerów wynosi 90". Najważniejszą gwiazdą zmienną w Lwie jest R Leonis w zachodniej części gwiazdozbioru. Gwiazda należy do gwiazd zmiennych typu Miry, a więc wykazuje dość długi okres około 313 dób. Gwiazda o barwie ciemnoczerwonej jest odległa od nas o 600 lat świetlnych Mapa Lwa i Małego Lwa i w maksimum osiąga jasność 5m (czasem nawet więcej), a w minimum jej jasność male- je do 10m (czasem nawet do 11m lub 12m). Gwiazdozbiór Lwa jest znany z wielkiej liczby galaktyk. Nawiasem mówiąc, żaden z tych obiektów nie osiąga szczególnie dużej jasno- ści, a więc nawet w najbardziej dogodnych przypadkach trzeba się posłużyć co najmniej lornetką. Wyróżniają się dwa blisko siebie po- łożone obiekty: M 65 i M 66. Na sklepieniu niebieskim oddalone są o 21' i wykazują jas- ności odpowiednio 9m,3 i 8m,4. Ich rzeczywista odległość od Ziemi mieści się w granicach od 27 do 34 milionów lat. Obiekty te silnie przypo- minają wyglądem nasz układ Drogi Mlecznej, są jednak w przybliżeniu o połowę mniejsze. Również M 95 i M 96 są mgławicami spiral- nymi położonymi blisko siebie. Ich jasności wynoszą odpowiednio 10m,4 i 9m,1. Są one oddalone od Ziemi podobnie jak M 65 i M 66. Ponadto wymienione cztery galaktyki tworzą wraz z kilkoma słabszymi obiektami układ nadrzędny, gromadę galaktyk lub raczej „gru- pę galaktyk", gdyż o gromadzie mówi się do- piero wtedy, gdy liczebność wynosi od mniej więcej 50 do 100. Zupełnie daleko na południowym półwyspie Lwa leży nieco oddzielnie jeszcze jedna gala- ktyka o symbolu katalogowym NGC 3521. Jest to mgławica spiralna o jasności od 9m do 10m, Mały Lew Leo Minor (gen. Leonis Minoris) Ten niewielki gwiazdozbiór wypełnia obszar między Lwem właściwym (dużym) i gwiazdo- zbiorem Wielką Niedźwiedzicą. Wprowadził go J. Heweliusz dopiero w XVII wieku. Obejmuje on zresztą tylko słabsze gwiazdy nie oznaczo- ne literami greckimi. W gruncie rzeczy Mały Lew jest typowym gwiazdobiorem „zapchaj- dziurą", ponieważ - w przeciwieństwie do me- 70 2000/ "10 1965/1980 /l941 .. , 1909/ * ' r te 1875/ 2 1833^/ t" 2 Trajektoria y Leonis którą można obserwować dopiero przy użyciu lunety 8- lub 10-centymetrowej. Inna słaba mgławica spiralna dziewiątej wiel- kości znajduje się w zachodniej części Lwa, prawie na granicy z Rakiem. Jej numer katalo- gowy to NGC 2903. ,LMi tody tworzenia gwiazdozbiorów w starożytno- ści i w średniowieczu - każdą gwiazdę trzeba zaliczyć do któregoś gwiazdozbioru i na niebie nie może być „pustych miejsc". Gwiazda R Leonis Minoris pod wieloma względami przypomina R Leonis. W obu przy- padkach mamy do czynienia ze zmiennymi długookresowymi typu Miry. R Leonis Minoris ma okres około 372 doby, w maksimum osiąga szóstą wielkość gwiazdową, a więc w dobrych warunkach jest jeszcze widoczna gołym okiem; podczas gdy w minimum słabnie do około 13m. Panna Virgo (gen. Yirginis) skr. Vir Główna gwiazda Panny, Spica (Kłos Panny), wraz z Regulusem w Lwie i Arkturem w Wola- rzu tworzy tak zwany trójkąt wiosenny. Tym samym Panna należy do najważniejszych gwiazdozbiorów wiosennych. W starożytnym micie Pannę uważano za córkę Jutrzenki, bo- gini świtu. Gwiazda główna, Spica, ma nazwę łacińską oznaczającą kłos. Wiąże się to z faktem, że gwiazdozbiór Panny znikał z wieczornego nie- ba, gdy zaczynały się żniwa. Było tak 2000 lat temu, teraz Panna znika miesiąc później w wyniku precesji osi Ziemi i można obser- wować Pannę na niebie wczesnym wieczorem aż do początku września. Czasem oznacza się również Spikę arabską nazwą Azimech lub Alaazel. W tym wyobrażeniu sąsiedni gwiaz- dozbiór Lew sięga aż do rejonu tej gwiazdy. Spica ma jasność 1m,0 i świeci biało, jej od- ległość wynosi około 275 lat świetlnych, a jas- ność absolutna jest 2300 razy większa niż Słońca. W istocie w przypadku Spiki mamy do czynienia z gwiazdą spektroskopowe podwój- > MapaPdnny ną o okresie 4,014 doby. W trakcie obiegu jej składników regularnie dochodzi do wzaje- mnych częściowych zaćmień. Tak więc Spica jest tak zwaną zaćmieniową gwiazdą zmien- ną, lecz wynikające stąd zmiany jasności są niewykrywalne gołym okiem. Ponadto główny składnik tej pary jest składnikiem głównym dla słabej, pulsującej gwiazdy o okresie 0,174 do- by. W y Virginis lub Porrimie mamy jedną z naj- bardziej znanych gwiazd podwójnych, które da się rozdzielić nawet przy użyciu małej lunety. Oba składniki mają jasności po 3m,5, obie gwiazdy są białożółtawe, okres obiegu wynosi 171,85 lat. Pozorna odległość obu głównych składników od siebie podlega znacznym wa- haniom: w 1836 r. obie gwiazdy były od siebie oddalone o 0,3" i można je było rozdzielić tylko przy użyciu większych lunet, a w 1920 r. osiągnęły największą odległość 6,2". W tym czasie do rozdzielenia obu gwiazd wystarcza- ła luneta 6-centymetrowa. W 2007 r. odległość znowu zmaleje do zaledwie 0,3" i ich rozdzie- lenie będzie wtedy znowu wymagało potę- żniejszej lunety. Drugą co do jasności gwiazdą Panny jest e Vir- ginis czyli Vindemiatrix, czasem zwana też Almuredin (Winogrodnik). Ta gwiazda ma wie- lkość 2m,8 i jest od nas odległa o 90 lat świetlnych. Jej jasność bezwzględna przewyż- sza słoneczną 50-krotnie. Inną szczególną gwiazdą podwójną jest 9 Vi- rginis odległa o 200 lat świetlnych. Obie składowe mają jasności 4m,4 i 8m,6 a ich odległość wynosi 7,2", a więc do rozdzielenia tej gwiazdy podwójnej potrzeba lunety o śred- nicy obiektywu od 6 do 8 cm. z Virginis stano- wi gwiazdę podwójną jedynie wizualnie, obie gwiazdy (o jasnościach 4m,3 i 9m,5) są oddalo- ne od siebie o 80".

. i / -o i / c 19624 / T 2 1 y Crt 1945 4 y ¦1859 ^ 3 ,928%-^*W6 '910 1893 N T Trajektoria gwiazdy podwójnej y Virginis nocnej części. Właśnie w Pannie znajduje się jedna z najsłynniejszych gromad galaktyk, tak zwana Gromada Virgo. Obejmuje ona około 3000 galaktyk, a ponad 100 z nich można zobaczyć już w lunecie o średnicy obiektywu około 20 cm. Jej odległość od Ziemi wynosi około 42 miliony lat świetlnych. Gromada Vir- go znajduje się w pobliżu granicy z gwiazdo- zbiorem Warkocz Bereniki, w którym znajduje się inna słynna gromada galaktyk - Comae. Gromada Virgo zajmuje na sklepieniu niebies- kim powierzchnię około 12x10°, wobec tego jej rzeczywista średnica powinna wynosić po- nad 5 milionów lat świetlnych. Przypuszczal- nie Gromada Virgo stanowi środek większego ugrupowania gromad galaktyk. Taka „nadgromada" ma, być może, średnicę 40 milionów lat i mogłaby obejmować również nasz własny układ Drogi Mlecznej i okoliczne tak zwane lokalne grupy mgławic. Wspomnijmy ważniejsze elementy właściwej gromady Panny: M 49 jest galaktyką eliptycz- ną i jedynie w jej środku można rozpoznać kilka spiralnych ramion. Łączna jej jasność wynosi około 9m, a porównywalne jasności wykazują dwie mgławice eliptyczne: M 84 i M 87. M 87 ukazuje pewną niespodziankę: na zdjęciach o długim czasie ekspozycji odkrywa- my twór o kształcie strzały, który wydaje się wychodzić z jądra tej galaktyki. Ponadto M 87 jest silnym radioźródłem (Virgo A). Strumień materii z „dyszy" może mieć długość 4000 lat świetlnych i szerokość 400 lat świetlnych. M 84 jest jedną z najsłynniejszych radiogalaktyk. Ponadto należy do galaktyk najbardziej masy- wnych: obliczenia wykazały, że jej masa cał- kowita wynosi około 790 miliardów mas Słoń- ca. Około 4,7° na północny zachód od j Virginis znajduje się nie należący już do gromady Panny jeden z najsłynniejszych kwazarów o numerze katalogowym 3 C 273. Na zdjęciach wygląda on podobnie do M 87, i on wykazuje twór w kształcie strumienia z dyszy. Pomiary radioastronomiczne wykazały jeszcze inne ru- chy rozprzestrzeniające się z jądra tego obie- ktu. Jasność 3 C 273 osiąga tylko 12m,8, a więc należy zdobyć lunetę o średnicy obiektywu co najmniej 25 cm, jeżeli chce się choćby zoba- czyć najbliższy nam kwazar. Jego odległość wynosi 3 miliardy lat świetlnych. Na południu gwiazdozbioru Panny, na granicy z Krukiem, znajduje się „mgławica-somb- rero", galaktyka spiralna ustawiona ku nam krawędzią, która na zdjęciach o długim czasie ekspozycji wygląda jak meksykański kapelusz. Jej symbolem katalogowym jest M 104, odleg- łość wynosi około 40 milionów lat świetlnych, a jasność obserwowana - 8m,7. Tę mgławicę można odnaleźć już za pomocą 8-centymet- rowej lunety. "Mglawica-sombrero" M 104 (u góry), M 87 (u dołu z lewej), wycinek Gromady Panny (u dołu z prawej) 74 75 Wolarz Bootes (gen. Bootis) skr. Boo > Mapa Wolana Nazwa polska jest dokładnym odpowiednikiem greckiej. Ogon Wielkiej Niedźwiedzicy względ- nie dyszel Wielkiego Wozu wskazuje swoim końcem na główną gwiazdę Wolarza, Arktura. Na lewo w górę od niej znajdujemy dwa łań- cuchy gwiazd tworzące literę V zamkniętą u góry inną gwiazdą (/) Bootis). Nazwa Arktur oznacza „myśliwy, który nie spuszcza z oka niedźwiedzicy". Jasność wy- nosi 0m,0. Arktur jest najbliższym nam czer- wonym olbrzymem mimo odległości 35 lat świetlnych. Jego średnica jest około 22 razy większa niż naszego Słońca, a jasność bez- względna aż 100 razy. Wśród innych gwiazd na niebie Arktur wykazuje szczególnie wyraź- ny ruch własny, około 2,28" na rok. 1570 lat temu gwiazda ta znajdowała się na nieboskło- nie o 1° do tyłu. Drugą pod względem jasności gwiazdą Wola- rza jest L Bootis, zwany również Mirak czyli „Przepaska". Ma on jasność 2m,7, jest od nas odległy o 200 lat świetlnych i w odległości około 2,9" ma fizyczny składnik słabszy piątej wielkości; można je rozdzielić za pomocą 10- -centymetrowej lunety. Natomiast /) Bootis ma jasność tylko 7m,0 i jest odległa o 140 lat świetlnych. Obserwatorzy dysponujący lunetami szczegól- ną uwagę zwrócą na ( Bootis. Jest to inte- resująca gwiazda podwójna z okresem obiegu tylko 149 lat. Oba składniki mają jasności 4m,8 i 6m,9. W 1912 r. obie gwiazdy widziane z Zie- mi osiągnęły minimalną odległość 1,8", a w latach 80. osiągnęły maksymalną odleg- łość kątową 7,2". Tak więc pod koniec XX wieku mamy bardzo dobrą możliwość rozdzie- lenia obu gwiazd, gdyż nawet w roku 2000 ich odległość zmaleje do zaledwie 6,6". Odle- głość od Ziemi wynosi około 22 lata świetlne. Jeżeli ktoś zabiera się do szukania gwiazd podwójnych, które da się rozdzielić gołym okiem, można go odesłać do v, i v2 Bootis. Obie gwiazdy mają barwy pomarańczowobiałą i białożółtą i są odległe o 14', co odpowiada mniej więcej połowie tarczy Księżyca. Przy użyciu lornetki możemy rozdzielić i Bootis; tutaj składniki o jasnościach 4m,8 i 8m,3 są od siebie odległe o 38,4". Łatwo można rozdzielić również ó Bootis; w tym przypadku obie gwia- zdy o jasnościach 3m,5 i 7m,8 są od siebie odległe o 105". Na granicy z Psami Gończymi znajduje się NGC 5456; jest to gromada kulista o jasności 9m położona w odległości 50000 lat świet- lnych. Natomiast NGC 5676 jest galaktyką spi- ralną jedenastej wielkości. Również ]i Bootis jest łatwą do rozdzielenia gwiazdą podwójną. W odległości 109" od siebie znajdują się skła- dnik główny o jasności 4m,5 i składnik słabszy siódmej wielkości. Tę drugą gwiazdę można rozdzielić za pomocą lunety 8-centymetrowej lub większej na dwie gwiazdy o jasnościach 7m,1 i 7m,8 odległe o 2,2". 76 77 Warkocz Bereniki Coma Berenices (gen. Comae Berenici) skr. Com Ten gwiazdozbiór był znany już w starożytno- ści. Egipska księżniczka Berenike miała zło- żyć bogom w ofierze swe wspaniałe złote włosy, aby wyjednać u nich zwycięstwo swo- ich wojsk. Pod względem obszaru gwiaz- dozbiór nie jest wielki i zawiera tylko słabsze gwiazdy, których część leży blisko siebie i wy- raźnie stanowią one gromadę otwartą. Uwzględnia ją katalog Melotte'a pod numerem Mel 111; jej średnica wynosi około 5°. Najjaś- niejszą gwiazdą jest w niej 12 Comae o jasno- ści 4m,8. Liczba jej gwiazd wynosi ogółem co najmniej 30, a odległość od Ziemi około 26 lat świetlnych; gromada Comae należy do najbliż- szych nam w ogóle gromad otwartych. Jest to równocześnie strumień gwiazd, który porusza się względem Słońca z prędkością około 8 km/s w kierunku gwiazdozbioru Żagiel. Naj- lepiej obserwować tę gromadę gwiazd przez silną lornetkę, gdyż dla lunety jest ona zbyt rozrzucona i w polu widzenia mieszczą się wte- dy tylko jej fragmenty. Najsłabsze gwiazdy gro- mady Comae schodzą do dziesiątej wielkości. Najjaśniejszą gwiazdą w całym gwiazdo- zbiorze jest 43 czyli /! Comae o jasności 4m,3, która znajduje się w odległości 27 lat świetl- nych. 42 czyli a Comae składa się z dwóch gwiazd o jasności 5m,1, które obiegają się w ciągu 25,85 lat. Niestety, gwiazdy znajdują się przy tym tak blisko siebie, że nie można ich rozdzielić przy użyciu mniejszych lunet. Łączna jasność 42 Comae wynosi 4m,3 i dlate- go 42 Comae wydaje się z naszej odległości nawet jaśniejsza niż 43 Comae. Łatwo jest natomiast rozdzielić inne gwiazdy podwójne. 17 Comae jest złożona z dwóch gwiazd o jasnościach 5m,4 i 6m,7 odległych o 145", a więc jest to już obiekt do oglądania przez lornetkę. Również przez dobrą lornetkę można rozdzielić 24 Comae o składowych o jasnościach 5m,2 i 6m,7 odległych o 20,3". Trudniej jest w przypadku 12 Comae o jasno- ściach 4m,7 i 8m,5 i odległości 66,1", gdyż ze względu na dużą różnicę jasności będzie nam potrzebna luneta 6-centymetrowa. M 53 jest kulistą gromadą gwiazd odległą o 60000 lat świetlnych. Ich łączna jasność wynosi 7m,8, tę gromadę można zobaczyć jako mglistą plamkę przez silną lornetkę. Gromadą kulistą jest również NGC 4147; jest ona jednak odległa o 85000 lat świetlnych i ma jasność tylko 10m. W Warkoczu Bereniki znajduje się kilka god- nych uwagi galaktyk podobnie jak w sąsied- nich gwiazdozbiorach: Lwie i Pannie. Mgławi- ca spiralna M 64 odległa o około 20 milionów lat świetlnych wykazuje w swym wnętrzu pas- mo pyłu widoczne na zdjęciach. M 85 jest mgławicą eliptyczną zaliczaną do gromady galaktyk Virgo. Ponadto w pobliżu południowej granicy tego gwiazdozbioru znajduje się kilka galaktyk, które także zalicza się do tej groma- dy, na przykład M 88, M 98, M 99 i M 100. Gwiazdozbiór Warkocz Bereniki zawiera jesz- cze jedną znaną gromadę galaktyk tak zwaną gromadę Comae. Obejmuje ona około 1000 obiektów, jednak znajduje się w odległości 220 milionów lat świetlnych, a więc około 5 razy dalej niż gromada Panny. Z tego powodu naj- jaśniejsze galaktyki tej gromady osiągają czternastą wielkość gwiazdową. Mapa Warkocza Bereniki (u góry). Południo- wa część gwiazdozbioru Warkocz Bereniki (u dołu) 78 Hydra Wąż Wodny (gen. Hydrae) skr. Hya Hydra (Wąż Wodny) jest gwiazdozbiorem nie- zmiernie rozciągniętym: jego skraj zachodni graniczy z Małym Psem dzięki czemu można go oglądać w zimowe wieczory, natomiast skraj wschodni sięga aż do gwiazdozbioru Wagi, który znajduje się na granicy nieba let- niego i wiosennego. Można nieomal po- wiedzieć, że gdy głowa Hydry chowa się na zachodzie, jego ogon właśnie wzeszedł. Gwia- zdozbiór ten rozciąga się również częściowo w kierunku południowym i dlatego miejscami trudno jest go oglądać w środkowej Europie, a zwłaszcza w północnej. Lepsze są warunki jego obserwacji w południowej Europie. Hyd- rus (Wąż Wodny Mały) jest niewidoczny w Eu- ropie. W micie greckim potwór zwany Hydrą prze- szkadzał krukowi zaczerpnąć ze źródła wody przeznaczonej dla Apollina. Możliwe, że takie wyobrażenie wiąże się z faktem, że obszar tego gwiazdozbioru znika z nieba nocnego u szczytu lata, a więc w porze największych susz. Główną gwiazdą Hydry jest Alfard, po arabsku „gwiazda stojąca oddzielnie". Czasem określa się go również jako Cor Hyd- rae czyli „Serce Węża Wodnego". Jego jas- ność wynosi 2m,0, odległość 95 lat świetlnych; jest on czerwonym olbrzymem 110 razy jaś- niejszym od Słońca. Gwiazda L Hydrae o jasności 3m,8 ma w od- ległości 2,8" składnik słabszy o jasności 6m,9 i aby je rozdzielić potrzeba przyrządu mniej więcej 8-centymetrowego. Łatwiej jest roz- dzielić t' Hydrae, gdyż w tym przypadku gwia- zdy o jasnościach 4m,8 i 8m,0 są od siebie odległe o 65" i tu wystarczy silna lornetka. Zresztą, jest to zapewne tylko układ optyczny. Gwiazdą optycznie podwójną jest także I Hyd- rae, w której oba składniki mają jasności 4m,8 i 8m,1, a są od siebie odległe o 54". Do roz- dzielenia gwiazdy P Hydrae na dwie o jasno- 80 ściach 5m,0 i 6m,9 odległe aż o 4' wystarczy nawet lornetka teatralna. Jeżeli użyjemy lune- ty 6-centymetrowej, wówczas stwierdzimy, że ostatnio wymieniona ma własny składnik słab- szy dziewiątej wielkości odległy o 9,6". R Hydrae jest długookresową gwiazdą zmien- ną podobną do typu Miry o okresie około 387 dób. Jeszcze na początku XVIII wieku okres ten wynosił prawie 500 dni. Gwiazda ta w mak- simum osiąga czasem czwartą wielkość, naj- częściej jednak tylko piątą, zaś w minimum jej jasność spada do wielkości dziewiątej lub dziesiątej. U Hydrae jest nieregularną zmien- ną o jasności w przedziale od 4m,8 do 5m,8. W zachodniej części Hydry można zaobserwo- wać kilka otwartych gromad gwiazd. Spośród nich należy wymienić przede wszystkim M 48 czyli NGC 2548. Widzimy tu około 80 gwiazd, z których najjaśniejsze mają jasność między 8m a 9m. Odległość wynosi około 1700 lat świetlnych. M 68 jest kulistą gromadą gwiazd odległą od nas o około 46000 lat świetlnych. Jej łączna jasność wynosi 8m i wobec tego byłaby ona dość wyraźnie widoczna nawet przez małą lunetę, gdyby często w obserwacji nie prze- szkadzało jej południowe położenie. Nieco na południowy zachód od gwiazdy u Hy- drae znajduje się mgławica planetarna o sym- bolu katalogowym NGC 3242. Jej łączna jas- ność wynosi 9m,0 i dlatego można ją odnaleźć dopiero za pomocą lunety o średnicy obiek- tywu 7-8 cm. Jasność gwiazdy centralnej wy- nosi 11m,4. Na południowy zachód od Alfarda w odległo- ści 13° znajduje się mgławica spiralna NGC 2835 o jasności zaledwie 11m. Mapa Hydry 81 Kruk Corvus (gen. Con/i) skr. Crv Puchar Crater (gen. Crateris) skr. Crt Wedle mitów greckich w tym (złotym) pucharze kruk miał przynosić wodę Apollinowi (zob. Wąż Wodny str. 80). Główna jego gwiazda, a Crateris, ma również nazwę arabską Alkres, co oznacza Dzban. Jasność tej gwiazdy wynosi tylko 4m,2. Nieco jaśniejsza jest jednak y Crateris mimo jasności 4m,1. W odległości 5,2" od niej znajduje się gwiazda dziewiątej wielkości, którą można dostrzec za pomocą 6-centymetrowej lunety. Najjaśniejsza jest w gwiazdozbiorze ó Crateris (3m,8). Prawdopodobnie znajduje się ona w od- ległości 130 lat świetlnych, a jej jasność absolut- na jest około 150 razy większa niż naszego Słońca. Puchar składa się z półkola niezbyt jasnych gwiazd otwartego w lewo w górę. Sekstans Sextans (gen. Sextantis) skr. Sex Ten niewielki gwiazdozbiór wprowadził dopiero w XVII wieku J. Heweliusz. Jest to gwiazdozbiór - „zapchajdziura" położony na południe od Lwa. Jego gwiazda główna, a Sextantis, ma jasność zaledwie 4m,5 i jest od nas odległa o 270 lat świetlnych. Na południu gwiazdozbioru znajduje się silnie > Mapki Sekstansu, Pucharu i Kruka Kruk odgrywał rolę w mitologii greckiej (zob. Wąż Wodny, str. 80). W gwiazdozbiorze tym najjaśniejsze są jl i y Corvi (2m,6). /! Corvi leży w odległości około 110 lat świetlnych i ma jas- ność bezwzględną 85 razy większą niż Słońce, a y Corvi jest odległy o 450 lat świetlnych i 1200 razy jaśniejszy niż Słońce, ó Corvi ma jasność 3m,0 i nazywa się go czasem Algorab (Prawe skrzydło kruka). Za pomocą 6-centymetrowej lu- nety zobaczymy jego składnik słabszy ósmej wielkości w odległości 24,2". NGC 4038 jest galaktyką o szczególnym kształ- cie. Jest ona położona na południowy zachód od y Corvi w odległości około 3,7°; jej odległość wynosi w przybliżeniu 85 milionów lat świetl- nych. W istocie jest to galaktyka podwójna o włóknistych strukturach zorientowanych od- środkowo. NGC 4361 jest mgławicą planetarną trudną do zauważenia przy użyciu małej lunety, gdyż jej całkowita jasność wynosi około 10m,8. spłaszczona, eliptyczna galaktyka NGC 3115, przypominająca wrzeciono. Jej całkowita jas- ność tylko nieznacznie przewyższa dziesiątą wielkość gwiazdową, a więc można ją zaledwie dostrzec przy użyciu lepszych lunet amator- skich. Jej odległość wynosi około 15 milionów lat świetlnych. 82 Waga Libra (gen. Librae) skr. Lib > Mapy Wagi i Korony Północy Waga stanowiła symbol sprawiedliwości, moż- liwe jednak, że nazwa wynikła z faktu, że mniej więcej 2000 lat temu Słońce wchodziło w ten gwiazdozbiór w czasie jesiennego zrów- nania dnia z nocą. Jej dwie główne gwiazdy, a i /J Librae, mają nazwy Zuben Elgenubi i Zuben Eszemali, co oznacza odpowiednio Kleszcze Północne i Południowe, czyli Skor- piona, gdyż w dawnych wyobrażeniach Skor- pion sięgał aż do tego gwiazdozbioru. ot Librae należy do gwiazd podwójnych szcze- gólnie łatwych do rozdzielenia: obok składnika głównego o jasności 2m,8 znajduje się w od- ległości 231" gwiazda o jasności 5m,2. Ponie- Koronę ofiarowała Ariadnie Wenus jako poda- rek ślubny. Gwiazdozbiór ten znajduje się na północny wschód od Wolarza i można go oglą- dać wieczorem jeszcze długo w lecie. Jego główna gwiazda, a Coronae Borealis, ma rów- nież nazwę łacińską Gemma, to znaczy „ka- mień szlachetny". Rzadziej używa się arabs- kiej nazwy Alfekka czyli „Miska żebracza z po- szczerbionym brzegiem". Gwiazda ta o jasno- ści 2m,3 jest 45 razy jaśniejsza niż Słońce, a jej odległość wynosi około 75 lat świetlnych. Gemma jest gwiazdą podwójną zaćmieniową; jej jasność zmienia się w przeciągu 17,6 dób o zaledwie jedną dziesiątą jednostki wielkoś- ci, co jest niezauważalne gołym okiem. Ładną gwiazdą podwójną do oglądania nawet przez małą 6-centymetrową lunetę jest L Coronae waż gwiazdy te wykazują ten sam ruch włas- ny, możemy mieć tu do czynienia z prawdziwą parą gwiazd w pełnym tego słowa znaczeniu. Ich odległość od Ziemi wynosi około 65 lat świetlnych. Do rozdzielenia gwiazd a Librae wystarczy lornetka teatralna. Już nie tak łatwo jest rozdzielić i Librae, gdzie oba składniki mają jasności 4m,7 i 8m,7, a odległość wynosi 8,5", a więc do ich rozdzielenia potrzeba lune- ty 6-centymetrowej. Odległość od Ziemi wyno- si około 250 lat świetlnych. <5 Librae wykazuje okresowe wahania jasności od 4m,8 do 5m,9 wywołane wzajemnym przesłanianiem się dwóch gwiazd podczas ich obiegu, a okres wynosi 3,3273 doby. Wahania jasności można dobrze śledzić nawet gołym okiem lub przy użyciu lornetki teatralnej. Przejście od maksi- mum do minimum trwa prawie 6 h, a między oboma minimami znajduje się słabe minimum oboczne wynoszące jednak tylko jedną dzie- siątą jednostki wielkości i dlatego trudno za- uważalne. <) Librae znajduje się w odległości prawie 200 lat świetlnych od Ziemi. Mniej więcej w środku gwiazdozbioru Wagi znajduje się gromada kulista gwiazd NGC 5897 która ma wielkość dziesiątą, a jej odleg- łość wynosi 45000 lat świetlnych. Borealis, gdyż jej gwiazdy o jasnościach 5m,1 i 6m,0 są odległe o 6,3". Gwiazdą podwójną jest również n Coronae Borealis: jej składnik główny ma jasność 5m,6, składnik słabszy 6m,6, czas obiegu wynosi około 1160 lat, a od- ległość 7'. R Coronae Borealis jest głównym przedstawi- cielem szczególnej klasy gwiazd zmiennych. Z reguły gwiazda wykazuje jasność około 6m, a w nieregularnych odstępach jasność maleje do piętnastej wielkości. T Coronae Borealis jest nową powrotną, a znajduje się na południowy wschód od t Co- ronae Borealis. Podczas wybuchu w 1866 r. osiągnęła jasność 2m, w 1946 r. - 3m, a obec- nie ma dziesiątą wielkość. Korona Północna Corona Borealis (gen. Coronae Borealis) skr. CrB 84 Lutnia Lyra (gen Lyrae) skr. Lyr > Mapa Lutni Lutnia odgrywała szczególną rolę w mitach greckich. Za jej wynalazcę uchodził Hermes, a później miał na niej grywać Orfeusz. Jej główną gwiazdą jest Wega, która wraz z Denebem w Łabędziu i Altairem w Orle tworzy tak zwany trójkąt letni; (słowo „Wega" jest arabskie i oznacza „Atakujący Orzeł"). Wega jest odległa od Ziemi o 27 lat świetl- nych, jej zdolność promieniowania jest 58 razy &*i sekundy kąta 0 większa niż Słońca, a jasność obserwowana wynosi 0m,1. j5 Lyrae jest znaną podwójną gwiazdą zaćmieniową, jej jasność waha się od 3m,4 do 4m,3 w okresie 12,908 dób. Między minimami głównymi znajduje się minimum wtórne o głębokości zaledwie 0m,4. Oprócz tego jest 0 Lyrae gwiazdą potrójną, gdyż na- wet za pomocą lornetki można znaleźć jej składnik słabszy o jasności 6m,7 w odległości 46,6", a w odległości 86" znajduje się gwiazda dziewiątej wielkości. Przy dobrym wzroku można stwierdzić, że gwiazdą podwójną jest a Lyrae. Odległość między składnikami, oboma o jasności 5m,1, wynosi 3,5', czyli więcej niż 0,1 tarczy Księży- ca. Ze swej strony obie gwiazdy są podwójne, a do ich rozdzielenia potrzebna jest luneta co najmniej 6-centymetrowa gdyż ich wzajemne odległości wynoszą 2,6 i 2,4", a czasy obiegu odpowiednio 1166 i 585 lat. Odległość od Zie- mi wynosi prawie 200 lat świetlnych. Obie pary są od siebie odległe o około 0,2 roku świetlnego. Szczególnie wyróżnia się „pierścieniowa mgławica Lutni" M 57, którą można wyraźnie zobaczyć przy użyciu lunety 8-centymetrowej. Jej ogólna jasność wynosi około 9m, jednak będzie nam potrzebny przyrząd 15-centymet- rowy do stwierdzenia jej budowy pierścienio- wej, a gwiazda centralna o jasności 14m jest widoczna tylko w dużym teleskopie. M 57 sta- nowi jedną z najbardziej typowych mgławic planetarnych. Jej odległość udało się wyzna- czyć bardzo niedokładnie, ale według najnow- szych badań powinna ona wynosić około 2000 lat świetlnych. Powłoka gazowa rozprzestrze- nia się z prędkością prawie 20 km/s, a więc mgławica powinna powstać prawie 20000 lat temu. M 56 jest kulistą gromadą gwiazd odległą o około 46000 lat świetlnych. Jej jasność tylko nieznacznie przewyższa 10m, tę gromadę mo- żna dostrzec dopiero przez większą lunetę amatorską jako bladą mglistą plamkę. Układ poczwórny c Lyrae 86 Mgławica pierścieniowa M 57 (na dole) Gwiazdozbiory letnie 87 Łabędź Cygnus (gen. Cygni) skr. Cyg Według mitu Łabędź jest przeniesionym na niebo przyjacielem Faetona. Faeton, syn boga Słońca, Heliosa, wsiadł pewnego razu na ryd- wan słoneczny i pojechał przez niebo. Wtedy konie poniosły i nastąpił gwałtowny pożar ca- łego świata. Zeus miał zabić Faetona pioru- nem i zrzucić go do rzeki świata podziemne- go, Erydanu. Przyjaciel Faetona był tak zroz- paczony tą stratą, że aby go pocieszyć, bogo- wie przenieśli go między gwiazdy. Jednak we- dług innego mitu greckiego, w tego łabędzia przemienił się sam Zeus, by w ten sposób połączyć się z Nemezis lub z Ledą. Łabędź jest najefektowniejszym gwiazdo- zbiorem letnim. W środkowej Europie wznosi się on bardzo wysoko na niebie na południu. Jego główna gwiazda, Deneb, tworzy wraz z Wegą w Lutni i Altairem w Orle tak zwany trójkąt letni. Łabędzia można również traktować jako wielki krzyż, u szczytu którego znajduje się Deneb, a u podstawy Albireo; dlatego gwiazdozbiór ten określa się również jako Krzyż Północy. Gdy Łabędź znajduje się na wschodzie, wów- czas krzyż ten jest pochylony w lewo i wypros- towuje się dopiero w miarę przesuwania się na zachód. Jeżeli gwiazdozbiór przedstawimy 88 sobie jako Łabędzia, wówczas jego głowę sta- nowi Albireo, a ogon Deneb. Stąd wywodzą się staroarabskie nazwy gwiazd. Deneb ma jasność 1m,2 i jest odległy o 1500 lat świetl- nych, a więc jego jasność absolutna jest po- nad 10000 razy większa niż Słońca i Deneb zalicza się do najsilniej promieniujących gwiazd dostrzegalnych gołym okiem. Gwiazda jest żółtawobiała, ma temperaturę powierzch- ni prawie 11000 K, a średnicę 60 razy większą niż Słońce. Nazwa Albireo jest pochodzenia staroarab- skiego i oznacza Ptak. Gwiazdę tę określa się również jako j? Cygni; ma ona jasność 3m,2. W odległości 34" od niej znajduje się gwiazda piątej wielkości, którą łatwo jest dostrzec na- wet przez dobrą lornetkę. W przeciwieństwie do pomarańczowej gwiazdy głównej ma ona zabarwienie niebieskawe. Ich odległość wyno- sl około 400 lat świetlnych. Choć nie można bezpośrednio udowodnić obiegu ciemniejszej gwiazdy wokół jaśniejszej, to jednak jest dość prawdopodobne, że jest to fizycznie gwiazda podwójna. Obie są od siebie oddalone o co najmniej 660 miliardów km, co odpowiada około 0,07 roku świetlnego. Gwiazdą podwójną jest również Szedir (Pierś) czyli y Cygni. W odległości 142" od niej znajduje się gwiazdka wielkości między dziewiątą a dziesiątą i dlatego składnik słab- szy jest widoczny tylko przez lunetę co naj- mniej 6-centymetrową. Natomiast łatwiej jest rozdzielić słynną gwiazdę 61 Cygni, której bezwzględną odległość określił astronom Bessel; było to pierwsze wyznaczenie odleg- łości gwiazdy. Gwiazda o jasności 5m,6 jest odległa o 11 lat świetlnych. W odległości 30" od składnika głównego znajduje się składnik słabszy o jasności 6m,1, a czas obiegu wyno- si prawie 700 lat. W południowo-wschodniej części gwiazdo- zbioru znajduje się długookresowa gwiazda zmienna, % Cygni. W maksimach osiąga ona wielkość od trzeciej do piątej, można ją wtedy zobaczyć gołym okiem, w minimach jej jas- ność maleje do wielkości trzynastej lub czter- nastej. Okres wynosi około 406 dób. Mapa Łabędzia Łabędź znajduje się w obrębie bogatych rejo- nów Drogi Mlecznej i dlatego warto prze- jechać po tym obszarze silną lornetką. Szcze- gólnie ciekawe pola gwiezdne znajdziemy na osi podłużnej Krzyża Północy i w północ- no-wschodniej części gwiazdozbioru. Wpra- wdzie Łabędź nie należy do najbogatszych w gwiazdy obszarów Drogi Mlecznej, ma jed- j? Cygni nak bardzo wiele dodatkowego uroku dla ob- serwatora w środkowej Europie, gdyż wznosi się wysoko nad horyzontem, gdzie nie prze- szkadza tak mocno odblask świateł wielko- miejskich i pył w atmosferze. Ponadto Łabędź obejmuje również wielką liczbę gromad otwa- rtych. Szczególnie godna uwagi jest M 39. Jest to gromada gwiazd odległa o około 800 lat świetlnych, a obejmuje około 25 gwiazd wiel- kości od szóstej do dziewiątej. Jej łączna jas- ność wynosi 5m, tak że do jej rozpoznania wystarczy lornetka teatralna. Obiektem wa- rtym uwagi jest również M 29. Jej odległość wynosi około 7200 lat świetlnych. W niewiel- kim teleskopie widzimy kilka gwiazd uło- żonych tak, jak najjaśniejsze gwiazdy w Pleja- dach (w gwiazdozbiorze Byka): trapez złożony z czterech gwiazd, a przy nim z obu boków dwie dalsze gwiazdki. Łącznie M 29 zawiera znacznie więcej gwiazd. Na wycieczkę z lep- szą lunetą amatorską zasługuje również NGC 6910. Nieco na wschód od Deneba znajdziemy jedną z najoryginalniejszych jasnych mgławic na niebie, choć, niestety, wizualnie jest ona trud- na do obserwacji. Dopiero na zdjęciach o dłu- gim czasie ekspozycji uwidacznia się w swoim oryginalnym kształcie, dzięki któremu nadano jej nazwę Ameryka Północna, a jej nazwą oficjalną jest NGC 7000. Często przypuszcza się, że to Deneb pobudza do świecenia gazy mgławicy Ameryka Północna. Jeżeli tak jest, to odległość tej mgławicy powinna wynosić około 1500 lat świetlnych, lecz wniosek ten nie został dotychczas udowodniony. Użytkownik wyjątkowo potężnej lornetki (na przykład 10 x 80) może przy dobrej widoczności odna- leźć Amerykę Północną nawet wizualnie. Nie- co w prawo (na zachód) od mgławicy Ameryka Północna znajduje się jeszcze jedna mgławi- ca, którą ze względu na postać określa się często jako Mgławicę Pelikan. Na koniec należy wskazać na obiekt, którego również nie da się obserwować gołym okiem ani przez małą lunetę, lecz który odgrywał szczególną rolę w dyskusjach astronomicz- nych ostatnich lat: Cygnus X-1. Znajduje się on w pobliżu gwiazdy ą Cygni. Litera X oznacza tu źródło rentgenowskie. W przeciwieństwie do innych źródeł rentgenowskich wydaje się ono być „czarną dziurą", obszarem w prze- strzeni, wewnątrz którego istnieje tak silne przyciąganie, że nie może się stamtąd wydo- być na zewnątrz nawet promień światła. Mó- wiąc ściślej, mamy tu do czynienia z parą gwiazd: od normalnej gwiazdy płyną do czar- nej dziury strumienie gazu i zanim jeszcze osiągną granice czarnej dziury wysyłają silne promieniowanie rentgenowskie. Z samej czar- nej dziury nie dociera żadna informacja. Mgławica Ameryka Północna (u góry) Łabędź i Lutnia (poniżej) 90 uwiazaozDiory letnie Orzeł Aguila (gen. Aguilae) skr. Aql Według mitu greckiego orzeł na rozkaz Zeusa przyniół na Olimp Antinousa, aby zrobić z nie- go podczaszego bogów. Według innego poda- nia Herkules (właściwie Herakles) miał zabić tego orła za to, że dręczył Prometeusza, a wówczas Zeus przeniósł orła na niebo. Gwiazda główna Orła, Altair lub Atair, wraz z Wegą w Lutni i Denebem w Łabędziu tworzy tak zwany trójkąt wiosenny. Orzeł jest wysu- nięty najdalej na południe spośród wspomnia- nych gwiazdozbiorów, ponad jedna trzecia te- go gwiazdozbioru znajduje się poniżej równi- ka gwiazdowego. Altair (czasami Atair) ma nazwę arabską, któ- ra znaczy „Lecący Orzeł". Ma on jasność 0m,8 i jest od nas oddalony o 16 lat świetlnych. Jego średnica jest o połowę większa, a jas- ność absolutna 9 razy większa niż odpowied- nie wartości Słońca. Żółtawobiała gwiazda wykazuje temperaturę powierzchni około 8600 K. Badania wykazały, że Altair musi ob- racać się bardzo szybko wokół swojej osi. Prawdopodobnie czas obrotu wynosi tylko około 6,5 h (w porównaniu z 25 dobami Słoń- ca). W odległości 165" od niego znajduje się dalsza gwiazdka dziesiątej wielkości, która je- dnak zdecydowanie nie należy fizycznie do Altaira; można ją dostrzec przez lunetę 8-cen- tymetrową lub większą. Natomiast fizyczną gwiazdą podwójną jest 5 Aquilae. Tu możemy rozdzielić dwie gwiazdy o jasnościach 5m,7 i 7m,3 położone w odległo- ści 13" nawet przy użyciu lunety 5-centymet- rowej. Jeszcze łatwiej jest rozdzielić q Aqui- lae. W tym przypadku obok gwiazdy o jasności 5m,5 w odległości 38" znajduje się gwiazda siódmej wielkości. Również łatwo jest rozdzie- lić 57 Aquilae, gdzie obie gwiazdy mają pra- wie jednakowe jasności: składnik główny 5m,8, składnik słabszy 6m,5, a odległość wynosi 36". Zaledwie o 8° w kierunku południowym od Altaira znajduje się gwiazda zmienna r\ Aqui- lae, cefeida o okresie 7,17 dób. W maksimum osiąga ona jasność 3m,7, w minimum 4m,4, a jej odległość wynosi 1000 lat świetlnych. Natomiast zupełnie inna jest sytuacja w przy- padku Pi Aquilae: w ciągu ostatnich dziesięcio- leci jej okres silnie malał, na początku XX wieku wynosił jeszcze około 350 dób, a od tego czasu zmalał do około 300 dób. Na tej podstawie zalicza się R Aquilae do zmiennych długookresowych typu Miry. W maksimum do- chodzi ona do piątej lub szóstej wielkości, a w minimum spada do dwunastej. Części gwiazdozbioru Orła, zwłaszcza północ- na i południowa, znajdują się w obrębie Drogi Mlecznej, a więc możemy zaobserwować w tym obszarze również wiele interesujących gromad otwartych. Należy do nich przede wszystkiem NGC 6709, gromada gwiazd odleg- ła o około 2600 lat świetlnych zawierająca około 40 gwiazd i rozpościerająca się na po- wierzchni o średnicy około 2°. Słabsze gwiaz- dy zawiera NGC 6755. Bardzo blisko w prawo (czyli na zachód) od gwiazdy y Aquilae znaj- Mapa Orla i Tarczy Sobieskiego 92 duje się znany ciemny obłok, który można obserwować nawet przez dobrą lornetkę. Dzieli się on na trzy części i często określa się go jako Ciemną Dziurę w Orle. Mgławica ta ma oznaczenie katalogowe Barnard 142/143. Określenia odległości obłoków pyłowych tego rodzaju są bardzo trudne do przeprowa- dzenia, przypuszczalnie Ciemna Dziura jest odległa o 2500 lat świetlnych. Jej pozorna średnica wynosi około 0,5°, a więc tyle, co średnica Księżyca. Ten gwiazdozbiór ułożył na niebie J. Hewe- liusz dopiero w XVII w. Ma on przypominać zwycięstwo pod Wiedniem nad oblegającymi miasto Turkami w 1683 r. i odnosi się do tarczy króla Jana III Sobieskiego, dlatego czę- sto nazywa się ten gwiazdozbiór Tarczą So- bieskiego lub, po łacinie, Scutum Sobiesci. Tarcza znajduje się na południowo-wschod- nim skraju gwiazdozbioru Orła i łączy go z gwiazdozbiorem Strzelca. Jest to figura o małej powierzchni, a ponadto nie zawiera jaśniejszych gwiazd. Gwiazdozbiór nabiera je- dnak znaczenia dzięki swemu położeniu w bo- gatym w gwiazdy obszarze Drogi Mlecznej, a Scuti ma jasność 4m,1 i nie ma własnej nazwy, a jej odległość wynosi około 200 lat świetlnych, b Scuti jest gwiazdą zmienną NGC 6772 i 6781 są słabszymi mgławicami planetarnymi, które można obserwować do- piero przez większe lunety amatorskie. Ciemna Dziura w Orle (u góry) o okresie tylko 4,65 h, a w tym czasie jej jasność zmienia się od około 4m,9 do 5m,2. 5 Scuti jest głównym przedstawicielem nielicz- nej lecz szczególnej grupy gwiazd pulsują- cych. Ich okresy są zawsze bardzo krótkie, a najkrótszy jest okres gwiazdy 30 Arietis (w Baranie): 50 min. Gwiazdą zmienną jest również R Scuti. Jej jasność zmienia się w sposób dość nieregula- rny (czasami na wpół regularny) w granicach od 4m,5 do 9m. M 11 jest znaną gromadą otwartą, a jej najjaśniejsze gwiazdy osiągają ósmą wielkość. Gromadę tę można wykryć przez lornetkę, wygląda jednak ona efekto- wniej dopiero wtedy, gdy ogląda się ją przez niewielką lunetę. M 11 wygląda na dość zwar- tą w przeciwieństwie do wielu innych gromad. Podczas pobieżnego oglądania przypomina ona położone w pobliżu gromady kuliste, w których daje się wyróżnić gwiazdy. Jej od- ległość wynosi około 5700 lat świetlnych. Gromadą otwartą jest również M 26, jest ona jednak trudniejsza do oglądania, gdyż jej naj- jaśniejsze gwiazdy osiągają tylko jedenastą wielkość i dlatego do obserwacji jest tu po- trzebna luneta co najmniej 10-centymetrowa. Wreszcie NGC 6712 jest gromadą kulistą od- ległą o 20 000 lat świetlnych. Ze względu na jej łączną jasność 7m można ją oglądać tylko przez najsilniejsze przyrządy amatorskie. Gromada gwiazd M11 w Tarczy Sobieskiego (u dołu) Tarcza Sobieskiego Scutum (gen. Scuti) skr. Set (Mapa na str. 93) 94 Herkules Hercules (gen. Herculis) skr. Her Herkules (właściwie Herakles), znany bohater mitów greckich, miedzy innymi zabił Iwa ne- mejskiego, walczył z hydrą lernejską (wężem wodnym) i oczyścił stajnię króla Augiasza w Elidzie. Herkules był synem Zeusa i śmier- telniczki Alkmeny. Gdy Zeus przystawił oses- ka Herkulesa do piersi swej małżonki, bogini Hery, by napił się boskiego mleka i zyskał w ten sposób nieśmiertelność, ten zachował się tak gwałtownie, że strumień mleka rozlał się na niebie i w ten sposób miała powstać Droga Mleczna. Herkules należy do mniej przejrzystych gwiaz- dozbiorów. Jego jądro stanowią gwiazdy f, j, L u. Od niego rozchodzą się łańcuchy gwiazd na południowy wschód i południowy zachód oraz na północny wschód i północny zachód. Główna gwiazda Herkulesa znajduje się pra- wie na granicy z Wężownikiem (Ophiuchus) i ma nazwę Ras-Algeti, co po staroarabsku znaczy Głowa Klęczącego. Na wielu ry- sunkach gwiazdozbiorów przedstawiano Her- kulesa w pozycji klęczącej, lecz z głową zwró- coną w dół (ku południowi). Odległość gwiaz- dy trudno jest wyznaczyć, powinna ona jednak wynosić około 430 lat świetlnych, choć inne oszacowania podają 700 lat świetlnych. 96 Jeżeli prawidłowa jest pierwsza wartość, to Ras-Algeti jest 830 razy jaśniejszy niż Słońce. Zalicza się go do czerwonych olbrzymów, a jego średnica jest 400 razy większa od śred- nicy naszego Słońca, czyli 560 milionów km. Temperatura jego powierzchni wynosi około 2500 K, a średnia gęstość osiąga zaledwie 0,0000001 g/cm3. Ras-Algeti jest ponadto gwia- zdą zmienną półregularną, jego jasność zmie- nia się od trzeciej do czwartej wielkości, a okres zmienia się od 90 do 100 dób. Jeżeli użyjemy lunety co najmniej 6-centymetrowej, wówczas w odległości 4,6" zobaczymy skład- nik słabszy o jasności 5m,4. Jak wiele innych czerwonych olbrzymów, Ras-Algeti wyrzuca do otoczenia chmury gazów, a prędkość eks- I pansji wynosi tu około 10 km/s. Również skła- dnik słabszy jest otulony tymi chmurami. Herkules obejmuje kilka interesujących gwiazd podwójnych, które można rozdzielić nawet za pomocą niewielkiej lunety. Znana jest ó Herculi, choć w tym przypadku jest to układ pozornie podwójny i nie ma przestrzen- nego związku między obiema gwiazdami. Mi- mo to jest ona godna uwagi, gdyż obie gwiaz- dy wykazują zupełnie odmienny ruch własny. Wynikają stąd duże zmiany wzajemnego ich położenia w czasie: w 1830 r. ich odległość wynosiła 26", w 1960 r. skurczyła się do 9", a od tego czasu znowu rośnie. Składnik głów- ny ma jasność 3m,2, a składnik słabszy 8m,8. Do rozdzielenia tej pary gwiazd wystarcza lu- neta o średnicy obiektywu od 6 cm. Składnik główny n Herculis ma jasność 3m,5, a w odleg- łości 33" od niego znajduje się składnik słab- szy dziesiątej wielkości. Nieco bliżej siebie znajdują się składowe p Herculis. Gwiazdy mają jasności 4m,5 i 5m,5, a ich odległość wynosi 4". Gwiazdy 36/37 czyli m Herculis można rozróżnić nawet przy użyciu lornetki. Znajdują się one na południowo-wschodnim skraju gwiazdozbioru. Gwiazda silniejsza ma jasność 5m,7, słabsza 6m,8, a ich odległość wynosi nieomal 70". k Herculis jest znowu fizycznie gwiazdą podwójną. Oba składniki są oddalone od siebie o 29", a ich jasności wyno- szą 5m,3 i 6m,5. Mapa Herkulesa Gwiazdozbiory letnie MMMMIMWI 97 68 czyli u Herculis jest gwiazdą zmienną za- ćmieniową: dwie gwiazdy silnie spłaszczone, ale o prawie równych wielkościach obracają się wokół siebie z okresem 2,051 dób. Różnią się one jasnościami absolutnymi: jaśniejsza świeci 260 razy silniej niż nasze Słońce, a sła- bsza 100 razy. Ich masy wynoszą 7,5 i 2,9 mas Słońca, a średnice w obu przypadkach prze- wyższają 6-krotnie średnicę Słońca. Jasność gwiazdy jako całości waha się od 4m,7 do 5m,4. Gwiazdozbiór jest znany z kilku godnych uwa- gi gromad kulistych, spośród których wyróżnia się M 13. Nawet przez lornetkę teatralną jest ona widoczna jako słaba mglista plamka, a znajduje się dokładnie na linii łączącej C i i/ Herculis, dokładniej na jednej trzeciej tej odległości. Przy użyciu niewielkiej lunety ama- torskiej widać już zagęszczenie w skądinąd okrągłej plamce. Ponieważ najjaśniejsze gwiazdy M 13 są jedenastej wielkości, ich choćby częściowe rozróżnienie udaje się do- piero przy użyciu lunety ponad 10-centymet- rowej. Całkowitej liczby gwiazd w M 13 nie można ocenić nawet za pomocą większych teleskopów; wprawdzie naliczono ponad 30000 gwiazd 21 wielkości, lecz rzeczywista ich liczba może być o wiele większa. Więk- szość autorów zakłada około miliona gwiazd. Dzięki oddaleniu o około 23000 lat świetlnych M 13 jest jedną z najbliższych nam gromad kulistych, dogodną do obserwacji zwłaszcza na północy. Jej rzeczywista średnica wynosi około 100 lat świetlnych, a skrajne odnogi sięgają nawet na odległość dwukrotnie więk- szą. Godną uwagi gromadą kulistą jest także M 92. Znajduje się ona w bardziej północnej części gwiazdozbioru i jest odległa o 36000 lat świet- lnych. Jej łączna jasność wynosi 6m,5 wobec 5m,8 w przypadku M 13 i dlatego nieco trudniej jest ją odnaleźć, a mimo to należy do najłat- wiejszych do obserwacji gromad kulistych ist- niejących na niebie. Jako całość można ją dostrzec przez lornetkę. Jeszcze słabsza jest NGC 6229 o jasności tylko około 9m,4 i odległa przypuszczalnie o 80000 lat świetlnych. NGC 6210 jest mgławicą planetarną o jasności łącz- nej 9m,7, a zatem można ją oglądać dopiero przez większą lunetę amatorską podobnie jak NGC 6229. Wyjaśnienie ruchu Słońca w przestrzeni We wschodniej części Herkulesa znajduje się apeks ruchu Słońca, punkt, do którego zmierza Słońce wraz ze swymi planetami. Systematyczne obserwacje ruchu gwiazd wykazują, że wydaje się, iż rozbiegają się one od tego punktu, a znowu zbiegają się w punkcie przeciwnym - antyapeksie. Nato- miast przy obserwacji w kierunkach prosto- padłych od linii apeks - antyapeks wydaje się, że gwiazdy poruszają się „do tyłu". To zjawisko jest dostrzegalne dopiero po obser- wacji wielkiej liczby gwiazd, jednak już w 1783 r. odkrył je Wilhelm Herschel na mniejszej liczbie gwiazd. Prędkość, z którą Podobnie jak z punktu widzenia kierowcy samochodu zmienia się położenie drzew, tak samo zmienia się położenie gwiazd względem Słońca. Słońce porusza się w kierunku apeksu wy- nosi około 20 km/s względem sąsiednich gwiazd. Przykłady gwiazd czerwonych olbrzymów (u góry), Gromada kulista M 13 (u dołu) 98 Wężownik Ophiuchus (gen. Ophiuchi) skr. Oph Postać Wężownika (Ophiuchus) wzięła się prawdopodobnie od Eskulapa (właściwie Ask- lepiosa), mistrza sztuki lekarskiej. Trzyma on w rękach węża, który miał mu przynieść ziele służące nie tylko do leczenia chorych, lecz także do wskrzeszania zmarłych. Wężownik należy do najmniej przejrzystych gwiazdozbiorów nieba letniego. Rozciąga się on przede wszystkim silnie w kierunku północ - południe. Na południu przecina go nawet ekliptyka, tak że czasem określa się go jako trzynasty znak zodiaku. Przez ten obszar przechodzi Słońce w pierwszej połowie grud- nia. Główna gwiazda Wężownika ma sta- roarabską nazwę Ras-AIhague czyli „Głowa Wężownika". Jej jasność wynosi 2 ,1, a od- ległość 60 lat świetlnych; jej jasność absolut- na jest 60 razy większa niż Słońca. Ras-AI- hague znajduje się blisko północnego skraju gwiazdozbioru, niezbyt daleko od Ras-Algeti, głównej gwiazdy Herkulesa. 0 Ophiuchi ma także nazwę Celbalrai czyli „Pies Pasterski", jej jasność wynosi 2m,9, a odległość 125 lat świetlnych. Ładną gwiazdą podwójną jest 67 Ophiuchi, którą można rozdzielić nawet za pomocą lu- nety 5-centymetrowej. W tym przypadku gwiazdy o jasnościach 3m,9 i 8m,2 znajdują się w odległości 54". Jeszcze bardziej inte- resująca jest 70 Ophiuchi znajdująca się nie- 100 co na wschód od 67 Ophiuchi odległa od nas zaledwie 0^,3 lat świetlnych; składa się z dwu gwiazd o jasnościach 4m,3 i 6m,0, a okres ich wzajemnego obiegu wynosi tylko 87,85 lat, a przy tym ich trajektorie układają się w przestrzeni tak, że zmierzona odległość kątowa obu gwiazd zmienia się znacznie w trakcie obiegu. Najmniejszą odległość wza- jemną, tylko 1,55", obydwa składniki osiągnę- ły w latach 1989-90 i wtedy do ich rozdziele- nia potrzebna była luneta 8-centymetrowa. Korzystniejsze będą warunki pod koniec wie- ku, gdyż już w 2000 r. osiągną odległość 3,9" i całkowicie wystarczy luneta 5-centymet- rowa, a odległość będzie największa, bo 6,7", w 2020 r. Tak więc 70 Ophiuchi jest jednym z niewielu przykładów gwiazd podwójnych, dla których w ciągu ludzkiego życia można prześledzić prawie cały obieg przy użyciu niewielkiej lunety. Wężownik leży wewnątrz Drogi Mlecznej i za- wiera wiele otwartych gromad gwiazd, także gromad kulistych. Tak na przykład w pobliżu /! Ophiuchi znajduje się gromada otwarta IC 4665 zawierająca około 13 gwiazd od siódmej do dziesiątej wielkości. W północno-wschod- niej części gwiazdozbioru, tuż przy granicy z Wężem, znajduje się NGC 6633. Tu widzimy 65 gwiazd stosunkowo ciasno ułożonych w odległości 1600 lat świetlnych, a najjaśniej- sze z nich osiągają siódmą wielkość. Kuliste gromady gwiazd, które można dostrzec już przez lunetę 6-centymetrową, to przede wszystkim M 9 (jasność łączna 8m), M 10 (jasność 7m), M 12 (jasność 8m) i M 19 (jas- ność 7m). We wszystkich tych przypadkach przy użyciu małej lunety dostrzeżemy tylko blade, mgliste plamki bez widocznych zagę- szczeń pośrodku. Nieco na północny wschód od 67 Ophiuchi, w punkcie o rektascencji 17h 55,4m i deklina- cji +4° 24' znajduje się znana gwiazda Strza- ła Barnarda. Jest ona odległa od Ziemi o 5,9 lat świetlnych i jest drugą najbliższą nam po układzie Alfa Centauri. Ponieważ Alfa Centauri jest niewidoczna w środkowej Euro- pie, dobrze byłoby, gdybyśmy mogli zobaczyć Mapa Wężownika i Węża na północnym niebie choć drugą pod wzglę- dem odległości gwiazdę. Niestety, tak nie jest: gwiazda Strzała Barnarda ma jasność tylko 9m,5, gdyż jest czerwonym karłem i ma jas- ność bezwzględną 2500 razy mniejszą niż Słońce. Jej masa wynosi 16% masy Słońca, a średnica około 230000 km. Nazwa Strzała Wąż Serpens (gen. Serpentis) skr. Ser O mitologicznym podłożu tej nazwy wspo- mniano już przy opisie Wężownika. Wąż jest jedynym gwiazdozbiorem rozdzielonym na dwie części, Wężownik oddziela jego głowę (Serpens Caput) od ogona (Serpens Cauda). Główna gwiazda Węża ma staroarabską na- zwę Unuk lub Unuk Elhaija („Szyja Węża"). Jej jasność wynosi 2m,7, a odległość 70 lat świetlnych. Ma jasność absolutną 35 razy większą niż Słońce. /3 Serpentis jest gwiazdą podwójną, w której składniki mają jasności 3m,7 i 9m,2, a ich odległość wynosi 31". Jej odległość od Ziemi wynosi 95 lat świetlnych. Do odnalezienia ciemniejszego składnika sła- bszego potrzeba lunety o średnicy obiektywu co najmniej 6 cm. Natomiast łatwiej jest roz- dzielić i Serpentis, gdzie jasności wynoszą 4m,2 i 5m,2, a odległość 4"; wystarcza tu nawet luneta 5-centymetrowa. Zupełnie na skraju gwiazdozbioru znajduje się 8 Serpen- tis. Obie gwiazdy mają jasności 4m,5 i 5m,4, a odległe są o 22". Są to tak dobre warunki, że do ich rozdzielenia wystarczy dobra lor- netka. v Serpentis jest gwiazdą optycznie po- dwójną, w której składniki mają jasności 4m,4 i 5m,4, i są odległe o 46". Wąż obejmuje M 5, jedną z najpiękniejszych gromad kulistych nieba północnego. Znajduje się ona na prawym (zachodnim) skraju gwia- zdozbioru, ma łączną jasność 6m,2 i można ją dostrzec nawet przez lornetkę jako małą roz- mytą plamkę. Jej odległość wynosi około 27000 lat świetlnych, a jej najjaśniejsze gwia- zdy osiągają czternastą wielkość i nie można ich rozpoznać za pomocą lunety amatorskiej. Zupełnie na granicy gwiazdozbioru Tarcza Sobieskiego znajduje się gromada otwarta o symbolu katalogowym M 16, w której moż- na zobaczyć około 55 gwiazd wielkości od ósmej do dwunastej. Polecana jest w tym przypadku luneta o średnicy obiektywu więk- 102 pochodzi stąd, że gwiazda ta ma najszybszy ruch własny spośród wszystkich innych gwiazd. W ciągu roku pozostaje ona w tyle na sklepieniu niebieskim o 10,3", z czego bądź co bądź wynika w ciągu 180 lat 31', czyli pół stopnia, co odpowiada średnicy tarczy słone- cznej lub księżycowej. większej niż 6 cm. Gromada znajduje się w odległości około 8000 lat świetlnych i jest otoczona piękną mgławicą, którą jednak moż- na stwierdzić dopiero na zdjęciach. Ze wzglę- du na kształt nazywa się ją Mgławica Orła. Na stronie obok widać piękne barwne zdjęcie słynnej Mgławicy Orła. Przyjrzawszy się do- kładnie zobaczymy na jej skraju spiczaste wcięcia. Określa się je (również w przypadku innych podobnych mgławic) jako „kły słonio- we". Podczas gdy jasne obszary mgławicy są zbudowane ze zjonizowanego gazowego wo- doru o temperaturze rzędu 10000 K, to ob- szary ciemne zawierają gazowy wodór nie zjonizowany o temperaturze tylko około 100 K. Również w środku jasnej mgławicy odkrywamy pojedyncze okrągławe ciemne plamki, które nazywa się „globulami". Są to nieco zagęszczone chmury, które często uważa się za wstępne stadia powstawania gwiazd lub całych układów gwiazd. Na koniec należy jeszcze wspomnieć o zmiennej R Serpentis znajdującej się o 10° na północ od gwiazdy Unuk. Jest to gwiazda typu Miry o jasności zmieniającej się od 5m,6 do 14m,0 z okresem 347 dób. Gromada kulista M 5 (u góry) Gromada gwiazd i mgławica M 16 (u dołu) Skorpion Scorpius (gen. Scorpii) skr. Sco Skorpion pokonał myśliwego Oriona i chciał go zabić swoim jadem. Wtedy bogowie prze- nieśli na niebo zarówno Oriona jak i Skor- piona, lecz w przeciwstawne miejsca, tak, by nie mogli się już spotkać. W środkowej Euro- pie, a zwłaszcza w północnej, południowe fragmenty Skorpiona w ogóle nie pojawiają się nad horyzontem. W całości jest on wido- czny praktycznie tylko do 40' szerokości geo- graficznej północnej. Gwiazda główna Skor- piona ma grecką nazwę Antares czyli Prze- ciwmars. Antares ma czerwone zabarwienie i pod tym względem współzawodniczy z Mar- sem, po grecku Aresem. Rzadko używana jest nazwa staroarabska Calbalakrab, tzn. Serce Skorpiona, od której pochodzi nazwa łacińska Cor Scorpionis. Odległość gwiazdy nie jest znana dokładnie, powinna jednak wy- nosić około 520 lat świetlnych. Jasność zmie- rzona Antaresa waha się od 0m,9 do 1m,8 w sposób półregularny z okresem około 4,75 lat. Średnica tego czerwonego olbrzyma jest 700 razy większa niż naszego Słońca. Gdy weźmiemy pod uwagę, że jego masa jest przypuszczalnie „tylko" 15 razy większa od masy Słońca, to zrozumiemy, że średnia gęs- tość gwiazdy jest skrajnie mała, zwłaszcza jej obszarów zewnętrznych. Gęstość średnia wynosi tylko 1/1000000 g/cm2. Można nieomal powiedzieć, że zewnętrzne warstwy gwiazdy przechodzą stopniowo w środowisko międzygwiezdne. Nie można właściwie zmie- rzyć bezpośrednio średnicy gwiazdy takiej jak Antares, gdyż z powodu ogromnych od- ległości widzimy ją mimo wszystko jako punkt. W niektórych przypadkach udaje się jednak określić średnicę kątową gwiazdy za pomocą interferometru. Zresztą metoda ta daje poprawne wyniki tylko w przypadku gwiazd stosunkowo dużych i niezbyt oddalo- nych. Oczywiście, trzeba wtedy znać w miarę dokładnie odległość gwiazdy od Ziemi aby na podstawie średnicy kątowej wyrazić średnicę gwiazdy w kilometrach lub średnicach słone- cznych. W przypadku Antaresa skuteczna okazała się jednak inna metoda: zakrywa go czasem Księżyc, a przy tym gwiazda nie zni- ka raptownie, lecz stopniowo maleje jej jas- ność, co trwa wprawdzie tylko ułamek sekun- dy, ale jest jednak mierzalne w czasie. Na podstawie prędkości ruchu Księżyca można wtedy obliczyć średnicę tarczy Antaresa. Jasnością absolutną przewyższa on Słońce prawie 9000 razy, a temperatura jego po- wierzchni wynosi około 3100 K. W odległoś- ci 2,4" od niego znajduje się gwiazda o jasno- ści 6m,5, którą można zobaczyć tylko przez lunetę o średnicy obiektywu powyżej 15 cm. Obiega ona gwiazdę główną przypuszczal- nie w ciągu 853 lat. Gwiazda Akrab, czyli P Scorpii, jest łatwą do rozdzielenia gwiaz- dą podwójną. W odległości 13,7" od składni- ka głównego o jasności 2m,9 znajduje się składnik słabszy o jasności 5m,1; gwiazdy da się rozdzielić za pomocą 5-centymetrowej lunety. Piękną gwiazdą podwójną jest również ć Sco- rpii, w której oba składniki o jasnościach 4m,1 i 7m,2 znajdują się w odległości 7,9". Ze swej strony składnik główny jest znowu gwiazdą podwójną, jednak obie składowe tego układu Mapa Skorpiona 104 Gwiazdozbiory letnie 105 znajdują się tak blisko siebie - przynajmniej pod koniec XX wieku - że nie można ich rozdzielić za pomocą małej lunety. Na obej- rzenie przez lunetę zasługuje również v Scor- pii. Najpierw nawet przez małą lunetę widać w odległości 41,4" dwie gwiazdy o jasnościach 4m,0 i 6m,2. Przyjrzawszy się dokładniej może- my zauważyć, że gwiazda jaśniejsza ma skła- dnik słabszy w odległości tylko 1,2" i potrzeb- na tu jest większa luneta amatorska. Łatwiej jest za to rozdzielić składnik słabszy, którego składowe są oddalone o 2,3", tu wystarczy już luneta o średnicy obiektywu od 8 cm. a Scorpii ma jasność 2m,9, a w odległości 20" ma skład- nik słabszy dziewiątej wielkości. Sama a Scor- pii jest gwiazdą zmienną, a jej jasność waha się od mniej więcej 3m,0 do 3m,8 z okresem 0,247 doby. Na koniec należy wspomnieć o n Scorpii. W odległości około 8', a więc jednej czwartej średnicy tarczy Księżyca, od- krywamy nawet gołym okiem dwie gwiazdy o jasnościach 3m,1 i 3m,6. Skorpion leży w obszarze Drogi Mlecznej bo- gatym w gwiazdy, a wobec tego zawiera licz- ne godne uwagi obiekty dostępne dla małej lunety. W jego wschodniej części znajdują się gromady otwarte M 6 i M 7 oddalone od nas odpowiednio o 2000 i 800 lat świetlnych. Naj- jaśniejsze gwiazdy M 6 osiągają szóstą lub siódmą wielkość, a więc nawet przez lornetkę teatralną można zobaczyć tę gromadę jako bladą rozmytą plamkę. Zawiera ona około 70 gwiazd na obszarze o średnicy od 20 do 25'. Najjaśniejsze gwiazdy M 7 osiągają nawet jasność ponad 6m,0, a więc gromada jest jesz- cze łatwiejsza do odnalezienia. Obejmuje ona około 80 gwiazd przekraczających dziesiątą wielkość, a jej średnica przekracza 1,2°. Tak więc M 6 i M 7 należą do najbardziej godnych uwagi gromad otwartych, jakie można zoba- czyć na niebie w środkowej i południowej Europie. Niedaleko na zachód od Antaresa znajduje się gromada kulista M 4, którą można dostrzec jako rozmytą plamkę już przez lornetkę polo- wą, rzadziej przez teatralną. Łączna jej jas- ność wynosi około 6m,4. W większych przyrzą- dach widać ją jako dość luźno upakowaną gromadę kulistą. Jej odległość wynosi od 5700 do 6200 lat świetlnych, a najjaśniejsze gwiaz- dy osiągają prawie dziesiątą wielkość. Przez lunetę o średnicy obiektywu ponad 10 cm mo- żna w niej rozróżnić najjaśniejsze gwiazdy na tle mglistej reszty. Gromadą kulistą jest także M 80. Ma ona jasność zaledwie 8m i z tego powodu jest wyraźnie dostrzegalna dopiero przez lunetę o średnicy obiektywu przekraczającej 6 cm. Jej odległość wynosi 36000 lat świetlnych. W 1860 r. w tej gromadzie pojawiła się nowa, która osiągnęła siódmą wielkość gwiazdową. Tuż przy granicy z Wężownikiem znajduje się gromada kulista M 62 w odległości 26000 lat świetlnych. Te dane o gromadach gwiazd są dalece niewystarczające. Należy dokonać przeglądu kolejnych części gwiazdozbioru Skorpiona w jasną noc przy użyciu silnego przyrządu, zwłaszcza otoczenie Antaresa i po- łudniowej części w pobliżu gwiazd (, [2 Scor- pii oraz otoczenie l Scorpii, gdzie można so- bie wyobrazić żądło Skorpiona. Skorpion ukry- wa ponadto cały szereg jasnych i ciemnych mgławic, choć nie wyglądają one tak efektow- nie jak na przykład Mgławica Oriona w Orio- nie lub mgławica Trifid (Trójlistna Koniczyna) w Strzelcu. Tu jeszcze uwaga historyczna: cie- mne chmury we wschodniej, a więc lewej, części gwiazdozbioru Skorpiona uchodziły w starożytności u Babilończyków za wejścia do świata podziemnego, których strzegą dwa skorpiony obu płci. Gromady M6i M7 (u góry: M 6 znajduje się blisko środka, a M7 poniżej w lewo), Droga Mleczna w Skorpionie (poniżej; jasna gwiazda powyżej u góry to Antares). 106 107 Strzelec Sagittarius (gen. Sagittarii) skr. Sgr Zgodnie z greckim mitem Strzelec miał wyna- leźć łuk i strzały. Gwiazdozbiór znajduje się daleko na południe od równika gwiazdowego, tak że w środkowej Europie jego części połu- dniowe nigdy nie pojawiają się nad horyzon- tem, można go natomiast oglądać w całości w strefie Morza Śródziemnego i dalej na połu- dniu. Kilka najjaśniejszych jego gwiazd często interpretuje się w Ameryce Północnej jako Imbryk; chodzi tu o 5, e, (, i, a, ę i X Sagittarii: wylot imbryka jest tu skierowany w prawo (ku zachodowi), a uchwyt w lewo (ku wschodowi). Strzelec należy do nielicznych gwiazdo- zbiorów, w których gwiazda a nie jest najjaś- niejsza, albowiem a Sagittarii ma jasność tyl- ko 4m,1 i znajduje się daleko na południu, a w środkowej Europie jest niewidoczna. Jej nazwą arabską jest Rukbat czyli „Kolano Strzelca". Najjaśniejszą gwiazdą Strzelca jest L Sagittarii; ma on również nazwę Kaus Au- stralis czyli „Luk Południowy,,. Jego jasność wynosi 1m,8, jest 250 razy jaśniejszy od Słoń- ca i odległy od niego o 125 lat świetlnych. W odległości 3,3' od niego w kierunku NNW znajduje się jego składnik słabszy siódmej wielkości, który można zobaczyć przez lornet- kę; jest to gwiazda optycznie podwójna. 108 W Strzelcu nie ma godnych uwagi gwiazd podwójnych, które można oglądać przez małą lunetę. W każdym razie można wspomnieć o j? Sagittarii, gdzie w odległości 28,4" od składnika głównego czwartej wielkości znajduje się składnik słabszy ósmej wielkości. Spośród gwiazd zmiennych Strzelca należy wymienić przede wszystkim X Sagittarii. Jest to cefeida położona prawie na granicy z Wężo- wnikiem. W maksimum ma ona jasność 4m,3, w minimum 4m,9, a jej okres wynosi 7,012 dób. Cefeidą jest również W Sagittarii, która zmie- nia się od 4m,3 do 5m,0 z okresem 7,595 dób. Strzelec znajduje się w obrębie Drogi Mlecz- nej pomijając jego wschodnie obszary, a zna- czną jasność i wielkie bogactwo gwiazd wyka- zuje on głównie w obszarze północnym i pół- nocno-zachodnim. Bo przecież środek naszej Galaktyki, Drogi Mlecznej, znajduje się w tym właśnie kierunku w odległości około 30000 lat świetlnych. Mówiąc ściślej, środek znajduje się w punkcie o rektascencji 17h42,5m i de- klinacji -28°59', czyli tylko 1,2° w kierunku SSW od wspomnianej już gwiazdy zmiennej X Sagittarii. Zresztą, zagęszczenie gwiazd w tym obszarze nie dorównuje zagęszczeniu w obszarach położonych nieco bardziej na wschód (w lewo). Przyczyny należy się dopat- rywać w gęstych chmurach pyłu międzygwiaz- dowego, które zasłaniają nam widok środka Drogi Mlecznej. W tym kierunku widzimy tylko na odległość rzędu 10000 lat świetlnych. Śro- dek Galaktyki, z którym pokrywa się słynne radioźródło Sagittarius A, można badać tylko za pomocą radioteleskopów, astronomii w podczerwieni i astronomii rentgenowskiej. Radioastronomia narodziła się w 1932 roku, gdy amerykański specjalista od wysokich częs- totliwości Karl Gutlie Jansky szukając zakłóceń radiowych w atmosferze za pomocą dość pry- mitywnej anteny ramowej natknął się na „szu- my", które powinny pochodzić z ciemnych ob- szarów Drogi Mlecznej w gwiazdozbiorze Strzelca. Dziwne źródło zakłóceń przemiesz- czało się bowiem na sklepieniu niebieskim tak samo, jak ten gwiazdozbiór. Dopiero 10 lat póź- niej odkryto promieniowanie radiowe Słońca. Mapa Strzelca Gwiazdozbiory letnie 109 Kierunek przeciwny do kierunku środka Drogi Mlecznej znajduje się w gwiazdozbiorze Byka i dlatego tam świeci ona słabiej i obejmuje mniej gwiazd. W celu rozszyfrowania budowy naszego układu Drogi Mlecznej astronomowie już dawno podjęli liczenie gwiazd w różnych punktach nieba. Mówiło się na przykład o „po- lach kalibracyjnych". Jeżeli zejdziemy do gwiazd osiemnastej wielkości, to w obszarach nieba najbardziej oddalonych od pasma Drogi Mlecznej naliczymy w stopniu kwadratowym (obszarze nieba o bokach jednego stopnia) tylko około 600 gwiazd, najbogatsze obszary Drogi Mlecznej (Strzelec) zawierają na stopień kwad- ratowy 50000 gwiazd lub więcej, a najuboższe jej obszary (Byk) tylko 5000 lub mniej. Strzelec oferuje w dużym wyborze ciekawe otwarte gromady gwiazd, gromady kuliste, a także mgławice jasne i ciemne. A oto naj- piękniejsze obiekty: koło północnego skraju gwiazdozbioru, na granicy z Tarczą Sobieskie- go, znajduje się M 17. Tę godną uwagi jasną mgławicę określa się często jako Mgławicę Łabędzia lub Mgławicę Omega, czasem spoty- ka się nazwę Końska Podkowa. Jej całkowita jasność wynosi około 7m, a więc można ją zobaczyć przez lornetkę. Znajduje się ona w odległości 5700 lat świetlnych. W odległości tylko 1° od M 17 w kierunku SSW znajduje się niewielka otwarta gromada gwiazd o symbolu M 18 obejmująca około 12 gwiazd od dziewią- tej do dziesiątej wielkości oddalona o około 4900 lat świetlnych. Znowu nieco na północny zachód od M 18 widać nagromadzenie gwiazd o symbolu M 24. W nim znajduje się gromada otwarta NGC 6603, złożona tylko ze słabszych gwiazd, nierozróżnialnych przy użyciu małej lunety. Gromadą otwartą jest także M 21 obej- mującą około 50 gwiazd od ósmej do dwunas- tej wielkości. Jest ona odległa o 2200 lat świet- lnych. M 20 jest znaną Mgławicą Trifid w od- ległości około 6500 lat świetlnych. Zanu- rzonych jest w niej kilka gwiazd, w tym gwiaz- da podwójna HN 40 złożona ze składników o jasnościach 6m,9 i 8m,0 odległych o 10,6". W nieco większych lunetach układ ten rozdzie- la się na dodatkowe składniki. Nieco na połu- dnie od M 20 znajduje się również znana Mgławica Laguna, M8 oddalona o około 5000 lat świetlnych. Bardzo trudno jest określać odległości obiektów tego typu. M 8 ma jasność 110 prawie 5m, a więc można ją dostrzec nawet przez lornetkę teatralną. W mgławicy często jest zanurzona gromada otwarta. M 20 jest godną uwagi gromadą kulistą, jej odległość wynosi 9600 lat świetlnych, a całkowita ja- sność 6m, jest więc dostrzegalna nawet przez lornetkę teatralną jako rozmyta plamka. Jej najjaśniejsze gwiazdy mają wartości od 10m do 11m, a do jej wstępnego rozdzielenia na pojedyncze gwiazdy wystarczy luneta mniej więcej 10-centymetrowa. Gromada otwarta M 25 zawiera 50 gwiazd o jasności powyżej 12m. Najjaśniejsze są szóstej wielkości, a od- ległość wynosi około 2000 lat świetlnych, a więc M 25 jest pięknym obiektem nawet dla lornetki. W nim tkwi gwiazda zmienna, cefeida U Sagittari o jasności 6m,3 w maksimum i 7m,1 w minimum okresem 6,745 dób. M 55, M 69 i M 70 są gromadami kulistymi, a jasności tych obiektów wynoszą odpowiednio w przybli- żeniu 7m, 7m,5 i 8m i nie są widoczne tak wyraźnie jak M 22. M 55 znajduje się w odleg- łości około 20000 lat świetlnych, a jej najjaś- niejsze gwiazdy osiągają trzynastą wielkość. Gromady gwiazd NGC 6642 nie można wyraź- nie sklasyfikować. Znajduje się ona tylko w odległości f od M 22 w kierunku WNW i ma jasność 8m, a jej gwiazdy osiągają co naj- wyżej 15m. Aby ją dostrzec potrzeba lunety co najmniej 6-centymetrowej. Mgławica Trifid M 20 i Mgławica Laguna M 8 (u góry), Mgławica Trifid (u dołu) I Lis Vulpecula (gen. Vulpeculae) skr. Vul Gwiazdozbiór wprowadził w XVII wieku J. Bartsch. Zawiera on tylko słabe gwiazdy, naj- jaśniejsza jest 6 Vulpeculae oznaczana czasem a Vulpeculae. Jej jasność wynosi 4m,5, odległość jest trudna do wyznaczenia, lecz wynosi co najmniej 85 lat świetlnych. Najbardziej znanym obiektem gwiazdozbioru jest mgławica planetarna M 27 zwana często Hantlą. Można ją zobaczyć już przez lunetę 5-centymetrową lub większą, choć jej jasność całkowita wynosi tylko około 7m,6. Jest ona widoczna nawet przez silne lornetki. W więk- szych lunetach rzeczywiście widać hantlowaty kształt mgławicy. Nie jest możliwe dokładne Strzała Sagitta (gen. Sagittae) skr. Sge Według greckiego mitu tą strzałą Herkules trafił orła, który dręczył Prometeusza, a we- dług innego Apollo zabił nią Cyklopów. Ten niewielki gwiazdozbiór leży na północ od Orła i graniczy z już opisanym gwiazdozbio- rem Lisa. Główną jego gwiazdą jest Sham czyli 2 Sagittae; nazwę wprowadził wprawdzie Piazzi dopiero około 200 lat temu, wywodzi się ona jednak od staroarabskiego Sahm, którą stosowano wówczas do całego gwiazdozbioru. 112 zmierzenie jej odległości, być może wynosi ona około 900 lat świetlnych, a średnica około 2,5 lat świetlnych. Gwiazda centralna ma jas- ność 13m,4 i zgodnie z najnowszymi badania- mi jest gwiazdą podwójną. Małe lunety są zresztą nieprzydatne do jej znalezienia. Gwiazdozbiór Lisa leży w obrębie Drogi Mle- cznej i dlatego jest stosunkowo bogaty w gwiazdy. Spośród kilku gromad otwartych należy wspomnieć przede wszystkim o NGC 6940. Zawiera ona około 100 gwiazd o jasno- ściach do dziewiątej wielkości, a jej jasność całkowita wynosi 8m. Nieco mniej istotne są gromady NGC 6802 i 6834. Prawie w środku gwiazdozbioru leży NGC 6885, która zawiera 35 gwiazd od szóstej do dziesiątej wielkości, a wśród nich gwiazdę 20 Vulpeculae. Przy dobrych warunkach część tej gromady można ujrzeć nawet przez lornetkę teatralną. Jej jasność wynosi tylko 4m,4, a odległość około 600 lat świetlnych. Piękną gwiazdą po- dwójną jest e Sagittae; widzimy tutaj dwie gwiazdy o jasnościach 5m,7 i 7m,8 w odległo- ści 92", a tę gwiazdę optycznie podwójną moż- na rozdzielić nawet przy użyciu lornetki. (Sa- gittae ma jasność 5m,5, a w odległości 8,4" ma składnik słabszy dziewiątej wielkości. Groma- da gwiazd M 71 leży prawie dokładnie pośrod- ku między 5 i y Sagittae. Całkowita jej jasność wynosi około 8 ,3. Jej przyporządkowanie nie jest całkowicie jednoznaczne: jest to albo wy- jątkowo liczna gromada otwarta albo gromada kulista zbudowana ze stosunkowo niewielu gwiazd. Jej najjaśniejsze gwiazdy osiągają je- denastą wielkość, a odległość wynosi około 18000 lat świetlnych. Mapa Lisa i Strzały Gwiazdozbiory letnie MMMMM* I 113 Delfin Delphinus (gen. Delphini] skr. Del > Mapa Delfina i Źrebięcia W greckim micie Delfin uratował śpiewaka i cytrzystę Ariona od utonięcia. Ten niewielki gwiazdozbiór znajduje się na wschód (na le- wo) od Orła i obejmuje niewiele gwiazd. Gwiazdy a, /!, <5 i y Delphini tworzą w przy- bliżeniu równoległobok, do którego dołącza się od dołu mały „ogonek" dalszych gwiazd, a Delphini o jasności 3m,9 nie jest najjaśniej- szą gwiazdą tego gwiazdozbioru i pod tym względem ustępuje gwieździe j} Delphini o ja- sności 3m,7. y Delphini jest piękną gwiazdą fizycznie podwójną, którą można rozdzielić nawet za pomocą lunety 5-centymetrowej. Oba składniki mają jasności 4m,3 i 5m,4, a ich odległość wynosi 10". Ich odległość od Ziemi wynosi około 100 lat świetlnych. Czas obiegu jest tak długi, że dotychczas nie udało się stwierdzić żadnego ruchu jednej gwiazdy względem drugiej. Zaledwie o 15' i nieco na zachód od y Delphini znajduje się inna gwiaz- da podwójna, którą prawdopodobnie zauważy- my w naszej lunecie. Ma ona tylko nic nie mówiący symbol katalogowy (I 2725). Obie gwiazdy mają jasności 7m,5 i 8m, a są od siebie oddalone o 5,7". W północno-wscho- dniej części gwiazdozbioru znajduje się kulis- ta gromada gwiazd NGC 7006. Prawdopodob- nie znajduje się ona w odległości 185000 lat świetlnych od nas, ma jasność około 11m,5 i dlatego dopiero w lunecie o średnicy obiek- tywu ponad 15 cm jest widoczna jako rozmyta plamka. Źrebię Equuleus (gen. Equulei) skr. Egu Według mitu greckiego wysłannik bogów Mer- kury (właściwie Hermes) podarował tego źre- baka Kastorowi, bliźniakowi Polluksa. a Equ- ulei ma również nazwę arabską Kital Fard, co oznacza „Przód Konia". W licznych dawnych przedstawieniach graficznych aż do tego ob- szaru rozciąga się sąsiedni Pegaz. x Equulei 114 ma jasność 4m,1 i jest odległa o około 150 lat świetlnych. Nawet gołym okiem można rozdzielić pozornie podwójną gwiazdę y i 6 Equulei pod warunkiem, że powietrze jest przejrzyste. Wtedy w pobliżu gwiazdy y Equ- ulei o jasności 4m,8 widać 6 Equulei o jasności tylko 6m,0. Zresztą, gwiazdy te są od siebie odległe o 6', co odpowiada 1/5 średnicy tarczy Księżyca. Jednak gdy oglądamy y Equulei przez lunetę o średnicy obiektywu 15 cm lub więcej, wówczas widać w odległości 2" od niego składnik słabszy jedenastej wielkości. 5 Equulei o jasności 4m,5 składa się z dwóch gwiazd piątej wielkości oddalonych od siebie tylko o 0,3". Gwiazdozbiory letnie 115 Pegaz Pegasus (gen. Pegasi} skr. Peg Pegaz, według greckiego mitu skrzydlaty koń, powstał z krwi Meduzy ściętej przez Perseu- sza. Na niebie wyobrażono sobie Pegaza jako odwróconego do góry nogami. Jego pysk znaj- duje się koło gwiazdy L Pegasi, podczas gdy nogi umieszcza się odpowiednio przy a i j? Pe- gasi oraz y Pegasi i Mapa Wieloryba dalone od siebie o 13,6". v Ceti ma jasność 5m,0, a w odległości 7,8" składnik słabszy o jasności 9m,8, który można zobaczyć przez lunetę o średnicy powyżej 10 cm. W Wielorybie znajduje się gwiazda, którą pier- wszą odkryto jako zmienną. Jest to o Ceti czyli Mira, (Cudowna). Odkrył ją 13 sierpnia 1596 r. holenderski astronom David Fabricius, ale do- piero w ciągu następnego roku zdał sobie sprawę, że jest to gwiazda o zmiennej jasno- ści. Dziś wiemy już, że Mira jest głównym reprezentantem licznej grupy gwiazd zmiennych długookresowych, mianowicie pul- sujących czerwonych olbrzymów. Średni okres Miry wynosi 331 dób, ale w trakcie tego okresu również występują wahania jasności. W maksimum Mira osiąga z reguły trzecią lub czwartą wielkość, czasami jednak nawet dru- gą lub pierwszą, natomiast w minimum jas- ność spada do dziewiątej lub dziesiątej wiel- kości. Tak więc w maksimum bez trudu widzi- my Mirę gołym okiem, zaś w minimum potrze- ba lunety o średnicy co najmniej 5 lub 6 cm, by dostrzec słabiutką gwiazdkę. Mira znajduje się w odległości około 220 lat świetlnych. W minimum ma jasność absolutną nieco słab- szą od naszego Słońca, natomiast w przecięt- nym maksimum osiąga 250-krotną jego ja- sność. Mając średnicę 550 milionów km jest ona 400 razy większa od Słońca, a w mak- simum pulsacji nawet 500 razy. Godna uwagi jest także galaktyka spiralna M 77, która znajduje się w odległości 1° na południowy zachód od S Ceti. Ponieważ jej jasność nieznacznie wykracza poza dziesiątą wielkość jest widoczna tylko przez większe lunety amatorskie. Inną galaktyką jest NGC 247 jedenastej wielkości. NGC 246 jest mgła- wicą planetarną o jasności 8m,5. Andromeda Andromeda (gen. Andromedae) skr. And Księżniczka Andromeda z Etiopii była córką Cefeusza i Kasjopei. Miała być, zakuta w łań- cuchy i oddana na pożarcie Wielorybowi, aby odwieść go od zamiaru zatopienia kraju ogro- mną falą, lecz w końcu uratował ją Perseusz. Gwiazda główna gwiazdozbioru, ot Andro- medae, jest równocześnie lewą górną gwiaz- dą tak zwanego kwadratu Pegaza, choć wedle obecnej konwencji tworzenia gwiazdozbiorów do niego nie należy. Staroarabska nazwa Al- ferac czyli „Bark Konia" przypomina o są- siedztwie Pegaza. Częściej jednak używa się dla tej gwiazdy nazwy Sirra oznaczającej „Pę- pek" (Andromedy). W licznych starych przed- stawieniach Andromedy gwiazdy łańcucha: a, /S i 7 stanowiły tylko dolną część tułowia, nogi i stopy etiopskiej księżniczki, podczas gdy gó- rna część ciała obejmowała kwadrat Pegaza. Jeżeli potraktować kwadrat Pegaza i łańcuch wspomnianych trzech gwiazd geometrycznie, to otrzymamy na niebie rodzaj „ogromnego wozu", który jednak należało zastąpić Wielkim Wozem w pobliżu północnego bieguna niebie- skiego. Sirra ma jasność 2m,1 i znajduje się w odleg- łości 120 lat świetlnych. j5 Andromedae ma również nazwę arabską Mirach, co oznacza „Przepaska", ten czerwony olbrzym ma dla nas jednakową jasność jak Sirra, lecz jest odległy tylko o 75 lat świetlnych. 126 •/ Andromedae nazywa się często Alamak, co oznacza „Ryś Pustynny". Jej odległość wynosi około 260 lat świetlnych. Alamak jest, być mo- że, najpiękniejszą gwiazdą podwójną nieba jesiennego. Obok pomarańczowej gwiazdy głównej o jasności 2m,3 widzimy niebieskawy składnik słabszy o jasności 5m,1 w odległości 10", a więc do rozdzielenia gwiazdy wystarczy już luneta 5-centymetrowa. Składnik słabszy jest zresztą sam ciaśniejszą gwiazdą podwój- ną o czasie obiegu 61 lat, a odległość kątowa jest tak mała, że do ich rozdzielenia nie wy- starcza luneta amatorska. W gwiazdozbiorze Andromedy są jeszcze inne gwiazdy podwójne warte poszukania, % An- dromedae składa się z gwiazdy głównej o jas- ności 4,5 i składnika słabszego o jasności 8m,8, a obie gwiazdy są oddalone od siebie o 36", do ich rozdzielenia wystarczy więc lune- ta 6-centymetrowa. Nieco słabszą gwiazdą podwójną jest w An- dromedae, w której składnik główny ma jasność 4m,9, a w odległości 119" od niego znajduje się gwiazdka dziesiątej wielkości, którą można zo- baczyć przez lunetę 6-centymetrową; jest to jed- nak gwiazda optycznie podwójna. Godną uwagi gwiazdą zmienną jest w tym gwiazdozbiorze R Andromedae. Jest to gwiaz- da zmienna długookresowa podobna do Miry w Wielorybie. W maksimum osiąga ona wiel- kość od piątej do siódmej, a w minimum słab- nie do czternastej lub nawet piętnastej. Jej okres trwa przeciętnie 409 dób. Jednak niewątpliwie najważniejszym obiek- tem Andromedy jest Wielka Mgławica Andro- medy (M 31). Odnajdziemy ją z łatwością idąc od gwiazdy Sirrah o dwie gwiazdy na północ- ny zachód , przez <5 Andromedae aż do |5 An- dromedae czyli Miracha. Stamtąd idziemy przez dwie nieco słabsze gwiazdy ku północ- nemu zachodowi: n i v Andromedae. Zaraz w prawo powyżej w ciemną noc przy dobrej widoczności widzimy nawet gołym okiem po- dłużną rozmytą plamkę. Jest to najdalszy obiekt, który możemy zobaczyć bez przyrzą- dów optycznych: Mgławica Andromedy jest od nas odległa o bądź co bądź 2,3 miliony lat Mapa Andromedy Gwiazdozbiory jesienne świetlnych. Jej średnica wynosi 150000 lat świetlnych. Gołym okiem widzimy tylko ja- śniejszą środkową część tej galaktyki spiral- nej. To samo dotyczy obserwacji z użyciem małej lunety. Dopiero w silniejszych przyrzą- dach ukazują się skrajne ramiona. Zauważa się wtedy występujące od czasu do czasu gwiazdy nowe (w 1885 r, w Mgławicy Andro- medy pokazała się nawet supernowa o sym- bolu S Andromedae, która urosła do szóstej wielkości i można ją było zobaczyć nieomal gołym okiem). Najjaśniejsze gwiazdy Mgławicy Andromedy osiągają jasność jedynie rzędu 18m i dlatego można je identyfikować tylko na zdję- ciach o długim czasie ekspozycji uzyskanych w naszym wieku za pomocą najpotężniejszych teleskopów. Odkrywa się przy tym wewnątrz i wokół tej mgławicy typy obiektów, do których przyzwyczailiśmy się również w naszym układzie Drogi Mlecznej: gwiazdy zmienne (głó- wnie cefeidy), otwarte gromady gwiazd, groma- dy kuliste, mgławice jasne i ciemne itd. Masa Mgławicy Andromedy wynosi 370 miliar- dów mas Słońca. Względem naszego Słońca przybliża się ona z prędkością 297 km/s. Jest ona bardzo podobna do naszego układu Drogi Mlecznej nie tylko pod względem wielkości, lecz i kształtu, a w dodatku ona i M 33 w gwia- zdozbiorze Trójkąta są najbliższymi nam mgławicami spiralnymi. Mgławicę Andromedy widzimy pod ostrym kątem do płaszczyzny tej galaktyki spiralnej i dlatego jej zarys wydaje się nam nie kolisty, lecz eliptyczny. Podobnie jak nasz układ Drogi Mlecznej ma dwa słab- sze składniki: Wielki i Mały Obłok Magellana, tak i Mgławicy Andromedy towarzyszą dwie galaktyki eliptyczne, które można jednoznacz- nie zidentyfikować za pomocą małej lunety. Jedna z nich, o oznaczeniu katalogowym NGC 205, jest bardziej eliptyczna, a jej jasność wynosi około 9m,4, podczas gdy druga mgła- wica o symbolu katalogowym M 32 jest prawie kulista, a jej jasność jest nieco większa, bo 8m,7. Średnice tych mgławic wynoszą od- powiednio 5400 i 2400 lat świetlnych, a do ich obserwacji potrzebna jest luneta o średnicy powyżej 10 cm. Ostatnio odkryto kilka dal- szych składników Mgławicy Andromedy poło- żonych nieco dalej od środka układu i tak słabych, że do ich obserwacji potrzebne są duże teleskopy. Te dodatkowe składniki mgła- wicy Andromedy oznaczono symbolami And I, And II i And III; ich średnice wynoszą zaledwie 3000 lat świetlnych. W północnych rejonach środkowej Europy i w północnej Europie Mgławica Andromedy jest okotobiegunowa, to znaczy, że nigdy nie znika pod horyzontem. Mimo to najdogodniej jest obserwować ją jesienią, zwłaszcza w go- dzinach wieczornych, gdyż wznosi się ona w okolice zenitu. Wtedy udaje się czasem dostrzec Mgławicę Andromedy gołym okiem nawet na rozświetlonym niebie wielkomiej- skim. We wschodniej części gwiazdozbioru znajduje się spiralna galaktyka NGC 891 o jasności 10m,5, jej odległość jest niepewna, powinna jednak wynosić od 20 do 40 milionów lat świet- lnych. O 5° na na południowy zachód od y An- dromedae znajduje się otwarta gromada gwiazd NGC 752. Ponieważ jej najjaśniejsze gwiazdy osiągają tylko dziewiątą wielkość, to obiekt można obserwować dopiero lunetą o średnicy powyżej 8 cm, a czasem można ją dostrzec nawet przez wyjątkowo silną lornet- kę. Ogółem obejmuje ona 70 gwiazd. NGC 7662 jest mgławicą planetarną w odległo- ści około 1800 lat świetlnych. Jej jasność wy- nosi około 8m,6, a zatem jest widoczna w lune- cie o średnicy od 6 do 8 cm. Gwiazda central- na ma jasność tylko 12m,5. Mgławica Andromedy i jej otoczenie (u góry), Mgławica Andromedy z obiema mgławicami eliptycznymi M 32 i NGC 205 (poniżej, pół- noc jest z prawej) 128 Baran Aries (gen. Arietis) skr. Ari > Mapa Barana i Trójkąta Gwiazdozbiór Zodiaku Baran wiąże się z dzie- ćmi greckiej bogini chmur Nefele: Friksosem i Helle. Miały one być złożone w ofierze, jed- nak uprowadził oboje złoty baran. Helle rzuci- ła się wtedy w morze, a Friksosa uratowano. Trójkąt Triangulum (gen. Trianguli) skr. Tri Gwiazdozbiór ten był znany już w starożytno- ści; uważano go za symbol delty Nilu i dowód szacunku dla wiedzy Aleksandryjczyków. Jest on złożony z niewielu gwiazd i tkwi między Andromedą a Baranem. Główną jego gwiaz- dę, a Trianguli, z rzadka nazywa się Elmatua- let lub Mothallah; ta arabska nazwa oznacza „Wierzchołek Trójkąta". Jej jasność wynosi 3m,6, a odległość 65 lat świetlnych, j? Trianguli jest nawet nieco jaśniejsza (3m,0), a leży w od- ległości 140 lat świetlnych. Gwiazda i Trianguli jest podwójna, jej składniki mają jasności 5m,4 i 7m,0, a odległe są o 3,8". Do ich rozdzielenia potrzebna jest luneta o śred- nicy około 8 cm lub więcej. R Trianguli jest gwiazdą zmienną długookresową o okresie oko- ło 266 dób. W maksimum osiąga on piątą lub szóstą wielkość, w minimum maleje do 12m. Gwiazda główna, i Arietis, ma nazwę arabską Hamal („Baran"), a czasem nazywa się ją również Elnath („Bodący Rogiem"). Jej ja- sność wynosi 2m,2, a odległość 75 lat świetl- nych, y Arietis jest gwiazdą podwójną, którą można rozdzielić nawet za pomocą lunety 5- -centymetrowej. Oba składniki mają jasności 4m,7 i 4m,8, a więc prawie jednakowe, a ich odległość wynosi 8,2". Podwójna jest również e Arietis. W tym przypadku jasności wynoszą 5m,3 i 5m,5, ale odległość wynosi tylko 1,4" i wobec tego do ich rozdzielenia potrzebna jest luneta o średnicy powyżej 10 cm. W zachodniej części gwiazdozbioru znajduje się mgławica spiralna M 33 odległa od nas o tyle samo, co Mgławica Andromedy, miano- wicie 2,3 miliony lat świetlnych, a mimo to nie jest łatwa do odnalezienia na niebie. Wpraw- dzie jej jasność jest dość znaczna: 6m,8, jed- nak jest ona bardzo rozciągnięta w płaszczyź- nie i dlatego można ją odszukać dopiero za pomocą bardzo silnej lornetki lub lunety o śre- dnicy co najmniej 6 cm przy możliwie małym powiększeniu. Konieczna jest przy tym ciemna noc i duża przejrzystość powietrza. Średnica M 33 zwanej często „Mgławicą Trój- kąta" wynosi 60000 lat świetlnych. Na zdję- ciach możemy zauważyć, że ukazuje się nam ona prawie pionowo od góry. Mgławica An- dromedy, nasz układ Drogi Mlecznej i M 33 są jedynymi galaktykami spiralnymi w tak zwanej gromadzie lokalnej rozciągającej się na odle- głość do 3 milionów lat świetlnych. Wszystkie inne galaktyki tej grupy są eliptyczne lub nie- regularne. Mgławica spiralna M 33 (zachód jest z prawej) 130 jesienne Andromeda + 30° + 20° Baran Ryba Południowa Piscis Austrinus (gen. Piscis Austrini) skr. PsA się 23 lata świetlne od nas. Świeci on 14 razy silniej niż Słońce. /) Piscis Austrini jest gwiazdą podwójną moż- liwą do rozdzielenia nawet za pomocą dobrej lornetki. Składnik główny ma jasność 4m,4, składnik słabszy 7m,5, a znajduje się on w od- ległości 30,3". Trudniej jest za to rozdzielić •/ Piscis Austrini. W tym przypadku gwiazdy mają jasności 4m,5 i 8m,1, ale ich odległość wynosi tylko 4,3" i dlatego do ich rozdzielenia Nazwa gwiazdozbioru nawiązuje do opowieś- potrzeba lunety co najmniej 10-centymetrowej. ci, jak ryba uratowała przed utonięciem egips- W przypadku e Piscis Austrini oba składniki ką boginię Izydę. W środkowej Europie można mają jasności 5m,5 i 6m,5, lecz z powodu go obserwować tuż nad horyzontem, a w pół- odległości wynoszącej tylko 1,6" potrzebna nocnej jest zupełnie niewidoczny. Gwiazda jest i tu luneta ponad 10-centymetrowa, rzadko i Piscis Austrini nosi staroarabską nazwę Fo- spotykana u początkującego amatora, malhaut, co oznacza „Pysk Ryby". Czasami można przeczytać nazwę Difda co oznacza „Żaba". Fomalhaut ma jasność 1m,2 znajduje Rzeźbiarz Sculpłor (gen. Sculptoris) skr. ScI Rzeźbiarza jako gwiazdozbiór umieścił na nie- bie Lacaille dopiero w 1752 r., a pierwotna nazwa brzmiała „Pracownia Rzeźbiarza". Ob- serwator w środkowej Europie może zobaczyć Rzeźbiarza tylko nieco ponad horyzontem, po- dobnie jak Rybę Południową, a w północnej Europie jest on niewidoczny. Gwiazda i Sculp- toris ma jasność tylko 4m,4 i jest odległa o prawdopodobnie 270 lat świetlnych, s Sculp- toris jest gwiazdą podwójną, której składniki mają jasności 5m,4 i 9m,4 i znajdują się w od- ległości 4,7", a do ich rozdzielenia potrzeba lunety przeszło 10-centymetrowej. Na południowym skraju gwiazdozbioru znajdu- je się galaktyka NGC 55, mgławica spiralna widoczna z Ziemi prawie dokładnie od strony krawędzi. Jest ona odległa o 7,5 do 10 milio- nów lat świetlnych, a jej rzeczywista średnica wynosi 70000 lat świetlnych. Ponieważ ma jasność 7m,8, można ją dostrzec akurat w lu- necie o średnicy 6 cm pod warunkiem, że miejsce obserwacji jest wysunięte możliwie na południe, dzięki czemu mgławica znajduje się dostatecznie wysoko nad horyzontem. Również NGC 253, położona prawie na pół- nocnym skraju gwiazdozbioru, jest podłużną galaktyką spiralną. Jej jasność wynosi około 132 7m,0 i liczni obserwatorzy uważają, że po Mgławicy Andromedy jest ona najłatwiejszym do zaobserwowania obiektem tej kategorii. Is- totnie, można ją dostrzec jako rozmytą plamkę już przy użyciu dobrej lornetki. Jej odległość od Ziemi jest zbliżona do odległości NGC 55. Obie te galaktyki wraz z kilkoma innymi obiek- tami, jak na przykład NGC 300, 7793 i NGC 247 w Wielorybie, tworzą grupę powiązaną ze so- bą w przestrzeni, którą nazywa się czasem „Gromadą Rzeźbiarza" lub „południową bie- gunową grupą galaktyczną" NGC 288 jest gromadą kulistą o jasności 7m,2 położoną w odległości około 40000 lat świetl- nych i można ją zobaczyć nawet przez silną lornetkę. Około 4° na południe od gwiazdy a Sculptoris znajduje się środek tak zwanej Gromady Rzeźbiarza; jest to karłowata galak- tyka eliptyczna odległa o 270000 lat świetl- nych; uchwytna tylko fotograficznie przy uży- ciu dużych teleskopów. Mapy Ryby Południowej i Rzeźbiarza -40" I Ryba Południowa Rzeźbiarz 133 Erydan Ehdanus (gen. Eridani] skr. Eri W mitologii greckiej Erydan jest rzeką świata podziemnego. Gwiazdozbiór ten można oglą- dać późną jesienią i wczesną wiosną, zwłasz- cza wieczorem. W środkowej Europie i bar- dziej na północy niewidoczne są jego po- łudniowe fragmenty, a nawet w obszarze śród- ziemnomorskim część gwiazdozbioru jest po- niżej horyzontu. Najważniejszymi gwiazdami są w nim « Eridani czyli Achernar, co po arabsku znaczy „Koniec Rzeki". Achernar znajduje się na południowym skraju gwiazdo- zbioru, a jest widoczny dopiero w północnej Afryce i bardziej na południe; ma on jasność 0m,5 i znajduje się w odległości 120 lat świetl- nych, a jasnością bezwzględną 650 razy prze- wyższa Słońce. Druga pod względem jasności gwiazda, J? Eridani, nazywa się również Cursa czyli „Przedni Podnóżek". W przeciwieństwie do Achernara znajduje się ona na północ- no-zachodnim skraju gwiazdozbioru, zaledwie o 3° na północny wschód od Rigela Oriona. Jej odległość wynosi 80 lat świetlnych. W dawniej- szych wyobrażeniach zaliczano tę gwiazdę o jasności 2m,9 jeszcze do Oriona. To samo dotyczy położonych w sąsiedztwie /. i \ji Erida- ni. 9 Eridani jest piękną gwiazdą podwójną. Oba składniki mają jasności 3m,5 i 4m,5 i znaj- dują się w odległości 8,2", a do ich rozdziela- nia wystarczy luneta 5-centymetrowa. Nie mo- żna jej jednak oglądać w środkowej Europie ze względu na położenie za daleko na połu- dniu, jest to możliwe dopiero w południowej Europie. Na szczególną uwagę zasługuje o2 Eridani, jedna z najbliższych nam gwiazd. Odległa jest o 16,2 lata świetlne, a ponadto jest gwiazdą złożoną: obok składnika głównego o jasności 4m,5 znajduje się w odległości 83" składnik słabszy o jasności 9m,5, który dobrze widać przez lunetę o średnicy 8 cm. Słabszą gwiaz- dę okrąża w ciągu 248 lat kolejny składnik słabszy o jasności 11m,1. Pod koniec XX wieku odległość między tymi gwiazdami będzie tak wielka, że do ich rozdzielenia wystarczy lune- ta o średnicy 12 cm; w 1985 r. wynosiła ona 9,0", a w 2000 r. wyniesie 9,3". Inną gwiazdą podwójną, do której rozdzielenia wystarczy luneta o średnicy 5 cm, jest 32 czyli w Eridani, jej składniki o jasnościach 5m,0 i 6m,9 są od siebie oddalone o 6,9". Gwiazdozbiór Erydan zawiera w części poło- żonej dalej na północ mgławicę planetarną, którą można znaleźć dopiero za pomocą lune- ty o średnicy powyżej 10 cm. Jej symbolem katalogowym jest NGC 1535, a jasność wynosi 7m Gwiazda centralna ma jasność 11m,8, lecz mimo to można ją ujrzeć przez lunetę 15-cen- tymetrową. Odległość do niej wynosi około 2200 lat świetlnych. Ponadto w Erydanie wy- stępuje większa liczba galaktyk, z których naj- jaśniejszym obiektem (10m,2) jest NGC 1291. W odległości około 3° na północ od gwiazdy i4 Eridani znajduje się słynna mgławica spiralna z poprzeczką: NGC 1300, co prawda trudna do zaobserwowania lunetą amatorską. W tym przypadku jądro mgławicy spiralnej jest roz- szerzone w postać belki, a od jej końców rozchodzą się pod kątem prostym ramiona spirali. Całkowita jasność obiektu wynosi 11m,3. NGC 1332 i 1407 są galaktykami elip- tycznymi; ich jasności mieszczą się między wielkościami jedenastą a dwunastą. Mapa Erydana 134 jesienne Mały Wąż Wodny 135 Piec Fornax (gen. Fornacis) skr. For Ten gwiazdozbiór złożony z niewielu słab- szych gwiazd wprowadził dopiero w XVIII wie- ku Lacaille. Znajduje się on tak daleko na południu, że w północnej Europie jest niewido- czny, a i w środkowej jedynie czasem wycho- dzi na południu tuż ponad horyzont. Gwiazda główna gwiazdozbioru, a Fornacis, ma jasność 3m,9 i jest oddalona o 40 lat świetl- nych. Jest ona gwiazdą podwójną, jej okres obiegu jest niepewny. Składnik słabszy ma jasność 5m,8. Pod koniec wieku jest możliwe ich rozdzielenie przy użyciu lunety o średnicy 6 cm, gdyż w 1985 r. ich odległość kątowa wynosiła 3,1". Za pomocą lunety o średnicy 5 cm można rozdzielić także w Fornacis. W tym przypadku składnik silniejszy ma jas- ność 4m,9, składnik słabszy 7m,0, a odległość kątowa wynosi 10,8". Dość dokładnie w środku gwiazdozbioru znajduje się tak zwany układ Fornax. Podobnie jak w przypadku układu Sculptor w gwiazdozbiorze Rzeźbiarza jest to galaktyka, którą zaliczamy do naszej lokalnej Żuraw Grus (gen. Gwis) skr. Gru Ten gwiazdozbiór wprowadził w 1603 r. J. Bayer. Obejmuje on gwiazdy przeciętne i sil- niejsze; jest niewidoczny w środkowej i pół- nocnej Europie, natomiast mogą go obserwo- wać mieszkańcy południowej Europy, gdzie widać go na południu tuż nad horyzontem. Główna jego gwiazda, a Gruis, ma nazwę ara- bską Alnair, co oznacza „Jasna". Jego jas- grupy galaktyk. Całkowita jasność tego elipty- cznego układu mieści się w dziewiątej wielko- ści, jednak z powodu wielkiej rozległości ukła- du (średnica dwukrotnie większa niż tarczy księżyca!) jasność powierzchniowa jest tak mała, że można go stwierdzić tylko fotografi- cznie. Jego odległość od Ziemi wynosi około 1 miliona lat świetlnych. Układu Fornax nie należy mylić grupą galaktyk lub mgławic Pieca, który jest znacznie ba- rdziej oddalony. Należą do niej między innymi mgławice NGC 1316 i 1380, z których jaśniej- sza jest ta pierwsza zaliczana do dziesiątej wielkości. Ogółem ta grupa mgławic obejmuje 18 galaktyk w odległości około 55 milionów lat świetlnych. > Mapy Pieca i Żurawia ność wynosi 1m,8, a odległość 65 lat świetl- nych. Duża jest też jasność JS Gruis, 2m,2. Jest ona czerwonym olbrzymem odległym o około 280 lat świetlnych. Do jaśniejszych gwiazd na- leży jeszcze y Gruis, 3m,2. Gwiazdy <5, i óz Gruis można traktować jako gwiazdę podwójną, którą da się rozdzielić na- wet gołym okiem, gdyż ich odległość kątowa wynosi ponad 12' czyli pół tarczy Księżyca. Prawdziwą gwiazdą podwójną jest 9 Gruis, którą zresztą można rozdzielić dopiero lunetą o średnicy ponad 5 cm. Tutaj składniki mają jasności 4m,5 i 7m,0, a ich odległość wynosi 14". W północno-zachodniej części gwiazdozbioru znajduje się kilka galaktyk, o jasnościach tak małych, że aby je chociaż dostrzec potrzeba największych lunet amatorskich. Do jaśniej- szych obiektów należą NGC 7410, 7424, 7552 i 7590; wszystkie one są mgławicami spiral- nymi. 136 Rylec Caelum (gen. Caeli] skr. Cae > Mapy Rylca i Feniksa Ten gwiazdozbiór wprowadził w 1752 r. N. L. Lacaille. W północnej Europie jest on niewido- czny, a w środkowej udaje się zobaczyć na południu tylko jego północną część tuż nad horyzontem wieczorami późną jesienią i wczesną zimą, a część najbardziej południo- wą widać dopiero w południowej Europie. Po- wierzchnia gwiazdozbioru jest niewielka i za- wiera on tylko słabsze gwiazdy. Jasność gwiazdy głównej, a Caeli, wynosi 4m,5, a odległość - 72 lata. Jest ona gwiazdą podwójną: w odległości 6,6" od niej znajduje się składnik słabszy trzynastej wielkości, który ze względu na jego słabość można odszukać tylko przez duży teleskop. Również y Caeli jest gwiazdą podwójną: składnik silniejszy ma jas- ność 4m,7, składnik słabszy 8m,5 i jest odległy od gwiazdy głównej o 2,9". I tu do rozdzielenia potrzeba dużej lunety z powodu znacznej róż- nicy jasności i małej odległości kątowej. Feniks Phoenix (gen. Phoenicis) skr. Phe Ten gwiazdozbiór wprowadził J. Bayer dopie- ro w 1603 r. Jest on niewidoczny w północnej i środkowej Europie, natomiast jasne gwiazdy jego północnej części widoczne są tuż nad horyzontem na południu dla obserwatorów w południowej Europie. Gwiazda główna gwiazdozbioru, a Phoenicis, ma jasność 2m,4 znajduje się w odległości 76 lat świetlnych, fi Phoenicis jest gwiazdą po- dwójną: składnik silniejszy ma jasność 3m,3, składnik słabszy 4m,1, jednak ich rozdzielenie jest możliwe dopiero lunetą o średnicy ponad 10 cm z powodu małej odległości -1,3". J Phoenicis jest gwiazdą zmienną zaćmienio- wą: w okresie 1,67 doby, wykazuje wahania jasności od 3m,9 do 4m,4 i można je dobrze obserwować nawet gołym okiem. Ponadto jest ona gwiazdą optycznie podwójną, gdyż w od- ległości 6,4" od niej można zobaczyć w lune- cie o średnicy 7 cm gwiazdę ósmej wielkości. W odległości zaledwie 0,8" znajduje się kolej- ny składnik słabszy siódmej wielkości, lecz nie da się go odszukać za pomocą lunety amatorskiej. i Phoenicis jest gwiazdą podwójną możliwą do rozdzielenia przy użyciu lunety o średnicy ponad 8 cm. Gwiazda główna ma jasność 6nr składnik słabszy 10m, a odległość między nimi 13,2". ij Phoenicis ma jasność 7m,0, a w odleg- łości 19,8" od niego znajduje się składnik słab- szy jedenastej wielkości, widoczny tylko w lu- necie co najmniej 10-centymetrowej. W Feniksie nie występują jaśniejsze gromady gwiazd ani mgławice możliwe do obserwowa- nia mniejszymi lunetami. 138 lesienne 139 Orion Orion (gen. Orionis) skr. Ori > Mapa Oriona Orion jest chyba najpiękniejszym i najefektow- niejszym gwiazdozbiorem na całym niebie. Wyróżniają się obie gwiazdy stanowiące jego barki, Betelgeuse i Bellatrix, trzy gwiazdy pa- sa i obie gwiazdy stanowiące stopy; prawa ma nazwę Rigel. Zwracają uwagę nawet gwiazdy na prawym, zachodnim skraju gwiazdozbioru przedstawiające tarczę. To samo odnosi się do gwiazdy i Orionis w głowie i „pochwy miecza" poniżej gwiazd pasa. Według mitu greckiego myśliwy Orion chlubił się, że może pokonać każde zwierzę. Dlatego doszło do zaciętej walki między nim a Skorpionem, a bo- gowie przenieśli Oriona i Skorpiona na niebo w przeciwne miejsca sklepienia niebieskiego tak, że nie mogą ukazać się na horyzoncie równocześnie. Mit mówi dalej, że Odyseusz spotkał Oriona podczas swojej wyprawy do świata podziem- nego. Orion uchodził również za wielkiego podróżnika, a dzięki swej sile za dobroczyńcę ludzi, Orion miał trzech ojców: Zeusa, Posej- dona i jeszcze jednego, albo Hermesa, albo Aresa, albo Apollina. Mógł on nawet kroczyć po morzu. Nazwa głównej gwiazdy Oriona brzmi Betel- geuse. To staroarabskie słowo, możliwe, że z czasem nieco zniekształcone, oznacza „Bark". Jasność Betelgeuse wynosi średnio około 0m,7, jednak zmienia się prawie niere- gularnie w granicach kilku dziesiątych wielko- ści gwiazdowej, a w skrajnych przypadkach osiąga 0m,2. W tych przypadkach Betelgeuse bywa jaśniejsza niż Rigel, podczas gdy z regu- ły jest odwrotnie. Czasami jej okres wynosił 5,7 lat. Betelgeuse znajduje się w odległości 520 lat świetlnych od nas, choć tę wielkość należy traktować ostrożnie. Jest ona czerwo- nym olbrzymem, co łatwo poznać po barwie, ma średnicę niemal 700 razy większą, a jas- ność absolutną średnio 10000 razy większą niż nasze Słońce. J? Orionis ma także nazwę arabską: Rigel, co oznacza „Stopa". Jej jasność wynosi 0m,3, a odległość od nas około 900 lat świetlnych, jednak i ta wartość jest niezbyt pewna. Rigel jest około 50 razy większy i 57000 razy jaś- niejszy od Słońca. Przy użyciu lunety o śred- nicy ponad 15 cm widzimy w odległości 9,4" od niego składnik słabszy o jasności 6m,7. Nie- stety, ich rozdzielenie znacznie mniejszą lune- tą nie udaje się z powodu zbyt wielkiej różnicy jasności. Łatwiej jest natomiast rozdzielić ó Orionis, prawą gwiazdę pasa. Wystarczy do tego luneta 5-centymetrowa, gdyż składnik główny ma jasność 2m,4, składnik słabszy 6m,8, a ich odległość wynosi 53". Tak więc b Orionis należy do najłatwiejszych do rozdzielenia gwiazd podwójnych na niebie. Jest to prawdopodobnie prawdziwa para gwiazd, choć oba składniki są od siebie odleg- łe o prawie pół roku świetlnego, a wobec tego okres wzajemnego obiegu wynosi przypu- szczalnie ponad milion lat. Szczególnie piękna jest a Orionis, gwiazda położona tuż poniżej lewej gwiazdy pasa, już za pomocą dość nie- wielkiej lunety można stwierdzić, że jest gwia- zdą poczwórną. Jasności tych gwiazd lokują je w czwartej, dziesiątej, siódmej i szóstej wiel- kości, a odległości wynoszą 11,13 i 41". Tylko do obserwacji składnika dziesiątej wielkości konieczna jest luneta o średnicy 8 cm, pozo- stałe widać nawet w lunecie 5-centymetrowej. Naprawdę a Orionis jest nawet gwiazdą pię- ciokrotną, gdyż w odległości 0,2" od najja- 140 śniejszej gwiazdy znajduje się jeszcze jeden składnik szóstej wielkości. Jest oczywiste, że gwiazdozbiór tak rozległy jak Orion, a w dodatku położony na obszarze Drogi Mlecznej, zawiera wiele innych gwiazd podwójnych nadających się do obserwacji mniejszymi przyrządami. Można jeszcze wskazać choćby /. Orionis, której składniki ma- ją jasności 3m,7 i 5m,6 i znajdują się w odleg- łości 4,4" oraz i Orionis złożoną z dwóch gwiazd o jasnościach 2m,9 i 7m,4 odległych o 11,4". Łatwo można również rozdzielić p Orionis, w której odległość wynosi 7,0", a ja- sności 4m,6 i 8m,6. I Orionis, lewa gwiazda pasa, jest gwiazdą potrójną. Obok głównej gwiazdy drugiej wielkości znajduje się w od- ległości 2,1" gwiazda o jasności 4m,2, a w od- ległości 57" gwiazda dziewiątej wielkości. Najwspanialszym obiektem w gwiazdozbiorze jest jednak słynna Wielka Mgławica Oriona położona w „pochwie miecza" myśliwego. Ma ona symbol katalogowy M 42 i znajduje się w odległości 1600 lat świetlnych od nas. Choć niektórzy obserwatorzy twierdzili, że widzieli tę mgławicę gołym okiem, to oczywiście nie musi to być prawdą. Człowiek zbyt łatwo daje się zwieść kilku blisko siebie położonym gwia- zdkom i dopatruje się w nich prawdziwej mgławicy. Natomiast ciemną nocą i w przej- rzystym powietrzu nietrudno jest dostrzec tę mgławicę nawet za pomocą lornetki teatralnej, nie mówiąc o polowej. Na zdjęciach wykonanych przy długiej ekspo- zycji ukazuje się ogromna mgławica, na pozór „migocząca" jak ogień w kominku. Jednak, co oczywiste, nic nie porusza się w Wielkiej Mgławicy Oriona tak szybko. Ponadto takie zdjęcia ukazują również zewnętrzne, słabiej świecące jej części, raczej niewidoczne przy obserwacji wizualnej. W każdym razie całko- wita średnica tej mgławicy wynosi co najmniej 50 lat świetlnych. Przy użyciu lunety o śred- nicy ponad 8 cm można rozpoznać pewne jej elementy strukturalne, na przykład ciemny twór, który wcina się w masę mgławicy od północy. W środku mgławicy znajduje się kilka jaśniejszych gwiazd, a cztery spośród nich ułożono w kształt „trapezu w Orionie". Jedna z nich jest widoczna gołym okiem i ma symbol 9 Orionis. Mgławica Oriona jest sztanda- rowym przykładem stadium narodzin nowych 142 gwiazd, których powstawanie odbywa się na naszych oczach. Gwiazdy już zdolne do świe- cenia mają dopiero 10000 czy 100000 lat, a ró- żnorodne obiekty promieniujące podczerwień wskazują na „protogwiazdy" czyli gwiazdy akurat w stanie powstawania. Tuż na południe od gwiazdy J Orionis znajduje się inna słynna mgławica, tak zwana Mgławi- ca Koński Łeb. Jest to mgławica ciemna, w praktycznie takiej samej odległości jak Wiel- ka Mgławica Oriona. Niestety, z reguły jest ona dostrzegalna tylko na zdjęciach, choć nie- którzy obserwatorzy sugerowali, że widzieli ją przy użyciu urządzeń szerokokątnych o bar- dzo wielkiej świetlności. M 43 jest za to mgła- wicą jasną, przypominającą poniekąd oderwa- ny kawałek Mgławicy Oriona. Małą mgławicą jest również M 78 położona około 2,5° na północny wschód od (Orionis. Otwartą gromadą gwiazd jest NGC 2112 za- wierająca 90 słabszych gwiazd, a NGC 2194 w północno-wschodniej części gwiazdozbioru Oriona zawiera około 100 gwiazd od dziesiątej do dwunastej wielkości. Do ich obserwacji po- trzebna jest luneta o średnicy powyżej 8 cm. Jasna Mgławica Oriona (u góry) i ciemna Mgławica Koński Łeb (u dołu). W obu przy- padkach północ jest z lewej strony. Byk Taurus (gen. Tauri) skr. Tau > Mapa Byka Byk jest gwiazdozbiorem zodiakalnym, przez który Słońce przechodzi krótko przed przesile- niem letnim. Dlatego w przeciwnej porze roku, to znaczy w zimie, kiedy przechodzi on przez południk, znajduje się bardzo wysoko na nie- bie w kierunku południowym. Zeus miał się przemienić w byka, aby porwać królewnę Eu- ropę i przenieść ją przez morze na Kretę. Od jej imienia wywodzi się także nazwa naszego kontynentu. Według innej wersji mitu Zeus nie przemienił się sam w byka, lecz wysłał byka, aby bezpiecznie sprowadzić Europę na Kretę. Potem bezpański byk wędrował po Krecie i za- kochał się w królowj Pazife. Z tego związku narodził się Minotaur, potwór z głową byka i tułowiem człowieka. Za ten występek ukarał byka Posejdon; od tego czasu musiał on sza- leć po Krecie plując ogniem. Byka mógł schwytać i sprowadzić do Argos tylko Herku- les, lecz wtedy byk pustoszył Grecję, aż dopie- ro pod Maratonem zwyciężył go ostatecznie heros Tezeusz. Gwiazda główna a Tauri ma również staroara- bską nazwę Aldebaran, co oznacza „Następ- ca", a wskazuje na fakt, że w codziennym ruchu ze wschodu na zachód postępuje ona za Plejadami. Aldebaran jest czerwonym olbrzy- mem, jego jasność obserwowana wynosi 1m,1, 144 a jasność bezwzględna jest 125 razy większa niż Słońca, zaś odległość wynosi 68 lat świetl- nych. Byk obejmuje dwie gwiazdy podwójne, które da się rozdzielić gołym okiem: 9 Tauri składa się z gwiazd o jasnościach 3m,6 i 4m,0 położo- nych w odległości 337", a gwiazdy o Tauri mają jasności 4m,8 i 8m,1 przy odległości kąto- wej aż 429". Do obserwacji przez lornetkę nadaje się również t Tauri, w której składnik główny ma jasność 4m,3, składnik słabszy 7m,2, a odległość wynosi 63". ę Tauri składa się z gwiazd o jasnościach 5m,1 i 8m,7 od- dalonych o 52,1"; i do nich wystarczy dobra lornetka. Jednak najpiękniejszymi obiektami w Byku są obie otwarte gromady gwiazd, Hiady i Plejady. Nazwa Hiady jest starogrecka i oznacza „de- szczowy gwiazdozbiór". Jest to grupa gwiazd w kształcie litery V, która towarzyszy Aldebe- ranowi z prawej strony, czyli od zachodu. Zre- sztą Aldebaran nie należy do Hiad, gdyż leżą one w odległości 130 lat świetlnych, a więc dwa razy dalej. Jądro gromady Hiad ma śred- nicę 8 lat świetlnych, lecz należące do niej gwiazdy można stwierdzić nawet w odległości do 40 lat świetlnych. W przypadku Hiad mamy do czynienia z gromadą ruchomą czyli „stru- mieniem" gwiazd. Wszystkie gwiazdy z gromady Hiad dążą do punktu położonego nieco w lewo w górze, a więc na północny wschód od Betelgeuse w Orionie. Za około 65 milionów lat wszystkie Hiady znajdą się w tym tak zwanym punkcie zbieżności i na koniec znikną w dali. Najjaś- niejszymi gwiazdami Hiad są już wspomniana gwiazda podwójna 9 Tauri oraz s, y i ó Tauri. W północno-wschodniej części gwiazdozbioru Byka znajdują się Plejady. Gołym okiem mo- żemy dostrzec spośród Plejad najczęściej sześć gwiazd: Alkione, Atlasa, Elektrę, Maję, Merope i Tajgete. Przy bardzo dobrej widocz- ności i mając ostry wzrok można jeszcze roz- poznać kilka innych Plejad, przede wszyst- kiem Plejone, Celeno i Asterope I oraz nie nazwaną gwiazdę położoną w północno- -wschodniej części gromady. Plejady obejmu- ją ogółem około 200 gwiazd, które można oglądać za pomocą małej lub średniej lunety. Ich odległość wynosi 410 lat świetlnych. Dzie- więć najjaśniejszych gwiazd rozpościera się na obszarze o wymiarach około 7 lat świetl- nych, a całkowita średnica gromady wynosi około 20 lat świetlnych. Alkione ma w bezpo- średnim sąsiedztwie trzy słabsze gwiazdy, jest więc gwiazdą poczwórną. Plejady są gro- madą ruchomą podobnie jak Hiady, jednak ich Mapa Plejad ruch nie jest tak wyraźny. Wśród najjaśniej- szych Plejad występują głównie niebieskobia- łe nadolbrzymy bez choćby jednego czerwo- nego olbrzyma, zaś wśród Hiad jest kilka czer- wonych olbrzymów, co wskazuje, że Hiady są starsze: wiek Plejad wynosi tylko około 80 milionów lat, zaś Hiad ponad 870 milionów lat. Obie te gromady są najpiękniejszymi groma- dami otwartymi widocznymi gołym okiem na niebie północnym. W silniejszych lunetach wy- glądają one mniej efektownie, gdyż pole wi- dzenia jest wtedy zbyt małe i obejmuje za- wsze tylko fragment gromady. Dlatego do ich obserwacji lepiej nadaje się silna lornetka. Byk zawiera ponadto inne otwarte gromady gwiazd, z których wspomnieć należy dwie le- żące między Aldebaranem i /? Tauri: NGC 1746 położoną bardziej na północ i NGC 1647 poło- żoną bardziej ku południowi. Obejmują one odpowiednio 60 i 30 gwiazd, a obie leżą w od- ległości około 3500 lat świetlnych. We wschodniej części Byka, nieco dalej niż 1° na północny zachód od { Tauri znajduje się jeden z najsłynniejszych obiektów Wszech- świata, mianowicie Mgławica Kraba. Ma on symbol katalogowy M 1. Jest to pozostałość po supernowej, która rozbłysła 5 lipca 1054 r„ a oglądali to przede wszystkiem astrono- mowie chińscy. Musiała ona być jaśniejsza niż 146 Wenus, gdyż była widoczna gołym okiem na- wet w dzień. Odpryski gazowe w Mgławicy Kraba rozprzestrzeniają się jeszcze dziś z prędkością ponad 1000 km/s. Niestety, jej jasność nie jest zbyt wysoka: wynosi 8m,4 i dlatego trudno ją ujrzeć za pomocą lunety amatorskiej, zwłaszcza na rozświetlonym nie- bie wielkiego miasta. Natomiast poza miastem można ją zupełnie dobrze rozpoznać przy uży- ciu lunety o średnicy od 8 do 10 cm. W środku Mgławicy Kraba znajduje się gwiazda neutro- nowa, która jest równocześnie pulsarem, ob- raca się wokół osi w 33 milisekundy i z tą samą częstością odbieramy od tej centralnej gwiazdy promieniowanie widzialne, fale radio- we, promienie rentgenowskie itp. Jednak i tej gwiazdy powstałej w wyniku zapadnięcia się supernowej po wybuchu nie można oglądać za pomocą lunety amatorskiej, gdyż nawet w maksimum osiąga ona zaledwie szesnastą wielkość. Mimo że mgławica Kraba wygląda mało efektownie w lunecie amatorskiej, to jest jednak obiektem niezwykle interesującym w skali kosmosu, który przez wiele lat był przedmiotem badań i dociekań atronomów. Plejady (u góry) i mgławica Kraba (u dołu) Wielki Pies Canis Maior (gen. Canis Maioris) skr. CMa Wielki i Mały Pies uchodzą za towarzyszy polowania niebieskiego myśliwego Oriona i postępują za nim w codziennym obiegu gwiazd ze wschodu na zachód. Wielki Pies jest wysunięty tak daleko na południe, że z trudem można go obserwować w północnej Europie. Dotyczy to szczególnie południowych części gwiazdozbioru, gdzie wyobrażamy so- bie nogi psa. W północnej Skandynawii Wielki Pies jest praktycznie niewidoczny. Gwiazdą główną Wielkiego Psa jest Syriusz czyli a Canis Maioris. Jest on najjaśniejszą gwiazdą obserwowaną z Ziemi. Pochodzenie nazwy jest nie wyjaśnione. Możliwe, że wpro- wadzili ją astronomowie w starożytnej Babilo- nii, a miała oznaczać „Gwiazdę Luku"; słowo oznacza również „Ślizgający się". Czasami nazywa się go „Psią gwiazdą". Jego pierwsze pojawienie się na niebie rankiem po okresie niewidoczności od 2000 do 1000 lat temu zbie- gało się z najgorętszymi dniami w roku. W wy- niku precesji osi Ziemi obecnie Syriusz poja- wia się rankiem na niebie dopiero na początku września. W starożytnym Egipcie jego pierw- szy wschód zbiegał się z początkiem wylewu Nilu. Jasność Syriusza wynosi -1m,5, a odleg- łość 8,5 roku świetlnego, a więc jest on 23 razy jaśniejszy od Słońca. Ma on średnicę 1,8 razy a masę 2,35 razy większą od naszej gwiazdy centralnej. W wyniku temperatury po- wierzchni wynoszącej 10000 K jest on gwiaz- dą niebieskawobiałą. Jest to zaskakujące, gdyż liczne stare świadectwa mówią o czer- wonym Syriuszu. Mogło to wynikać z faktu, że często znajduje się on blisko horyzontu i na skutek działania atmosfery wydaje się bar- dziej czerwony od gwiazd wschodzących wyżej nad horyzont. Jest jednak zdumiewają- ce, że stare doniesienia o „czerwonym Syriu- szu" pochodzą z rejonu Morza Śródziemnego i z północnej Afryki, gdzie Syriusz stoi na niebie znacznie wyżej niż w środkowej Euro- pie. A może stare relacje świadczą o zaist- nieniu prawdziwej przemiany? Syriusz ma składnik słabszy, który obiega go w ciągu 50 lat. Jest on obiektem skrajnie trudnym do ob- serwacji, mimo że odległość obu gwiazd może osiągać 11": jego jasność wynosi tylko 8m,7, a więc różnica jasności obu gwiazd wynosi 10 wielkości i dlatego składnik słabszy Syriusza można z reguły odnaleźć tylko za pomocą większej lunety, zwłaszcza w obecnych latach, kiedy odległość kątowa między obiema gwiaz- dami jest mała: w 1985 r. wynosiła 8,2", w 1990 tylko 4,5", a w 1993 r. osiągnęła minimalną wartość 2,5". Mimo to jest on znanym obiek- tem we Wszechświecie, gdyż był pierwszym odkrytym białym karłem. Jego jasność bezwzględna wynosi tylko 0,0025 słonecznej, a średnica 0,022 słonecznej. Tak więc towa- rzysz Syriusza jest tylko nieznacznie większy od Ziemi. Natomiast jego średnia gęstość wy- nosi 125000 g/cm3. Wnętrze tej gwiazdy jest zbudowane ze zwyrodniałej materii. Białe kar- ły są zdegenerowanymi, skrajnie zagęsz- czonymi gwiazdami, które zakończyły swoją ewolucję. O istnieniu towarzysza Syriusza są wiadomo- ści „na papierze" od 1845 r., kiedy to króle- wiecki astronom Fryderyk Wilhelm Bessel od- krył okresowe zakłócenia ruchu własnego Sy- riusza, które można było wyjaśnić tylko wpły- wem gwiazdy towarzyszącej, jednak ówczes- ne teleskopy nie wystarczały, by ją zobaczyć. Dopiero w 1862 r. amerykański optyk Alvan G. Clark zobaczył tę gwiazdę na własne oczy. Zgodnie z teorią ewolucji gwiazd gwiazda o wielkiej masie przebywa swoją „drogę ży- ciową" znacznie prędzej niż gwiazda o małej masie. Towarzysz Syriusza ma masę tylko nieznacznie przewyższającą masę Słońca, po- trzebowałby więc około 7 miliardów lat, by zwyrodnieć do białego karła, a tymczasem gwiazda główna Syriusz musiałaby osiągnąć Mapa Wielkiego Psa 148 liwiazaozDiory zimowe 149 to stadium znacznie wcześniej jeżeli, jak się zakłada, obie gwiazdy powstały równocześ- nie. Dlaczego więc gwiazda główna nie jest również białym karłem? Prawdopodobnie składnik obecnie słabszy miał niegdyś więk- szą masę, rozdął się przejściowo do rozmia- rów czerwonego olbrzyma, przy czym część jego materii przepłynęła do drugiej gwiazdy, tak że jej masa jest teraz większa. Inną gwiazdą podwójną w Wielkim Psie jest e Canis Maioris zwana również Adara czyli „Panna". Składnik główny ma jasność 1m,5, a słabszy tylko 8m,1 i dlatego mała luneta nie pozwala na ich rozdzielenie mimo dużej od- ległości 8" i potrzeba do tego lunety o śred- nicy powyżej 15 cm. Nie jest również łatwe rozdzielenie t\ Canis Maioris, której składniki 19J8 1950 .i i X i i sekundy kąta jej jasność wynosi 4m,5. W dodatku jest ona gwiazdą potrójną: w odległości 8,2" od niej znajduje się gwiazdka dziesiątej wielkości, a w odległości 14,5" gwiazdka jedenastej wiel- kości. Obie te gwiazdy można obejrzeć przez lunetę o średnicy powyżej 10 cm. : Canis Maioris wyraźnie wyróżnia się w tej groma- dzie, gdyż gwiazdy kolejne pod względem jas- ności mieszczą się między wielkościami 6 i 7. Dlatego do jej obserwacji należy użyć co naj- mniej lornetki albo lunety 5-centymetrowej. Gromada obejmuje ogółem około 40 gwiazd. Między nimi znajdują się gwiazdy o dużej jas- ności bezwzględnej i można wnioskować, źe NGC 2362 jest jedną z młodszych gromad ot- wartych odkrytych dotychczas na niebie. Praw- dopodobnie jej wiek wynosi tylko około 1 milio- na lat i pod tym względem przypomina ona nieco podwójną gromadę gwiazd w Perseuszu. Inna otwarta gromada gwiazd, NGC 2354, za- wiera 60 nieco słabszych gwiazd. Najjaśniej- sze gwiazdy gromady NGC 2360 mają dziewią- tą wielkość; gromada zawiera około 50 gwiazd do dwunastej wielkości. W Wielkim Psie nie występują gromady kulis- te, a mgławice nieregularne występują bardzo rzadko mimo obecności Drogi Mlecznej. Orbita składnika słabszego Syriusza mają jasności 5m,2 i 8m,5, a ich odległość wynosi 2,6". Wielki Pies leży wewnątrz Drogi Mlecznej i dlatego zawiera pewną liczbę otwartych gro- mad gwiazd, z których najpiękniejsza jest M 41. Leży ona 43 na południe od Syriusza i dlatego łatwo jest ją odnaleźć za pomocą lornetki lub niewielkiej lunety. Obejmuje ona około 25 jaśniejszych gwiazd w odległości 2350 lat świetlnych, a najjaśniejsza ma wiel- kość 6m,9. Gromada zawiera nieco ponad 100 gwiazd trzynastej wielkości i słabszych. Godna uwagi jest również NGC 2362. Znajduje się ona w odległości 4600 lat świetlnych. Naj- jaśniejszą gwiazdę gromady, t Canis Maioris, można ujrzeć nawet gołym okiem, ponieważ Gromada otwarta M 41 150 Bliźnięta Gemini (gen. Geminorum) skr. Gem Według starogreckiego mitu dwaj bliźniacy, Kastor i Polluks, bardzo się różnili: Polluks był nieśmiertelny, podczas gdy Kastor musiał zstąpić do świata podziemnego, królestwa zmarłych. Polluks starał się odwiedzać regula- rnie brata w świecie podziemnym i w nagrodę za tę miłość braterską bogowie przenieśli obu bliźniaków na sklepienie niebieskie. Kastor i Polluks byli synami Zeusa. W wierzeniach ludowych uchodzili za wybawicieli od niebez- pieczeństw, zwłaszcza w podróżach morskich. Mówiono, że pojawiają się oni w ogniach św. Elma, pędzili w powietrzu na złotych skrzyd- łach i równocześnie uspokajali bałwany na morzu. Ukazywali się również jako wybawcy w wielkich bitwach, na przykład mieli się ob- jawić na statku Spartanina Lizandra w bitwie pod Ajgisopotamoj w 405 r. p.n.e. Często za- praszano ich na uczty, gdzie zastawiano dla nich oddzielny stół z sofą i dzbanami wina. Bliźnięta są gwiazdozbiorem Zodiaku, Słońce przechodzi przez niego po przesileniu letnim i dlatego jako gwiazdozbiór zimowy znajdują się wysoko nad horyzontem. Choć gwiazda Polluks jest nieco jaśniejsza od gwiazdy Kas- tor, to właśnie tę drugą oznaczono symbolem i Geminorum. Kastor ma jasność 1m,5 i jest oddalony od Ziemi o 45 lat świetlnych. Stano- 152 wi on ponadto znaną gwiazdę podwójną: skła- dnik główny ma jasność 2m,0, słabszy 2m,8; gwiazda główna ma jasność absolutną 22 razy większą niż Słońce. Czasu obiegu nie udało się dotąd dokładnie określić, powinien on jed- nak wynosić 350 do 400 lat. Ich odległość kątowa była w ostatnich latach stosunkowo mała i około 1970 r. osiągnęła minimum wyno- szące zaledwie 1,9", a w kolejnych latach za- częła wzrastać; dlatego tę gwiazdę można teraz łatwiej rozdzielić nawet za pomocą ma- łej lunety. W 1985 r. odległość kątowa wynosi- Orbita gwiazdy podwójnej Kastor ła 2,6", a w 2000 r. wzrośnie do 3,8". Właściwie Kastor jest układem złożonym: przy użyciu lunety o średnicy ponad 6 cm odkrywamy w odległości 72,5" dodatkowo składnik dziewiątej wielkości, który okazał się gwiazdą zmienną zaćmieniową, którą nawet oznaczono YY Geminorum. W okresie 19,5 h jej jasność zmienia się od 9m,1 do 9m,6. Również jaśniej- sze składniki A i B są ze swej strony gwiaz- dami podwójnymi spektroskopowo, a więc nie udaje się ich rozdzielenie, w sumie Kastor stanowi układ sześciokrotny. Polluks, czyli j) Geminorum, ma jasność 1m,2, znajduje się w odległości 35 lat świetlnych i ma jasność absolutną 35 razy większą niż Słońce. W przeciwieństwie do Kastora, które- go oba główne składniki świecą biało, Polluks jest gwiazdą pomarańczowoczerwoną. Mapa Bliźniąt uwiazaozoiory zimowe 153 Nawet za pomocą małej lunety można rozdzielić gwiazdę podwójną <5 Geminorum. Składnik silniejszy ma jasność 3m,2, składnik słabszy 8m,2, a czas obiegu powinien wynosić około 1200 lat. W 1985 r. odległość obu skład- ników wynosiła 6,0", dzięki czemu do ich roz- dzielenia zupełnie wystarczała luneta o śred- nicy obiektywu 6 cm, jednak w 2000 r. odleg- łość zmaleje do 5,8". W gwiazdozbiorze Bliźniąt mamy do dyspozy- cji jeszcze kilka gwiazd podwójnych dostę- pnych za pomocą małej lunety. Należy do nich l Geminorum, gdzie składnik silniejszy jest cefeidą, której jasność zmienia się od 3m,7 do 4m,1 w okresie 10,15 dób. Jej składnik słabszy znajduje się w odległości 94" i ma jasność 7m. Stosunkowo dalekimi gwiazdami podwójnymi są v i \i Geminorum. W przypadku v Gemino- rum oba składniki mają jasności 4m,1 i 8m,0, a są oddalone od siebie o 113", natomiast /i Geminorum ma składowe o jasnościach 3m,2 i 9m,8 odległe o 122,5". Trudniej jest za to rozdzielić 38 Geminorum; w tym przypadku składniki mają jasności 4m,7 i 7m,6, ich okres obiegu wynosi 3190 lat, a pod koniec XX wieku odległość wynosi 7,1". Mimo to do ich rozdzie- lenia wystarczy luneta 8-centymetrowa. Nato- miast do rozdzielenia k Geminorum potrzeba lunety o średnicy obiektywu 10 cm, gdyż gwia- zdy mają jasności 3m,7 i 9m,9, a są odległe o 7,0". Wskażmy jeszcze na gwiazdę zmienną r\ Ge- minorum, która jako czerwony olbrzym zmie- nia jasność w sposób półregularny w okresie 223 dób. Wahania zachodzą mniej więcej od 3m,1 do 3m,9. Przede wszystkim zachodnia część gwiazdozbioru Bliźniąt leży w obrębie Drogi Mlecznej, a w tym obszarze obserwuje- my również kilka godnych uwagi gromad ot- wartych, pośród których wyróżnia się M 35. Znajduje się ona w odległości około 2,5° na północny zachód od r\ Geminorum, a jest wi- doczna nawet w lornetce teatralnej. Po Wa- dach i Plejadach w gwiazdozbiorze Byka jest to najpiękniejsza gromada otwarta, którą mo- żemy dostrzec na niebie zimowym. Zawiera ona od 200 do 300 gwiazd, a najsilniejsza z nich ma jasność 7m,5. Odległość tej gromady wynosi około 2600 lat. Zaledwie o pół stopnia na południowy zachód od M 35 znajduje się gromada otwarta NGC 2158 o całkowitej jasno- ści równej tylko 11m, a jej najsilniejsze gwiaz- dy osiągają tylko jedenastą wielkość i dlatego obiekt ten niezbyt się nadaje dla lunet amator- skich. Gromada ta wyraźnie wychodzi na zdję- ciach o długim czasie ekspozycji. W odróżnie- niu od M 35 jest ona bardzo zwarta i przypo- mina luźniejszą gromadę kulistą. NGC 2158 znajduje się w odległości 15 000 lat świetlnych od nas. Trzy dalsze gromady otwarte, które można odnaleźć tylko za pomocą większej lunety amatorskiej, to NGC 2304, 2355 i 2420. Spo- śród nich najjaśniejsza jest wymieniona jako ostatnia; jej jasność całkowita wynosi 9m. Mgławica planetarna NGC 2392 znajduje się dość dokładnie między gwiazdami k i / Gemi- norum, jej jasność wynosi 8m, a więc można ją jeszcze zobaczyć przez lunetę o średnicy obiektywu 8 cm, lecz jej piękno odsłaniają dopiero zdjęcia o długim czasie ekspozycji. Z powodu jej wyglądu określa się ją często jako „Mgławicę Rozczochraniec", „Mgławicę Eskimos" lub „Mgławicę Twarz Klowna". Jest ona odległa od Ziemi o 2000 do 3000 lat świetl- nych, a dotąd nie udało się dokładnie okre- ślić tej odległości. Gwiazda centralna ma jasność 10m. Gromada otwarta M 35. Poniżej w prawo znajduje się ponadto gromada gwiazd NGC 2158 154 Woźnica Auriga (gen. Aurigae) skr. Aur Według starogreckiego mitu ten woźnica był wynalazcą rydwanu, starożytnego pojazdu dwukołowego zaprzężonego najczęściej w cztery konie, używanego do walki i do wy- ścigów. Północna część tego gwiazdozbioru jest okołobiegunowa w środkowej Europie, zwłaszcza jego gwiazda główna, Capella, nie zachodzi poniżej 50° szerokości geograficznej północnej, a przy 60° szerokości geograficznej północnej i bardziej na północ okołobieguno- wy jest cały gwiazdozbiór. Gwiazda główna, a Aurigae, ma nazwę pocho- dzenia łacińskiego Capella, co oznacza „Ko- ziołek", a rzadziej używa się nazwy staroara- bskiej Alhajot, co oznacza „Koza". Nazwa gwiazdy odwołuje się do mitu o kozie Amaltei, która miała wykarmić na Krecie małego Ze- usa. Jej róg należał później do bogini obfitości Fortuny („Róg Obfitości"). Historia ta wiąże się z mitem o przepowiedni, którą kiedyś usły- szał Kronos. Głosiła ona, że strąci go z tronu i zabije jego własny syn. Dlatego Kronos połykał wszystkie swoje dzieci zaraz po uro- dzeniu. Jego małżonka Rea zamiast nowona- rodzonego Zeusa podsunęła mu do połknię- cia zawinięty kamień, zaś Zeusa ukryła na Krecie na górze Ida. Przed jaskinią kapłani wykonywali hałaśliwy taniec, by Kronos nie usłyszał płaczu swego syna. Zaś koza Amal- 156 tea, która wykarmiła Zeusa, została przenie- siona później między gwiazdy i tak doszło do dość szczególnego związku gwiazdy Capelli z Woźnicą. Woźnicę rydwanu powiązano w mitycznym świecie z zupełnie różnorodnymi ludźmi lub potomkami bogów. Do nich zalicza się ró- wnież Faeton, syn boga Słońca, którego jed- nak utożsamiano także z Łabędziem. Capella znajduje się w odległości 45 lat świetl- nych od nas, jej jasność obserwowana wynosi 0m,1, a jasność absolutna jest 160 razy więk- sza niż Słońca. Ten obiekt o barwie pomarań- czowej jest układem podwójnym o bardzo so- bie bliskich składnikach, które można stwier- dzić tylko spektroskopowo. Jest to jeden z naj- bardziej znanych układów tego typu. Czas obiegu obu składników wynosi 104 doby, jedna z gwiazd jest 90 razy, druga 70 razy silniejsza od Słońca, a ich masy wynoszą odpowiednio 3,0 i 2,8 mas słonecznych. 9 Aurigae jest gwiazdą potrójną. Najpierw w odległości 45" od gwiazdy silniejszej o jasności 2m,7 zauwa- żamy gwiazdę dziewiątej wielkości, do której potrzebna jest luneta o średnicy obiektywu ponad 8 cm, a w odległości zaledwie 3,0" znajdujemy drugą gwiazdę o jasności 7m,2, którą można zauważyć już przy użyciu lunety 5-centymetrowej. Inną gwiazdą podwójną jest w Aurigae, gdzie gwiazda silniejsza ma jas- ność 5m,1, a w odległości 5,4" można dostrzec za pomocą lunety ponad 10-centymetrowej gwiazdę słabszą o jasności 7m,9. Gwiazda 14 Aurigae ma składnik silniejszy o jasności 5m,2, a w odległości 14,5" widać składnik słab- szy o jasności 8m,1. v Aurigae ma jasność 4m, a w odległości 54,6" od niej znajduje się skład- nik słabszy o jasności 9m,5, który można zo- baczyć nawet przez lunetę o średnicy obiek- tywu od 8 cm. Gwiazdozbiór zawiera dwie szczególnie godne uwagi gwiazdy zmienne zaćmieniowe. 6 Aurigae składa się z dwóch gwiazd, które okrążają się wzajemnie w ciągu 27,06 lat czyli 9883 dób i w takich odstępach dochodzi do wahań jasności gwiazdy widocz- nej jako pojedynczy punkt, a jasność maleje od 3m,1 do 3m,8. Ostatnie zaćmienie zaobser- Mapa Woźnicy uwituuuiuiuiy zimowe CD CO + i^^t\^~" o CD *tf- + M OJ t/i U? <33 + Q_ ^^ 1 -* OD . ; 1--P s0" ; 1 ' LT r— CO "— CX C co 9- \ O co 1 m s CD 1 - V 1 ':..:. ¦ _ 1 1 " M •^^ CO 1 ¦ co xl ~- s 1 co c s ¦s : "(3 ;- 5 i..'. .2*: >, J> K c ¦NJ :;.::i *" ^ *ź ,- CN CD )z j| C^J F^meĘĘĘ S 1 157 wowano od 22 lipca 1982 r. do 25 czerwca 1984 r., a więc następne zacznie się w roku 2009. Spadek jasności od maksimum do mini- mum trwa okoto 190 dób, a następnie gwiazda trwa pót roku w minimum i znowu przez 190 dób jasność wzrasta do maksimum. Wedtug obecnej wiedzy, gwiazda ta ma najdłuższy okres spośród gwiazd zmiennych zaćmie- niowych. Drugą w kolejności pod tym wzglę- dem, a niewiele za sAurigae, jest L Aurigae o okresie 2,66 lat czyli 972,18 dób. Jej jasność waha się od 3m,9 do 4m,2, a więc zmiany są wykrywalne gołym okiem, choć nie rzucają się w oczy. Minimum zaczęło się w tym przypad- ku 20.3.1985 r. i trwało do 28.4.1985 r., przy czym przejście od maksimum do minimum i odwrotnie trwa tylko kilka dób, zaś minimum trwa około 38 dób. Gwiazdą zmienną zaćmieniową jest także /? Aurigae znana również pod staroarabską nazwą Menkalinan czyli „Bark Woźnicy". Zmiany jej jasności są niewielkie: od 2m,07 do 2m,16, a okres wynosi 3,96 doby. Woźnica znajduje się w obrębie Drogi Mlecz- nej w miejscu położonym dokładnie naprzeciw środka układu Drogi Mlecznej, leżącego w gwiazdozbiorze Strzelca, i dlatego słabo kontrastuje ona w tym miejscu z otoczeniem. Mimo to Woźnica obejmuje szereg gromad otwartych, które można zobaczyć nawet za pomocą niewielkiej lunety. Są to przede wszy- stkim gromady gwiazd M 36, M 37 i M 38, wszystkie położone na południu gwiazdozbio- ru. Wprawdzie M 36 jest najjaśniejsza spośród wymienionych trzech, jednak obejmuje naj- mniejszy obszar. Zawiera ona około 60 gwiazd wielkości od 9m do 14m,4, a do jaśniejszych gwiazd tej gromady należy I 737. Jest to ponadto gwiazda podwójna: jej składowe mają jasności 8m,9 i 9m,2, a ich odległość wynosi 10,7". M 37 zawiera 150 gwiazd o jasnościach od 9m do około 12m,5, a wreszcie M 38 obej- muje około 100 gwiazd od 8m do 12m, a i jej otoczenie jest stosunkowo bogate w gwiazdy. W jej bezpośrednim sąsiedztwie znajduje się mniejsza gromada gwiazd NGC 1907 zawiera- jąca około 40 gwiazd od dziesiątej wielkości. Odległości wymienionych gromad od M 36 do M 38 wynoszą od 4110 do 4700 lat świetlnych i wszystkie trzy można znaleźć nawet przy użyciu silnej lornetki, lecz efektownie wyglą- 158 dają dopiero w lunecie o średnicy od 6 cm przy możliwie małym powiększeniu, a dużym kącie widzenia. W północnej części gwiazdozbioru znajduje się NGC 2126. Jest to rozrzucona grupa złożona z około 20 gwiazd o wielkościach od jedenastej do czternastej, a na północno-wschodnim skraju tej gromady znajduje się gwiazda szóstej wiel- kości. NGC 2192 obejmuje 25 gwiazd od dwu- nastej wielkości, a NGC 2281 około 30 gwiazd o jasnościach 7m lub słabszych. Ta ostatnia nadaje się do obserwacji nawet silną lornetką lub małą lunetą. Prostym przyrządem amators- kim można odkryć również NGC 1857; w niej widać dostatecznie rozdzielonych 45 gwiazd o jasnościach od 8m. Natomiast trudniej jest obserwować NGC 1883, której ponad około 20 gwiazd ma jasności odpowiadające co najwyżej trzynastej wielkości. Wreszcie w zachodniej czę- ści gwiazdozbioru, tuż przy granicy z Perseu- szem, znajduje się NGC 1664 z około 40 gwiaz- dami jedenastej wielkości i słabszymi. uwiitfoozDiory Południowa część gwiazdozbioru Woźnicy z gromadami gwiazd M 36, M 37 i M 38 (u góry), zdjęcie M 37 (u dołu) Mały Pies Canis Minor (gen. Canis Minom) skr. CMi Mały Pies wraz z Wielkim Psem towarzyszy myśliwemu Orionowi w polowaniu. Pies Majra przeniesiony na niebo odegrał rolę w micie greckim, odnalazł on mianowicie zwłoki Ikariosa na Hymettos. Dionizos nauczył Ikario- sa sztuki wytwarzania wina, ten rozpowszech- nił ją w całym kraju, a podchmieleni pasterze zabili Ikariosa w przekonaniu, że ich otruł. Zając Lepus (gen. Leporis) skr. Lep Tego zająca miał przenieść na niebo wysłan- nik bogów Hermes. Gwiazdozbiór Zająca leży na niebie na południe od Oriona. Główna gwiazda, a Leporis, ma także rzadko używaną nazwę Elarneb lub Arneb, co oznacza „Zając". Gwiazda ma jasność 2m,7, a jej od- ległość od Ziemi wynosi około 900 lat świetl- nych. 160 Główna gwiazda, a Canis Minoris, ma również nazwę Procjon pochodzenia greckiego, gdzie oznaczała „Przodownika sfory". Jest on odle- gły od nas o 11,3 lat świetlnych i ma jasność 0m,5. W okresie 40,65 lat okrąża go gwiazda o jasności 10m,8, którą zresztą da się zauwa- żyć tylko za pomocą większej lunety. Jej od- ległość od gwiazdy większej waha się od 2,2 do 5,0". Odległość była największa w 1990 r., a najmniejsza będzie w 2009 r. Podobnie jak w przypadku słabszego składnika Syriusza w Wielkim Psie, mamy tu do czynienia z bia- łym karłem: jego średnia gęstość wynosi 100000 g/cm3, a średnica jest tylko dwa razy większa od średnicy Ziemi. Gwiazdą potrójną jest 14 Canis Minoris, w któ- rej składnik większy ma jasność 5m,4, w od- ległości 76" od niego znajduje się składnik słabszy siódmej wielkości, a w odległości 112" jeszcze jeden składnik ósmej wielkości. Do ich rozdzielenia wystarcza silna lornetka lub lune- ta 5-centymetrowa. Trudną do rozdzielenia gwiazdą potrójną jest j? Leporis, w której obok gwiazdy o jasności 2m,8 znajdują się dwie gwiazdy o jasności 11m w odległościach 2,5 i 64". y Leporis jest gwiaz- dą podwójną, którą można rozdzielić za pomo- cą dobrej lornetki. Składnik większy ma tu jasność 3m,6, a w odległości 94,9" znajduje się składnik słabszy o jasności 6m,4. Trudniej jest | rozdzielić k Leporis, w której składniki mają jasności 4m,5 i 7m,5, a ich odległość wynosi 2,3", zatem do ich rozdzielenia potrzebna jest luneta o średnicy obiektywu co najmniej 15 cm. W południowej części gwiazdozbioru znajduje się gromada kulista M 79 o jasności łącznej 8m,4. Jest ona widoczna jako rozmyta plamka nawet w lunecie 6-centymetrowej. Jej odleg- łość od Ziemi wynosi 50000 lat świetlnych. Mapy Małego Psa i Zająca Gwiazdozbiory zimowe Maty Pies Jednorożec Zaiac 161 Jednorożec Monoceros (gen. Monocerotis) skr. Mon Gwiazdozbiór Jednorożca wprowadził w XVII wieku J. Bartsch. Składa się on ze słabszych gwiazd i wypełnia miejsce między gwiaz- dozbiorami Wielkim Psem, Rufą, Hydrą, Bliź- niętami i Orionem. Ponieważ jednak leży on w obrębie Drogi Mlecznej, to zawiera liczne słabe gwiazdy oraz kilka godnych uwagi gro- mad gwiazd i mgławic. Gwiazda główna tego gwiazdozbioru, a Mono- cerotis, znajduje się w południowej jego czę- ści i ma jasność 4m,1. Znajduje się ona w od- ległości około 180 lat świetlnych i nie stanowi żadnej osobliwości. Jest nią natomiast j5 Mo- nocerotis, gwiazda potrójna: składnik najwięk- szy o jasności 4m,7 jest odległy od Ziemi o 150 do 200 lat świetlnych, pierwszy składnik słab- szy o jasności 5m,2 znajduje się w odległości 7,3"; można go odkryć nawet za pomocą silnej lornetki lub lunety o średnicy obiektywu 5 cm. W odległości zaledwie 2,8" znajduje się kolej- ny składnik o jasności 5m,6 i aby go zobaczyć potrzeba lunety 6-centymetrowej, a przy uży- ciu większego teleskopu można rozróżnić je- szcze czwarty składnik w odległości 25,9"; je- go jasność wynosi zaledwie 12m. Gwiazdę ) Monocerotis oznacza się często 11 Mono- cerotis. Bardzo zwarty układ podwójny stanowi b Mo- nocerotis, w którym składnik większy ma jas- ność 4m,7, słabszy 8m,0, a ich odległość wyno- si 2,9". Gwiazdą podwójną jest również 6 Mo- nocerotis, gdzie w odległości 13,2" od skład- nika silniejszego o jasności 4m,5 znajduje się składnik słabszy o jasności 6m,7, który można odnaleźć nawet przy użyciu lunety 5-centymet- 1R9 rowej. Na koniec gwiazdą optycznie podwójną jest [ Monocerotis, w której składniki mają jasności: składnik większy 5m, składnik słab- szy 8m,5, a odległość wynosi 66,4"; kolejny składnik porusza się w odległości 32". Do zna- lezienia obu potrzebna jest luneta co najmniej 8-centymetrowa. Na północy gwiazdozbioru Jednorożca, w po- bliżu granicy z Bliźniętami, znajduje się ot- warta gromada gwiazd NGC 2264. Jest ona pewnym wyzwaniem dla posiadaczy małych lunet. Dość rozprzestrzeniona i rozproszona gromada obejmuje 20 jaśniejszych i znacznie więcej niż 100 słabszych gwiazd. Najjaśniej- sza z nich ma jasność 4m,6 i oznaczono ją 15 Monocerotis lub S Monocerotis. Symbol S wskazuje, że jest to gwiazda zmienna, któ- rej jasność zmienia się nieregularnie w gra- nicach połowy jednostki wielkości. Ponadto jest ona układem wielokrotnym. W odległości zaledwie 3" znajduje się składnik słabszy 0 jasności 8m,5 i nie można dokonać rozdzie- lenia za pomocą małej lunety z powodu dużej różnicy jasności. W odległości 74" znajduje się inny składnik dziewiątej wielkości, który można odnaleźć nawet lunetą 6-centymet- rową, a w odległościach 16,6 i 41,1" można znaleźć kolejne składniki jedenastej wielkoś- ci. Trzy kolejne pod względem jasności gwia- zdy gromady NGC 2264 za 15 Monocerotis są już wielkości 7 lub 8 klasy, kolejne 8 gwiazd 9 lub 10 itd. Ze względu na kształt tę gromadę gwiazd nazywa się czasem „choinką". Znaj- duje się ona w odległości około 2600 lat świe- tlnych. W jej otoczeniu znajduje się kilka sła- bych mgławic, których zresztą nie da się stwierdzić wizualnie przy użyciu małych lunet, widoczne są natomiast wyraźnie na zdjęciach o długim czasie ekspozycji. Rzuca- jąca się w oczy mgławica ciemna daleko na południu gwiazdozbioru nazywana jest częs- to Mgławicą Stożek lub Mgławicą Szpunt. Wciska się ona w jasną masę mgławicy. Sa- ma NGC 2264 należy do młodszych gromad gwiazd, które prawdopodobnie powstały sto- sunkowo niedawno, ich wiek ocenia się na 1 do 2 milionów lat. Mapa Jednorożca co Hydra 163 Nieco bardziej na południe od wspomnianych już gromad gwiazd znajduje się kompleks NGC 2237/2244. NGC 2244 jest gromadą otwar- tą, podczas gdy NGC 2237 to słynna Mgławica Rozeta, której najjaśniejsze części otrzymały własne oznaczenia, mianowicie NGC 2237, 2238, 2239 i 2246. Średnica mgławicy wynosi około 80', jest jednak ona dość trudnym obiek- tem dla małych lunet, a najlepiej szukać jej przy użyciu silnej lornetki. Gromada gwiazd NGC 2244 jest otoczona wspomnianymi masa- mi mgławicy. Najjaśniejszą gwiazdą jest w niej 12 Monocerotis. Jej jasność wynosi 5m,8, średnica gromady 40', a więc w przy- bliżeniu połowę średnicy Mgławicy Rozeta. Asocjacja Jednorożca Ogółem gromada zawiera około 15 gwiazd od szóstej do dziewiątej wielkości, a jej odległość wynosi około 2600 lat świetlnych. Podobnie jak Mgławica Oriona, Mgławica Rozeta jest obszarem narodzin gwiazd. Jej masa wynosi prawdopodobnie 11000 mas Słońca. W ró- żnych miejscach odkrywa się ciemne „globu- le" i ocenia się, że są to gęstsze chmury gazu i pyłu, z których powinny później powstawać pojedyncze gwiazdy lub całe gromady gwiazd. Poszczególne globule mają średnice od 7000 do 10 000 jednostek astronomicznych, a więc są tylko 200 do 300 razy większe niż nasz Układ Słoneczny. Piękna gromada otwarta M 50, którą można znaleźć nawet za pomocą lornetki, znajduje się również w południowej części gwiaz- dozbioru, jej całkowita jasność wynosi 6m,3. W obszarze około 10' stłoczonych jest około 200 gwiazd. Około 7' na południe od środka tej gromady znajduje się wyjątkowo czerwona gwiazda, szczególnie odróżniajca się od pozo- stałych gwiazd gromady; które wykazują bar- wę niebieskawą lub białą. Odległość gromady od Ziemi wynosi około 2500 lat świetlnych. Daleko na zachodzie gwiazdozbioru znajduje się NGC 2215, otwarta gromada gwiazd, za- wierająca około 25 gwiazd jedenastej wielko- ści i słabszych, możliwa do obserwacji dla nieco większych lunet amatorskich. NGC 2301 jest gromadą gwiazd o łącznej jasności 6m, a obejmuje około 60 gwiazd o jasnościach 8m i słabszych. Ten obiekt nadaje się nawet dla dobrej lornetki. Mgławice w Jednorożcu zawierają liczne mło- de gwiazdy, które rozbiegają się w różne stro- ny w tak zwanych asocjacjach gwiazd. Na naszym rysunku pokazano Asocjację Jednoro- żca z rozbiegającymi się gwiazdami. Dotych- czas skatalogowano ponad 60 asocjacji gwiazd. Ich średnice wynoszą na ogół tylko kilkaset lat świetlnych, a prędkości rozbiega- nia się poszczególnych gwiazd wynoszą z re- guły od 1 do 3 km/s. To samo odnosi się i do Asocjacji Jednorożca. Na tej podstawie można obliczyć wiek asocjacji; wynosi on na ogół kilka milionów lat. Inne znane asocjacje ist- nieją w Orionie, Perseuszu, Jaszczurce. Cza- sem można zarejestrować również „rozerwa- nie". Tak na przykład w asocjacji Oriona są takie gwiazdy, które poruszają się z prędkoś- ciami od 80 do 128 km/s i dlatego do tego czasu zdążyły już „wylądować" w zupełnie innych gwiazdozbiorach: są to gwiazdy AE Aurigae, \i Columbae i 53 Arietis. Mgławica Rozeta 164 Rak Cancer (gen. Cancrl) skr. Cne W starożytnej mitologii Rak miat zatrzymać pewną nimfę, aby mógł ją pochwycić Zeus. Jest to właściwie „gwiazdozbiór przejściowy": można go obserwować na niebie wieczornym jeszcze późną wiosną, a nawet prawie do przesilenia letniego. Zawiera on tylko gwiazdy przeciętnej jasności lub słabe. Gwiazda główna, a Cancri, ma również nazwę staroarabską Acubens czyli „Szczypce". Jej jasność wynosi 4m,3 i nie jest to najjaśniejsza gwiazda Raka, gdyż nieco jaśniejsza jest } Cancri (3m,8). Jednym z najsłynniejszych układów potrój- nych jest [ Cancri. Nawet w małej lunecie o średnicy obiektywu 5 cm obok gwiazdy cen- tralnej o jasności 5m,7 widzimy gwiazdę słab- szą o jasności 6m,0, której czas obiegu wynosi prawdopodobnie 1150 lat, a w 1985 r. odleg- łość wynosiła 6,0". Za pomocą większej lunety widać jeszcze jedną gwiazdę słabszą szóstej wielkości z czasem obiegu 59,6 lat. Niestety, odległość tej gwiazdy i gwiazdy głównej chwi- lowo maleje: w 1985 r. wynosiła 0,7", w 1991 r. nawet 0,5", a w roku 2000 wyniesie znowu 0,8". i Cancri można rozdzielić za pomocą lunety 5-centymetrowej. Oba składniki mają jasności 4m,2 i 6m,6, a znajdują się w odległości 30,7". Rak zawiera dwie ważniejsze otwarte gromady gwiazd. Przede wszystkim należy wymienić Praesepe czyli „Żłóbek" położoną w centrum gwiazdozbioru. Ma ona oznaczenie katalogowe M 44, odległość od Ziemi wynosi 525 lat świetl- nych, średnica gromady centralnej wynosi 13 166 > Mapa Raka lat świetlnych, a wraz z odnogami 40 lat świet- lnych. Praesepe zawiera około 80 gwiazd od dziesiątej wielkości i 350 gwiazd o jasności powyżej siedemnastej wielkości. Najjaśniej- szą jej gwiazdą jest L Cancri (6m,3). Kolejne gwiazdy niewiele jej ustępują: 11 przekracza siódmą wielkość i dlatego nawet gołym okiem można ją dostrzec jako rozmytą plamkę, a już lorenetka pozwala rozdzielić jej najjaśniejsze gwiazdy. Gwiazdy gromady mają około 300 milionów lat. Praesepe jest również znaną gromadą ruchomą czyli strumieniem gwiazd. Wszystkie gwiazdy Praesepe dążą do punktu położonego na granicy gwiazdozbiorów Orio- na i Jednorożca. W południowej części gwiazdozbioru leży M 67. Gromada ta zawiera około 500 gwiazd wielkości od dziesiątej do szesnastej. Z tego powodu łączna jej jasność wynosi około 6m,3, a więc nawet w małej lunecie jest ona widocz- na jako rozmyta plamka, jednak rozdzielenie na pojedyncze gwiazdy udaje się dopiero przy użyciu lunety o średnicy obiektywu od 6 cm. M 67 leży w odległości około 2500 lat świetl- nych. Ze swoim wiekiem 4,6 miliardów lat jest ona jedną z najstarszych gromad otwartych na całym niebie, czym bardzo istotnie różni się od swojej sąsiadki Praesepe. Zresztą, M 67 jest prawie najstarszą gromadą otwartą. Gro- mady gwiazd tego typu mają budowę luźną, tak że coraz więcej gwiazd wypada z pola ich wzajemnego przyciągania. Na koniec rozpad zachodzi coraz szybciej i w rezultacie rzadko zdarzają się gromady otwarte starsze niż oko- ło miliarda lat. Otwarta gromada gwiazd Praesepe („Żłóbek") Gwiazdozbiory Wały Pies 1R7 Rufa Puppis (gen. Puppis) skr. Pup Ten gwiazdozbiór jest fragmentem „Okrętu Argo", który występuje w micie o Argo- nautach. Okręt Argo rozpadł się na trzy gwiaz- dozbiory: Żagiel, Rufę i Kil. Większą część Argo można oglądać dopiero od szerokości geograficznej północnej Afryki, w środkowej Europie Rufa wschodzi w znacznej części po- nad horyzont, podczas gdy jej części południo- we są widoczne dopiero w basenie Morza Śródziemnego. Dawniej Okręt Argo rozpatrywano jako całość i dlatego greckie symbole gwiazd od- noszą się do wszystkich trzech gwiazdozbio- rów. Tak więc gwiazdozbiór Rufa nie ma gwiazdy a Puppis, a jej najjaśniejszą gwiaz- dą jest J Puppis o jasności 2m,3. Jest ona odległa o 2400 lat świetlnych i ma także nazwę Naos. Piękną gwiazdą podwójną łatwą do roz- dzielenia za pomocą lunety 5-centymet- rowej jest n Puppis, której większy skład- nik ma jasność 2m,7, składnik słabszy 8m,2, a odległość wynosi 70". W odległości zaledwie 26', a więc średnicy tarczy księ- życa, na północny zachód od n Puppis znajduje się również łatwa do rozdzielenia v Puppis, której składniki mają jasności 4m,7 i 5m,1, a znajdują się w odległości 4'. Inne godne uwagi i łatwe do rozdzielenia gwiazdy podwójne to K Puppis (jasności 4m,5 i 4m,7, odległość 9,9"), e Puppis 168 (3m,3 i 8m 5 w odległości 22,4"), Y Puppis (5m,0 i 8m,3 w odległości 12,4") i Z Puppis (5m,3 i 9m,0 w odległości 12,4"). Gwiazda L2 Puppis położona daleko na połu- dniu jest zmienną z długim okresem - 141 dób, której jasność waha się od trzeciej do szóstej wielkości. Za pomocą lunety 6-centy- metrowej możemy zobaczyć w odległości oko- ło 1' jeszcze jeden składnik o jasności 9m,5. Gwiazdozbiór Rufa leży w obrębie Drogi Mle- cznej, a więc zawiera liczne gromady otwarte. W północnej jego części znajduje się M 46. Widziany przez małą lunetę wydaje się prawie kolistym nagromadzeniem gwiazd o średnicy prawie 0,5°, tworzące go około 150 gwiazd ma jasność 10m lub mniej. Jej odległość wynosi około 5400 lat świetlnych. W gromadzie tej znajduje się mgławica planetarna NGC 2438, która mając jasność około 11m jest widoczna dopiero przez lunetę 10-centymetrową. Znaj- duje się ona w odległości około 7' na północ od środka gromady, a jej odległość od Ziemi wynosi 3300 lat świetlnych. M 47 czyli NGC 2422 jest gromadą gwiazd o jasności 4m,5 i można ją ujrzeć nawet gołym okiem. Jej najsilniejsza gwiazda ma jasność 5m,7. Gromada zawiera 25 gwiazd i jest odległa o 2000 lat świetlnych. Nieco słabsza jest M 93 złożona z prawie 50 gwiazd od ósmej do trzy- nastej wielkości; jej odległość wynosi około 3600 lat świetlnych. NGC 2477 ma jasność 5m,7 i zawiera około 300 gwiazd jedenastej wielko- ści lub słabszych. Odległość tej dość zwartej gromady jest znana niezbyt dokładnie, powin- na jednak być większa niż innych wymienio- nych już gromad Rufy. NGC 2451 stanowi dość rozrzuconą grupę około 50 gwiazd, spośród których wyróżnia się gwiazda c Puppis o jas- ności 3m,7. NGC 2539 obejmuje około 100 gwiazd jedenastej wielkości i słabszych. Mapa Rufy 169 Gołąb Columba (gen. Columbae) skr. Col > Mapa Gołębia i Kompasu Gwiazdozbiór ten wprowadził dopiero w 1603 r. J. Bayer. Nazwa nawiązuje do gołę- bicy Noego. Gwiazdozbiór leży na południe od Kompas Pyxis (gen. Pyxidis) skr. Pyx Gwiazdozbiór ten wprowadził Lacaille w 1752r. Od wschodu graniczy on z Rufą i można go obserwować w całości późną zimą nawet w środkowej Europie. Zawiera tylko słabsze gwiazdy. Gwiazda główna, a Pyxidis, ma jasność 3m,7 i leży w odległości około 470 lat świetlnych. Godnym uwagi układem wielokrotnym jest L Pyxidis. Gwiazda główna ma tu jasność 5m,6, a w odległości 17,8" nawet przez lunetę o śre- dnicy obiektywu 6 cm widzimy składnik o jas- Zająca i w środkowej Europie nie jest w pełni widoczny nad horyznotem, w północnej jest zupełnie niewidoczny, natomiast w połu- dniowej może w całości występować nad ho- ryzontem. Gwiazda główna, a Columbae, ma także nazwę Phakt, jej jasność wynosi 3m,7, a odległość 145 lat świetlnych. Jest ona gwiaz- dą podwójną, a jej składnik słabszy ma jas- ność zaledwie 11m i jest odległy o 13,5", a więc do jego obserwowania konieczna jest luneta o średnicy obiektywu 10 cm. W południowo-zachodniej części gwiazdo- zbioru znajduje się gromada kulista NGC 1851 o jasności całkowitej zaledwie 8m, a więc można ją zauważyć na niebie w po- staci okrągławej rozmytej plamki dopiero przez lunetę co najmniej 6-centymetrową. Jej odległość oszacowano na 54000 lat świet- lnych. ności 9m,2. Trzeci składnik leży w odległości zaledwie 0,3" i ma jasność 10m, widoczny jest tylko w potężniejszych lunetach. (Pyxidis ma jasność 5m,5, a składnik słabszy dziesiątej wielkości można znaleźć w odległości 52,3" przy użyciu lunety co najmniej 8-centymetro- wej. Gwiazdą podwójną jest także k Pyxidis: obok gwiazdy o jasności 4m,8 znajduje się składnik dziesiątej wielkości odległy o 2,1"; tutaj potrzebna jest luneta co najmniej 15-cen- tymetrowa. Kompas zawiera kilka wartych wzmianki gro- mad otwartych. NGC 2658 liczy około 60 gwiazd jedenastej i dwunastej wielkości, a można ją zaobserwować lunetą o średnicy obiektywu 6 cm. NGC 2658 zawiera około 60 gwiazd dwunastej wielkości i słabszych; ta gromada leży tylko 0,7° na północ od a Pyxi- dis. Nieco mniej gwiazd zawiera NGC 2818, mianowicie około 30 gwiazd dwunastej wielko- ści i słabszych. W tej gromadzie znajduje się mgławica planeterna o jasności 13m widoczna tylko w dużych teleskopach. 170 Gwiazdozbiory zimowe 171 Gwiazdozbiory południowe W środkowej Europie można przejrzeć około dwie trzecie nieba, a na równiku mamy nawet wgląd w całe sklepienie niebieskie, gdyż tam oś niebieska leży poziomo, północny biegun gwiazdowy znajduje się na horyzoncie na północy, a południowy na południu. W rejo- nach położonych coraz dalej na południu zni- kają stopniowo gwiazdozbiory nieba północ- nego. Na poprzednich stronach opisano już kilka gwiazdozbiorów, które w środkowej Eu- ropie znajdują się akurat w strefie granicz- nej. Z ogólnej liczby 88 gwiazdozbiorów po- zostaje jednak 27, które należy dalej omówić choćby pokrótce. Wiele z nich wprowadzono dopiero w XVI lub XVII wieku i odzwiercied- lają one podróże ówczesnych odkrywców, a tylko nieliczne odwołują się do antycznej Grecji, na przykład Centaur, Wilk, trzy części Okrętu Argo oraz Krzyż Południa; ten ostatni jeszcze 2000 lat temu był widoczny na połu- dniu rejonu Morza Śródziemnego. W naszej tabeli wymieniono pozostałe 27 gwiazdozbio- rów: ich nazwy polskie, łacińskie oraz powszechnie przyjęte skróty. Gwiazdozbiór Malarza wprowadził Lacaille w 1752 r. Gwiazda główna, a Pictoris, ma jasność zaledwie 3m,3, a i Pictoris jest gwiaz- dą podwójną łatwą do rozdzielenia za pomocą lunety 5-centymetrowej, gdyż obie gwiazdy Nazwa polska Nazwa łacińska Dopełniacz Skrót Malarz Picłor Pictoris Pic Pompa Antlia Antliae Ant Żagiel Mela Melorum Vel Kil Carina Carinae Car Centaur Centaurus Centauri Cen Wilk Lupus Łupi Lup Węgielnica Norma Normae Nor Ołtarz Ara Arae Ara Korona Południowa Corona Australis Coronae Australis CrA Luneta Telescopium Telescopii Tel Mikroskop Microscopium Microscopii Mic Zegar Horologium Horologii Hor Sieć Reticulum Reticuli Ret Złota Ryba Dorado Doradus Dor Ryba Latająca Volans Volantis Vol Krzyż Południa Crux Crucis Cm Mucha Musca Muscae Mus Cyrkiel Circinus Circini Cir Trójkąt Południowy Triangulum Australe Trianguli Australis TrA Paw Pavo Pavonis Pav Indianin Indus Indi Ind Tukan Tucana Tucanae Tuc Mały Wąż Wodny Hydrus Hydri Hyd Góra Stołowa Mensa Mensae Men Kameleon Chamaeleon Chamaeleontis Cha Rajski Ptak Apus Apodis Aps Oktant Octans Octantis Oct 172 GwiazdozDiory południowe ¦1 H MM 173 mają jasności 5m,6 i 6m,4, a ich odległość wynosi 12,3". Również Pompę umieścił na niebie Lacaille, a Antliae ma jasność 4m,4, a c, Antliae skła- da się z dwóch gwiazd o jasnościach 5m,9 i 7m,2 odległych o 8,2". Żagiel i Kil stanowią części Okrętu Argo, którego Rufę opisano już wśród gwiazdozbio- rów widocznych w środkowej Europie. Trzy gwiazdy, y, l i ó, najjaśniejsze w gwiazdo- zbiorze Żagla, często opisuje się jako „fał- szywy Krzyż Południa". >' Velorum ma w odległości 41,2" składnik słabszy o jasności 4m,8 oraz gwiazdę 8 wiel- kości w odległości 62,3" i składnik 9 wielkości w odległości 93,5". a Carinae, gwiazda głów- na Kilu i całego Okrętu Argo, ma także nazwę Canopus. Ma ona jasność -0m,8 i jest drugą pod względem jasności gwiazdą na niebie. Jej odległość jest trudną do określenia, do- stępne dane mieszczą się w przedziale od 100 do 600 lat świetlnych. W Kilu znajduje się godna uwagi gwiazda zmienna: t\ Carinae, nowopodobna. W1677 r., gdy po raz pierwszy zobaczył ją Halley, miała ona jasność 4m, w 1730 r. osiągnęła drugą wielkość, a w 1843 r. aż -0m,8 i współzawodniczyła z gwiazdą Canopus. Potem jej jasność zmalała do wiel- kości widocznych gołym okiem. Godną uwagi gromadą otwartą jest NGC 2516 odległa o około 1200 lat świetlnych położona w odleg- łości około 15° na południowy wschód od gwiazdy Canopus, a można ją dostrzec nawet gołym okiem. Znajduje się tu obok siebie 100 gwiazd wielkości od 7 do 13, a całkowita jasność wynosi 3m. W drugiej kolejności nale- ży wspomnieć o NGC 3114 położonej w pół- nocno-wschodniej części gwiazdozbioru. Wo- kół gwiazdy 0 Carinae o jasności 3m znajduje się gromada 30 gwiazd 5 wielkości i sła- bszych. Centaur jest gwiazdozbiorem szczególnie rozległym. Jego północne fragmenty widocz- ne są nawet w środkowej Europie. Jego gwia- zda główna, a Centauri, znana jest również jako Toliman lub Rigil Centaurus. Znajduje się ona w odległości 4,3 lat świetlnych i jest naszą najbliższą dużą gwiazdą. W rzeczywis- tości jest to układ dwóch gwiazd o jas- nościach 0m,3 i 1m,7, które obiegają się w ciągu 80 lat. Z reguły ta gwiazda podwójna jest łatwa do rozdzielenia, w 1985 r. odleg- łość wynosiła 21,3", a w 2000 r. wyniesie 14,2", a więc do rozdzielenia wystarcza lune- ta 5-centymetrowa. 2,2° na południowy wschód od a Centauri znajduje się gwiazda Proxima Centauri o jasności tylko 10m,7 nale- żąca do układu x Centauri, ale położona w odległości 4,2 lat świetlnych od nas, a więc nieco bliżej, a Centauri nosi również nazwę Agena lub Hadari i ma jasność 0m,9. W gwia- zdozbiorze Centaura znajduje się najefektow- niejsza na całym niebi gromada kulista: «i Centauri widoczna nawet gołym okiem jako rozmyta plamka, w Centauri położona jest o 36° na południe od Spiki (w Pannie). Odleg- łość do niej wynosi około 17000 lat świetl- nych. Ponieważ jej najjaśniejsze gwiazdy osiągają jedenastą wielkość, to w sprzyjają- cych warunkach można ją rozdzielić nawet za pomocą lunety 10-centymetrowej. Około 6° na północ od a Centauri znajduje się godna uwagi galaktyka NGC 5128. Jest to właściwie dość nieregularna mgławica eliptyczna o jas- ności 6m,5 położona prawdopodobnie w od- ległości od 15 do 25 milionów lat świetlnych. Równocześnie mamy tu do czynienia z radio- galaktyką Centaurus A. Ponadto w Centaurze istnieje kilka ciekawych gromad otwartych położonych przede wszystkim we wschodniej i środkowej części gwiazdozbioru, a więc w kierunku granicy z gwiazdozbiorem Wilk. Tam właśnie znajduje się NGC 5460 o cał- kowitej jasności 6m,3. W Wilku istnieje gwiaz- da ci Łupi o jasności 2m,9, lecz j? Łupi ma jasność 2m,8. Piękną gwiazdą podwójną jest k Lupi, której składniki mają jasności 4m,1 i 6m,0, a znajdują się w odległości 26,7", a więc do ich rozdzielenia wystarcza luneta 5-centymetrowa. Węgielnica zawiera tylko bardzo słabe gwiaz- dy, najjaśniejsza z nich to y2 Normae o jasno- ści 4m,1. Również niepozorny jest gwiazdozbiór Oł- tarz. Jego gwiazdę główną, a Arae, o jasno- ści 3m,0 przewyższa nieco fi Arae o jasności 2m,8. Korona Południowa graniczy na północy z gwiazdozbiorem Strzelca. Jej gwiazda głó- wna, a Coronae Australis, ma jasność 4m,1. k Coronae Australis jest godną uwagi gwiaz- dą podwójną, jej składniki o jasnościach 5m,9 174 i 6m,6 są odległe o 21". W pobliżu y Coronae Australis znajduje się obszar jasnych i ciem- nych mgławic (NGC 6726/6727/6729), najle- piej jest je oglądać przez silną lornetkę. Lunetę umieścił na niebie Lacaille w 1772 r. Jej gwiazda główna, t Telescopii, ma jasność 3m,8, a na wschód od niej znajduje się gwiaz- da optycznie podwójna, ó,/<52 Telescopii, łat- wa do rozdzielenia nawet gołym okiem. Również Mikroskop jest gwiazdozbiorem, któ- ry wprowadził Lacaille; zawiera on gwiazdy piątej wielkości i słabsze, a Micoscopii ma jasność 5m,0. Wprawdzie Zegar rozciąga się dość szeroko, lecz zawiera niewiele gwiazd, a gwiazda głó- wna, a Horologii, ma jasność 3m,8.1 ten gwia- zdozbiór wprowadził Lacaille. Gwiazdozbiór Sieć wprowadził już w 1624 r. J. Bartsch, ale nazwał go Rombem, a dopiero w 1752 r. Lacaille przemianował gwiazdo- zbiór na Sieć Rombową, w skrócie Sieć, przy czym pod tą nazwą rozumiano siatkę nici pajęczych, które dla zwiększenia dokładności pomiarów umieszcza się w okularach przyrządów optycznych. Najjaśniejszą gwiaz- dą jest tu a Reticuli o jasności 3m,4. W Sieci znajduje się gwiazda optycznie podwójna łat- wa do rozdzielenia gołym okiem, mianowicie J Reticuli, w której gwiazdy mają jasności 5m,2 i 5m,5. Złota Ryba jako gwiazdozbiór pojawia się dopiero u J. Bayera w 1603 r. Jej gwiazda główna, a Doradus, ma jasność 3m,5. fi Dora- dus jest gwiazdą zmienną, cefeidą; w mak- simach jej jasność rośnie do 3m,8, w mini- mach maleje do 4m,6, a okres wynosi 9,84 doby. Jednak obiektem pokazowym gwiazdo- zbioru Złotej Ryby jest Wielki Obłok Magel- lana położony na południowym skraju gwiaz- dozbioru prawie na granicy z gwiazdo- zbiorem Górą Stołową. Wraz z Małym Obło- kiem Magellana położonym w gwiazdo- zbiorze Tukana stanowi on składnik naszego układu Drogi Mlecznej. Jej odległość wynosi tylko 160000 lat świetlnych, a nieregularnie ukształtowany układ gwiazd ma pewne cechy mgławicy z poprzeczką. Przy pobieżnym oglądaniu Wielki Obłok Magellana wygląda jak kawał mgławicy wyrwany z Drogi Mlecz- nej. Zresztą jego rozdzielenie na pojedyncze gwiazdy jest dość trudne, gdyż tylko 9 gwiazd przekracza dziesiątą wielkość. Z drugiej stro- ny godna uwagi jest zawarta w tej Galaktyce Mgławica Tarantula (NGC 2070) położona na zachodnim skraju Wielkiego Obłoku Magella- na. Obiekt ten przypomina Wielką Mgławicę Oriona, jest jednak znacznie obszerniejszy. Mgławica Tarantula zawiera około 500000 mas Słońca i stanowi najefektowniejszy obiekt spośród wszystkich jasnych mgławic, które znamy we Wszechświecie. Ryba Latająca jest to gwiazdozbiór złożony z niewielu gwiazd wprowadzony w 1603 r. przez J. Bayera. Najjaśniejszą jego gwiazdą jest j? Volantis (3m,7). k Volantis jest gwiazdą podwójną łatwą do rozdzielenia za pomocą lornetki, gdyż składnikowi głównemu o jasno- ści 5m,4 towarzyszy tu składnik słabszy o jas- ności 5m,7 w odległości 65", a w odległości 37" znajduje się jeszcze jeden składnik dzie- wiątej wielkości. Na pewno najbardziej znanym gwiazdo- zbiorem nieba południowego jest Krzyż Połu- dnia, opisywany w powieściach jako bardzo efektowny. W rzeczywistości jest to jednak figura niezbyt wielka, a tak zwany Krzyż Pół- nocy (właściwie gwiazdozbiór Łabędzia) zajmuje na niebie znacznie więcej miejsca. Z drugiej strony kilka gwiazd głównych Krzy- ża Południa jest stosunkowo jasnych, zwłasz- cza a Crucis czyli Acrux. Jest to gwiazda podwójna o jasności 1m,1 odległa o 370 lat świetlnych. Składnik większy ma tu jasność 1m,6, składnik słabszy 2m,1, a odległość wy- nosi 4,3", a więc do ich rozdzielenia wystar- czy luneta o średnicy obiektywu 6 cm. y Cru- cis ma jasność 1m,6, a składnik słabszy o jas- ności 6 ,7 jest odległy o 119", można go zobaczyć w lornetce; jest to gwiazda optycz- nie podwójna. Jeżeli odcinek a Crucis - y Crucis przedłużymy mniej więcej 4,5 razy poza a Crucis, wówczas odnajdziemy miejs- ce, w którym znajduje się południowy biegun gwiazdowy i to właśnie jest powodem, dla którego gwiazdozbiór Krzyż Południa zyskał tak wielkie znaczenie. Nieznacznie na połu- dniowy wschód od gwiazdy fi Crucis znajduje Droga Mleczna w obszarze gwiazdozbiorów południowych Centaura i Krzyża Południa (u góry) i gromada kulista gwiazd k Centauri (u dołu) 176 się jedna z najpiękniejszych gromad otwar- tych nieba południowego o oznaczeniu k Cru- cis lub NGC 4775. Jej najsilniejsza gwiazda ma jasność 5m,7, a więc można zobaczyć tę gromadę nawet gołym okiem, choć wygląda ona znacznie efektowniej oglądana przez lor- netkę lub lunetę z okularem szerokokątnym. John Herschel określił tę gromadę jako „szkatułkę klejnotów". Jest ona odległa od Ziemi o około 7700 lat świetlnych, choć daw- niej oceniano tę odległość jako znacznie mniejszą. W obszarze tej gromady znajdują się liczne ciemne obłoki, z powodu których wydaje się, że świeci ona słabiej niż w rze- czywistości. Należy do nich także „Południo- wy Worek Węgla" położony bezpośrednio obok k Crucis tuż przy granicy z gwiaz- dozbiorem Centaura. Przypuszczalnie ten ob- łok leży w odległości 500 do 600 lat świetl- nych, a na sklepieniu niebieskim zajmuje ob- szar 7 x 5°. Ciemną nocą można go dostrzec nawet gołym okiem. Gwiazdozbiór Muchę określił w 1603 r. J. Bayer. Gwiazda główna, a Muscae, ma jas- ność zaledwie 3m,0, a inne gwiazdy tego nie- zbyt obszernego gwiazdozbioru są jeszcze słabsze. Cyrkiel umieścił na niebie Lacaille w 1752 r. Gwiazda główna, a Circini, jest układem po- dwójnym: obok gwiazdy o jasności 3m,4 znaj- duje się składnik słabszy o jasności 8m,6 w odległości prawie 16", a do ich rozdzielenia wystarczy luneta 6-centymetrowa. Trójkąt Południowy wprowadził J. Bayer w 1603 r. Gwiazda główna, a Trianguli Austra- lis, ma znaczną jasność, bo 1m,9, a jej odleg- łość wynosi 80 lat. J. Bayer wprowadził również Pawia. Gwiazda główna, a Pavonis, ma jasność 2m,1 i jest oddalona od nas o około 310 lat świetlnych. W tym gwiazdozbiorze znajduje się słynna gromada kulista: NGC 6752, której całkowita jasność mieści się między 6 a 7 wielkością, a więc można ją zobaczyć w lornetce teatral- nej. Gromada jest odległa o 20000 lat świetl- nych, a jej najjaśniejsze gwiazdy osiągają jedenastą wielkość i aby je zobaczyć wystar- czy już luneta 10-centymetrowa. Gwiazdozbiór Indianina wprowadził również J. Bayer. Gwiazda główna, a Indi, ma jasność 3m,2 i leży w odległości 100 lat świetlnych. Dość łatwą do rozdzielenia gwiazdę podwój- ną stanowi 8 Indi: składnik większy ma jas- ność 4m,7, składnik słabszy 7m,1, a ich odleg- łość wynosi 6,0". Również Tukan jest tworem J. Bayera. Gwia- zda główna, a Tucanae, ma jasność 2m,9 i le- ży w odległości 62 lat świetlnych. Godna uwa- gi jest j3 Tucanae o jasności 4m,5, obok której w odległości 27,1" znajduje się składnik prak- tycznie równie jasny, a do ich rozdzielenia wystarczy bardzo dobra lornetka. Obie gwia- zdy są zresztą układami podwójnymi, lecz można je rozdzielić tylko za pomocą wię- kszych lunet. Inną łatwą do rozdzielenia gwiazdą podwójną jest ó Tucanae, gdzie obok składnika głównego o jasności 4m,8 znajduje się w odległości 7" składnik słabszy dziewiątej wielkości, a do ich rozdzielenia potrzeba lunety o średnicy obiektywu od 10 cm. NGC 104 (czasami oznaczana 47 Tuca- nae) jest gromadą kulistą o łącznej jasności 4m, którą można zobaczyć nawet gołym okiem jako okrągławą plamkę. Najjaśniejsze gwiazdy tej gromady osiągają 11 wielkość, a więc częściowe jej rozdzielenie jest moż- liwe przy użyciu lunety 10-centymetrowej. Odległość gromady wynosi od 15000 do 20000 lat świetlnych. W gwiazdozbiorze Tu- kana leży Mały Obłok Magellana o średnicy około 3,5° oddalony o około 22° od Wielkiego Obłoku położonego w gwiazdozbiorze Złotej Ryby. Mały Obłok leży w odległości około 165000 lat świetlnych od nas i znajduje się na południowo-wschodnim skraju gwiazdozbioru Tukana. Nieco na północ od tego Obłoku znajduje się gromada kulista NGC 362 o jas- ności całkowitej 6m, którą można zobaczyć nawet w lornetce teatralnej lub polowej. Mały Wąż Wodny, również wprowadzony przez J. Bayera, jest męskim odpowiedni- kiem większego i żeńskiego Węża Wodnego (Hydra), którego można oglądać w środkowej Europie. Gwiazda główna, a Hydri, ma jas- ność 3m,0, a jej odległość od Ziemi wynosi 30 lat świetlnych. Gwiazda n Hydri jest gwiazdą optycznie podwójną, którą można rozdzielić nawet gołym okiem, ponieważ składniki mają jasności 5m,4 i 5m,5. Obłoki Magellana: Wielki (u góry) i Mały (u dołu) 178 Gwiazdozbiór Góra Stołowa ma przypominać Górę Stołową nad Przylądkiem Dobrej Na- dziei w pobliżu Kapsztadu. Gwiazdozbiór zło- żony tylko ze słabszych gwiazd wprowadził Lacaille w 1752 r. Gwiazda główna, a Men- sae, ma jasność 5m,1. Od strony północnej w Górę Stołową wnika Wielki Obłok Magel- lana (zob. o gwiazdozbiorze Złotej Ryby). J. Bayer wprowadził w 1603 r. również Kame- leona. I ten gwiazdozbiór jest niezbyt obszer- ny i zawiera głównie słabsze gwiazdy; a Cha- maeleontis ma jasność 4m,1. Gwiazdy S1 i <52 Chamaeleontis stanowią gwiazdę optycz- nie podwójną, którą można rozdzielić nawet gołym okiem, gdyż ich odległość kątowa wy- nosi 7'. Również Rajski Ptak jest „dzieckiem" J. Ba-, yera. a Apodis jest tu najjaśniejsza i ma jasność 3m,8. ó Apodis jest złożona z dwóch gwiazd piątej wielkości oddalonych od siebie o 103"; do ich rozdzielenia wystarczy nawet lornetka teatralna. Na koniec należy wspomnieć gwiazdozbiór Oktant nazwany tak w 1752 r. przez Lacail- le'a. Najjaśniejsza gwiazda ma tu symbol <5 Octantis, a jej jasność wynosi 4m,1. Gwiaz- da /. Octantis jest podwójna, jej składniki mają jasności 5m,5 i 7m,7 i są odległe o 3", a więc do ich rozdzielenia potrzeba lunety o średnicy obiektywu około 10 cm. W tym gwiazdozbiorze znajduje się południowy bie- gun gwiazdowy, który można odnaleźć posłu- gując się Krzyżem Południa. W sąsiedztwie południowego bieguna gwiazdowego nie ma żadnej jaśniejszej gwiazdy; obecnie najbli- ższa jest a Octantis o jasności 5m,5, która w 1865 r. osiągnęła najmniejszą odległość od bieguna, 43'. W 1985 r. odległość ta wynosiła 61', a w 2000 r. wyniesie już 62'. W tym miejscu należy nieco obszerniej poru- szyć zagadnienie widoczności gwiazd i innych obiektów podczas podróży na połu- dnie. Znajdujemy się na 40° szerokości geograficz- nej północnej, a więc deklinacja -50° wypada akurat na horyzoncie na południu i fakt ten uwzględniono już w naszej książce na mie- sięcznych mapach nieba. Przemieśćmy się teraz w kierunku południowym na 30° szero- kości północnej, co odpowiada mniej więcej położeniu Houston w Teksasie, Agadiru 180 w Maroku, Kairu w Egipcie. Teraz Achernar w Erydanie wschodzi 3° ponad horyzont, Ca- nopus w Kilu prawie 8°, a y Crucis, najbar- dziej północna gwiazda Krzyża Południa, ró- wnież 3°. Przy 20° szerokości geograficznej północnej (miasto Meksyk, Bombaj w Indiach) Krzyż Południa jest już w całości nad hory- zontem, jednak jego południowa gwiazda, a Crucis, znajduje się na wysokości tylko 8°. Widać teraz również a Centauri, w najkorzyst- niejszym przypadku znajduje się ona tam 10° nad horyzontem na południu. Pojedźmy na 10° szerokości północnej, co odpowiada położeniu Caracas w Wenezueli, Conakry w Gwinei, Sajgonu w Wietnamie. Wielki Obłok Magellana wschodzi tu 10° nad horyzont, a Mały tylko 7°, natomiast a Cen- tauri wzeszła już na prawie 20°. Dopiero na równiku będziemy mogli podziwiać oba Obło- ki Magellana w całym ich pięknie i dlatego nazywa się je Obłokami Przylądkowymi. Mgławica IC 2944 w Centaurze (u góry) i r\ Carinae w Kilu (u dołu) ^ran»ffifógmH»9^& Gwiazdozbiory południowe jSaSsHfe •• JB^ 181 Słońce Najważniejszą gwiazdą na niebie jest dla nas Słońce, gdyż bez niego nie byłoby życia na Ziemi i dlatego jest rzeczą zdu- miewającą, że wielu ludzi nie zna jego drogi w ciągu roku. Zacznijmy od widocz- ności Słońca w środkowej Europie, dokła- dniej na 50° szerokości geograficznej pół- nocnej. 21 marca i 23 września, a więc na początku wiosny i jesieni, Słońce wscho- dzi dokładnie na wschodzie i zachodzi dokładnie na zachodzie, a w południe osiąga wysokość 40° nad horyzontem w kierunku południowym. W tych dniach znajduje się ono dokładnie na równiku niebieskim, którego nachylenie do płasz- czyzny horyzontu wynosi dokładnie 90° minus szerokość geograficzna. Ta reguła jest spełniona we wszystkich punktach po- wierzchni Ziemi. 21 czerwca, w dniu prze- silenia letniego, Słońce wschodzi na pół- nocnym wschodzie, zachodzi na półno- cnym zachodzie, a wysokość w południe wynosi nachylenie równika plus 23,5°, a więc 63,5°. Wkład 23,5° odpowiada „na- chyleniu ekliptyki", inaczej mówiąc, jest to kąt między płaszczyzną równika i pła- szczyzną obiegu Ziemi dookoła Słońca. Odległość punktów wschodu i zachodu Słońca od dokładnego kierunku wscho- du ewentualnie zachodu nazywa się rów- nież „odległością poranną" lub „wieczor- ną"; zależą one od szerokości geograficz- nej. 22 grudnia, czyli w dniu przesilenia zimowego, Słońce wschodzi na południo- wym wschodzie, a zachodzi na północ- nym zachodzie, lecz w południe osiąga zaledwie wysokość nachylenia równika minus 23,5°, a zatem 16,5°. Zrównanie dnia z nocą występuje tylko na początku wiosny i jesieni, i tylko wtedy Słońce znaj- duje się 12 godzin ponad horyzontem i 12 godzin pod horyzontem. Możliwe są pew- ne odchylenia od tej zasady, zwłaszcza z powodu refrakcji, czyli załamania promieni słonecznych w atmosferze ziem- skiej. W czasie przesilenia letniego dnie są naj- dłuższe, a noce najkrótsze, w środkowej Europie dzień trwa wtedy około 16 godzin, a noc około 8. Natomiast w czasie przesi- lenia zimowego dzień wynosi tylko 8 go- dzin, a noc 16. W miarę jak podróżujemy na południe, na każdy stopień szerokości geograficznej wysokość Słońca w południe rośnie o 1°, a tym samym maleje „odległość poranna" i „wieczorna", czyli punkty wschodu i za- chodu Słońca są coraz bliższe geograficz- nym punktom wschodu i zachodu. Łatwo można obliczyć, że w miejscu o szeroko- ści geograficznej 23,5° (tzn. na zwrotniku północnym czyli zwrotniku Raka) Słońce ma 21 czerwca kulminację w zenicie, a więc w najwyższym punkcie sklepienia niebieskiego, a na początku zimy będzie miało w południe wysokość 43°. W zupełnie szczególnej sytuacji znajdzie się obserwator na równiku, gdyż obserwo- wany tam równik niebieski przechodzi do- kładnie przez wschód i zachód, a 21 mar- ca i 23 września Słońce ma kulminację w zenicie. Jednak przez cały rok Słońce wschodzi tam i zachodzi na horyzoncie pionowo, zresztą 22 grudnia i 21 czerwca osiąga w południe wysokość tylko 66,5°, 22 grudnia na południu, 21 czerwca na północy, a odległości „wieczorna" i „po- ranna" wynoszą w tych dniach 23,5°. Przez cały rok jest zrównanie dnia z nocą. Gdy ze środkowej Europy posuwamy się na północ, wówczas maleje wysokość Słońca w południe o jeden stopień na każdy stopień szerokości geograficznej, a gdy znajdziemy się na szerokości geo- graficznej północnej 66,5° (północne koło podbiegunowe), to 22 grudnia w południe Obserwowane drogi Słońca na różnych szerokościach geograficznych na początku poszczególnych pór roku 182 Słońce dla szer. geogr. pn. 50° iiegun Nadir pn. 23,5' Zenit Biegun Pn. geogr. Biegun Pn. szer. geogr. 0° (równik) Biegun Pd—TTTT dla S2er 9eo9r- Nadlr pn. 66,5° Zenit Biegun dla szer. geogr. pn. 90° (Biegun Pn.) Biegun Pn. Nadir pd. 38° szer. geogr. 183 Słońce znajdzie się dokładnie na horyzon- cie na południu, a przez resztę dnia znaj- duje się pod horyzontem. 21 czerwca jego wysokość w południe wynosi tylko 47° i nie zachodzi przez cały dzień, a o pół- nocy znajduje się dokładnie w północnym punkcie horyzontu. Gdy wreszcie znajdziemy się na północ- nym biegunie Ziemi, wówczas stwierdzi- my, że Słońce zatacza kręgi równoległe do horyzontu; 21 marca i 22 września po- rusza się ono dokładnie po linii horyzontu, poczynając od 21 marca stopniowo podno- si się po spirali i 21 czerwca osiąga naj- większą wysokość 23,5° nad horyzontem, a potem obniża się po spirali. Od 21 mar- ca do 22 września trwa dzień polarny, a przez następne półrocze Słońce znajdu- je się pod horyzontem. Na półkuli południowej Ziemi uwarun- kowania są podobne jak na północnej. Słońce wędruje po sklepieniu niebieskim ze wschodu poprzez północ na zachód, a więc nie z lewej w prawo, jak to jest na półkuli północnej, lecz z prawa na lewo. Do tej pory nie uwzględnialiśmy jeszcze zmierzchu. Gdy Słońce znajduje się 18° poniżej horyzontu, wówczas panuje zupeł- na ciemność (koniec zmierzchu astro- nomicznego), gdy znajduje się 12° poniżej horyzontu, widać tylko jaśniejsze gwiazdy (koniec zmierzchu średniego lub żeglars- kiego), gdy zaś znajdzie się 6° poniżej horyzontu (koniec zmierzchu cywilnego), wówczas niebo jest jasne na tyle, że mo- żemy zobaczyć gołym okiem najjaśniejsze gwiazdy i planety. Zmierzch lub świt trwa tym krócej, im bliżej równika się znajduje- my, a tym dłużej, im bliżej jest do bieguna ziemskiego. Pory roku występują w wyniku nachyle- nia osi ziemskiej względnie równika zie- mskiego o 23,5° względem płaszczyzny orbity Ziemi wokół Słońca. Gdyby oś Zie- mi była prostopadła do tej płaszczyzny, wówczas na naszej planecie w ogóle 184 nie byłoby pór roku, a na całej Ziemi przez cały rok byłoby zrównanie dnia z nocą, jedynie wysokość Słońca w południe była- by różna dla różnych szerokości geografi- cznych. Zacznijmy od 21 czerwca: w tym czasie półkula północna Ziemi jest trochę pochy- lona w kierunku Słońca, a półkula po- łudniowa trochę odchylona. Promienie sło- neczne padają wtedy w południe bardziej pionowo na półkulę północną, bardziej pła- sko na południową, a na zwrotniku północ- nym (zwrotniku Raka) padają wtedy prosto- padle. 22 grudnia dzieje się odwrotnie: pół- kula północna jest trochę odchylona od Słońca, a południowa trochę nachylona do niego i promienie słoneczne padają pros- topadle na zwrotnik południowy (zwrotnik Koziorożca). Tak więc na obu półkulach panują przeciwne pory roku: gdy na pół- nocnej zaczyna się lato, to na południowej zaczyna się zima i odwrotnie. Na obu bie- gunach dzień polarny i noc polarna trwają po pół roku. Obliczoną długość nocy zmniejsza zmierzch. Zmiana pór roku nie ma nic wspólnego ze zmianami odległości Ziemi do Słońca. Wprawdzie orbita Ziemi wokół Słońca jest eliptyczna, lecz spowodowane tym różnice odległości są bardzo niewielkie. Najbliżej Słońca znajdujemy się na począt- ku stycznia (peryhelium) i odległość od niego wynosi wtedy około 147 milionów kilometrów. Pół roku później, na początku lipca, znajdujemy się najdalej od Słońca (aphelium) i odległość wynosi 152 miliony kilometrów. Ponadto pory roku mają nieco różne długości w wyniku zmiennej prędko- ści Ziemi w jej ruchu dookoła Słońca: na półkuli północnej lato trwa 93 doby i 14 godzin i jest dłuższe od zimy, która trwa tylko 89 dób i 1 godzinę; na półkuli połu- dniowej liczby te trzeba przestawić. Przyczyny zmian pór roku (u góry) Słońce i plamy słoneczne (u dołu) Sionce *>**A IBH^^HHHSHHHIH 185 Słońce jest także obiektem godnym uwagi dla lunety. Nawet za pomocą najmniejszej lunety amatorskiej, lub lornetki, możemy przede wszystkim oglądać plamy słonecz- ne. Tu trzeba ostrzec stanowczo, że nie wolno nam patrzeć bezpośrednio w Słoń- ce. Istnieją proste metody obserwacji umożliwiające bezpieczne badanie Słońca; opisano je na stronie 270. Średnia odległość Słońca od nas wynosi 149,6 milionów kilometrów, a jego średni- ca wynosi 1390 000 km i trzeba by ułożyć obok siebie 109 kul ziemskich aby otrzy- mać średnicę Słońca. Na jego powierzch- ni panuje temperatura około 5800 K, w ob- szarze plam słonecznych maleje ona do około 4700 K, a więc na powierzchni Słoń- ca nie ma w ogóle zimnych miejsc. Wiel- kie plamy można obserwować nawet przez lornetkę, a za pomocą lunety o śre- dnicy obiektywu od 5 do 8 cm można zaplanować na wiele lat urozmaicone ob- serwacje gdyż plamy słoneczne nigdy nie występują z jednakową częstością: po- wstają one, rozwijają się i znikają. W przeciągu kilku dni możemy się zorien- tować, że przesuwają się one systematy- cznie na tarczy słonecznej ze wschodu na zachód, co wynika z obrotu Słońca: Słońce obraca się wokół swojej osi w ciągu 25 dób. Jednak przy obserwacji z Ziemi ten obrót wydaje się wydłużony do 27 dób, gdyż Ziemia obraca się wokół Słońca w tym samym kierunku, w którym ono obraca się wokół swojej osi. Tak więc długo żyjące plamy słoneczne można ob- serwować podczas kilku obrotów: wy- nurzają się one na krawędzi wschodniej, po około 13 dobach znikają na krawędzi zachodniej, aby po dalszych dwóch tygo- dniach pojawić się znowu na wschodzie. Na ogół plamy słoneczne trwają tylko kil- ka dni lub tygodni, a w tym czasie widzimy wyraźnie zmiany ich kształtu i wielkości. Na ogół plamy zbierają się w grupy, cza- sem bardzo szerokie, a ich długość znacz- nie przekracza 100000 km. Największe grupy plam słonecznych można zobaczyć nawet bez powiększenia (przez przyciem- nioną szybkę). Wielka plama słoneczna ma w środku ciemne jądro (cień) otoczone mniej ciemną obwódką (półcień). Większe grupy plam słonecznych mogą zawierać tuziny poszczególnych plam, a najobszer- niejsze grupy plam zawierają liczne jądra otoczone ogromnymi obwódkami. Można podjąć próby rysowania plam słonecznych w trakcie ich rozwoju. Aktualną aktywność słoneczną można na- wet ująć liczbowo wprowadziwszy tak zwaną liczbę Wolfa zależną od liczby plam słonecznych. Wprawdzie istnieją jeszcze inne możliwo- ści liczbowego przedstawienia aktywności słonecznej, jednak początkującym najła- twiej jest ustalić liczbę plam, a ponadto liczba Wolfa jest przyjęta od dawna przez fachowych obserwatorów. W celu określe- nia tej liczby trzeba najpierw ustalić licz- bę grup plam i pomnożyć ją przez 10. Do wyniku dodaje się liczbę wszystkich wido- cznych poszczególnych plam w każdej grupie. Ponadto za grupę uważa się poje- dynczą oddzielną plamę. Tak więc liczba Wolfa R = 10 x liczba grup + liczba plam. W wyniku obserwacji Słońca przez wiele lat, a nawet dziesięcioleci, ustalono okre- sowość występowania plam średnio co 11 lat; na przykład maksimum wystąpiło w 1979 r. (ostatnie w 1990 r.). W sąsiedztwie plam słonecznych występu- ją pochodnie słoneczne - przegrzane ob- szary o temperaturze około 7300 K lub wyższej, zwykłą lunetą obserwujemy je zresztą tylko w pobliżu krawędzi tarczy słonecznej. Przy spokojnym powietrzu i pracy z nie- zbyt małą lunetą amatorską dostrzegamy ponadto, że cała tarcza słoneczna pokryta Wielka grupa plam słonecznych (u góry), zmiana liczby Wolfa w czasie (u dołuj 186 jest siatką przypominającą ziarna, a zjawi- sko to nazywa się granulacją. Tłumaczy się je kipieniem bliskich powierzchni warstw Słońca. Każde „ziarno" (granula) ma śred- nicę wieluset kilometrów. Szczególnie efektownie wygląda zaćmienie Słońca. Nawet zaćmienie częściowe stano- wi godne uwagi wydarzenie astronomi- czne, gdyż podczas obserwacji przez lune- tę widzimy przy tej okazji krawędź czarnej tarczy Księżyca w nowiu nie w postaci koła, lecz z wypukłościami i wklęsłościami. Jest to spowodowane rzeźbą terenu Księ- życa, która pokazuje wtedy swój czarny kontur. O wiele ciekawsze jest jednak za- ćmienie całkowite. Robi się wtedy tak cie- mno, że pojawiają się na niebie gwiazdy, a wokół całkowicie zaćmionego Słońca ukazuje się korona - skrajna gazowa wars- twa o temperaturze od 1 do 3 milionów stopni. Bliżej krawędzi Słońca podczas całkowite- go zaćmienia widać ponadto czerwonawe twory, tak zwane protuberancje. Są to ob- łoki gazu unoszące się z dużą prędkością ponad powierzchnię Słońca, które na ogół opadają z powrotem. Obecnie możemy oglądać koronę słoneczną i protuberancje w dowolnym czasie, a więc nie tylko pod- czas całkowitego zaćmienia. Dzięki specja- lnemu wyposażeniu jest to możliwe nawet środkami amatorskimi, jednak początku- jący nie powinni się w to angażować, gdyż wystarczy im zajęcia z obserwacją plam i pochodni słonecznych. Ktoś, kto zabierze się za określanie liczby Wolfa - a można to wykonać w ciągu jed- nego bezchmurnego dnia - może nanieść swoje wyniki na wykres i na podstawie nasilenia i spadku aktywności słonecznej śledzić „wykres jego gorączki". Najpierw można nanieść poszczególne wartości dzienne, a potem z danych miesiąca ob- liczyć średnie miesięczne. W dłuższych przedziałach czasowych można obliczyć również średnie roczne i powoływać się na nie jako na ostateczne wyniki prywatnej statystyki oceny czasów maksimów i mini- mów występowania plam słonecznych. Śle- dzenie plam słonecznych zalicza się do najpiękniejszych i najciekawszych obser- wacji dla amatora. Potężna protuberancja na Słońcu (u góry) i korona słoneczna podczas całkowitego zaćmienia (u dołu) 188 Słońce 189 Księżyc i zaćmienia Obok Słońca, również Księżyc wykazuje zmienność w ustalonym rytmie i okresie, dokonujące się w krótkich przedziałach czasowych, a które można zauważyć na- wet gołym okiem, bez żadnych przy- rządów pomiarowych. Najlepiej widoczne z nich są zmiany kształtu (fazy Księżyca). Od jednego nowiu do drugiego upływa zawsze 29 d 12 h 44' 2,9" i ten odstęp nazywa się miesiącem synodycznym. Po około dwóch dniach po niewidzialnym nowiu możemy przez krótki czas obserwo- wać w zachodniej części horyzontu powię- kszający się sierp Księżyca tuż po zacho- dzie Słońca. Ile czasu upływa do pier- wszego ukazania się „nowego" sierpa, zależy od pory roku. W okresie między przesileniem letnim a zimowym nasz sa- telita znajduje się wkrótce po nowiu bar- dziej na południu w Zodiaku niż Słońce, a więc ma krótszy przebieg dzienny. W tym czasie upływa znacznie więcej dni (do trzech) nim sierp ukaże się po nowiu. Natomiast w czasie między przesileniem zimowym a letnim Księżyc po nowiu wznosi się w Zodiaku wyżej i dlatego staje się widoczny wcześniej, czasem już po upływie doby. Interesujące jest również położenie sierpa względem horyzontu. W średnich lub pół- nocnych szerokościach geograficznych sierp Księżyca jest mniej lub więcej „wy- prostowany" z ewentualnym niewielkim nachyleniem. Jednak nawet przy szeroko- ściach geograficznych środkowej Europy ma czasem położenie prawie łódki, mia- nowicie wtedy, kiedy Zodiak (Ekliptyka) przebiega dość stromo względem hory- zontu. Tak dzieje się szczególnie późną zimą i wczesną wiosną gdy wschodzi ros- nący księżyc oraz późnym latem i wczes- ną jesienią, gdy nad ranem zachodzi ma- lejący. Z dnia na dzień Księżyc zachodzi średnio o 50 min później, a ten odcinek czasu zmienia się w ciągu miesiąca. Jeże- li Księżyc porusza się po wznoszącej się części Zodiaku, wówczas moment jego za- chodu spóźnia się o prawie 1,5 h dziennie, lecz gdy porusza się po łuku opadającym, wówczas opóźnienie wynosi tylko 20 min. Około 7 dni po nowiu rosnący Księżyc osiąga połowę jasnej tarczy czyli pier- wszą kwadrę. Na półkuli północnej Ziemi prawa jego strona jest wtedy jasna, a le- wa ciemna. Podczas pierwszej kwadry Księżyc znajduje się na ogół na południu podczas zachodu Słońca i zachodzi około północy, lecz i tu istnieją niewielkie od- chylenia w poszczególnych porach roku. Księżyc osiąga pełnię po prawie 15 dobach po nowiu i na niebie znajduje się naprzeciw Słońca. Oznacza to, że podczas zachodu Słońca wschodzi on po przeciw- nej stronie horyzontu, o północy znajduje się na południu, a rano zachodzi podczas wschodu Słońca. Podczas pełni Księżyc wschodzi coraz później, a więc wkrótce staje się niewidoczny na niebie wieczor- nym. Po około 22 dobach od nowiu mamy male- jący Księżyc czyli trzecią kwadrę. Teraz jasna jest jego lewa strona, a prawa ciem- na. Gdy oglądamy go na półkuli południo- wej, wówczas jest dokładnie odwrotnie. W ostatniej kwadrze Księżyc wschodzi mniej więcej o północy, a rano podczas wschodu Słońca znajduje się na południu. Potem sierp coraz bardziej się zwęża i co- raz krócej Księżyc jest widoczny przed wschodem Słońca, aż wreszcie po raz Przyczyna faz Księżyca (u góry) i różnica między miesiącem gwiazdowym a sy- nodycznym (u dołu) 190 Księżyc i zaćmienia 191 ostatni widać go o świcie na wschodzie 1 do 3 dni przed nowiem. Okres, który upłynął od ostatniego nowiu nazywa się wiekiem Księżyca i często po- daje się go w ułamkach dziesiętnych do- by, gdyż moment nowiu, podobnie jak i in- nych faz podaje się w rocznikach astro- nomicznych z dokładnością do minuty. Jednak Księżyc porusza się po niebie na tle gwiazdozbiorów zodiakalnych. Po- nieważ przez miesiąc synodyczny rozu- miemy pełny cykl zmian położenia Księży- ca względem Słońca, to podobny cykl jego położenia względem gwiazd, który określa się jako miesiąc gwiazdowy, musi być kró- tszy, gdyż w trakcie około czterech tygo- dni Słońce przesuwa się prawie o jeden gwiazdozbiór. Miesiąc gwiazdowy trwa 27 dób 7 h 43 min 11,5 s. Podczas swego obiegu wokół Ziemi Księżyc co godzinę przesuwa się na niebie o pół stopnia, czyli mniej więcej o swoją średnicę. Jest to ruch na tyle szybki, że można go zauwa- żyć nawet w ciągu jednej nocy. Księżyc nie porusza się dokładnie w pła- szczyźnie ruchu naszej planety. Płaszczy- zna jego obiegu wokół Ziemi nachylona jest względem płaszczyzny orbity Ziemi wokół Słońca, czyli ekliptyki, o około 5° 9" i dlatego Księżyc znajduje się najczęściej albo powyżej Ekliptyki (nieco na północ) albo poniżej (na południe), a w dwóch przeciwstawnych miejscach tor Księżyca przecina ekliptykę. Te punkty określa się jako węzeł wstępujący olub węzeł zstępu- jący u. Tak więc podczas połowy swego biegu Księżyc znajduje się powyżej eklip- tyki (Księżyc górujący) lub poniżej jej (Księżyc dołujący). Byłoby to łatwe do przedstawienia, gdyby węzły orbity Księżyca tkwiły nieruchomo na ekliptyce, ale w rzeczywistości wędrują one przez ekliptykę w kierunku ze wschodu na za- 192 chód; w ciągu roku wynosi to 20°, a do całkowitego powtórzenia obiegu mija 6798 dób czyli 18,61 lat. Tak więc również czas między dwoma przebiegami przez węzły wstępujące jest nieco krótszy od miesiąca gwiazdowego, mianowicie 27 dób 5 h 5 min 35,8 s. Ten przedział czasu określa się jako miesiąc smoczy. A wreszcie or- bita Księżyca nie jest dokładnie kolista, lecz stanowi dość silnie spłaszczoną elip- sę i Księżyc nie zawsze znajduje się w ta- kiej samej odległości od Ziemi. Jego śred- nia odległość wynosi 384400 km, najwięk- sza 406740 km, najmniejsza 356410 km. Najbliższe i najdalsze położenie Księżyca nazywają się odpowiednio perygeum i apogeum. Również te dwa punkty obie- gają orbitę Księżyca, lecz z zachodu na wschód, a czas między kolejnymi przejś- ciami przez perygeum wynosi 27 dób 13 h 18 min 33,2 s, a więc jest nieco dłuższy od miesiąca gwiazdowego; ten czas nazy- wa się miesiącem anomalnym. Odcinek łączący perygeum i apogeum nazywa się linią apsyd. Obieg linii apsyd wynosi 3232 doby czyli 8,85 lat. Każdy wie, że pływy morskie, przypływ i odpływ, mają związek z obiegiem Księ- życa, jednak prawidłowo możemy zro- zumieć pływy dopiero wziąwszy pod uwa- gę, źe również Ziemia porusza się wokół wspólnego środka masy układu Ziemia - Księżyc. Ponieważ jednak masa Księży- ca jest 81 razy mniejsza od masy Ziemi, to ten punkt znajduje się 4800 km od środka Ziemi, a więc leży wewnątrz kuli ziems- kiej. W trakcie obrotu Ziemi wokół wspól- nego środka ciężkości powstaje siła odśrodkowa, a tylko w środkowym punk- Nachylenie orbity Księżyca do płaszczyzny orbity Ziemi (u góry). Powstawanie pływów morskich (u dołu) cie Ziemi siła przyciągania Księżyca i siła odśrodkowa są równe i przeciwnie skiero- wane, a więc znoszą się. Natomiast od strony zwróconej ku Księżycowi jego przyciąganie jest nieco silniejsze niż siła odśrodkowa i dlatego powstaje tam przy- pływ (wysoka woda). Zgodnie z tym od strony przeciwnej siła odśrodkowa działa silniej niż przyciąganie Księżyca, więc i tam występuje przypływ. Są więc dwie kulminacje przypływu położone naprzeciw siebie, a między nimi występują odpływy (niska woda). Jeżeli pominiemy szcze- góły, to w każdej przystani w ciągu doby zauważymy dwa przypływy i dwa odpływy. Nie występują one jednak dokładnie w momencie kulminacji Księżyca, to zna- czy wtedy, gdy osiąga on położenie naj- wyższe ponad lub najniższe pod horyzon- tem. W wyniku odbić fali przypływu i in- nych zjawisk zachodzących na wybrzeżu powstają opóźnienia, nawet wielogo- dzinne, a każdy port ma sobie właściwe czasy portowe. Lecz istnieją i pływy wywołane działaniem Słońca, są jednak trzykrotnie słabsze od pływów wywołanych działaniem Księżyca. Gdy jednak Słońce, Księżyc i Ziemia znaj- dują się w jednej linii, jak to się dzieje podczas nowiu i pełni, wówczas działania Słońca i Księżyca wzmacniają się wzaje- mnie i mamy pływ duży (syzygijny). Nato- miast podczas pierwszej i trzeciej kwadry, kiedy Księżyc, Ziemia i Słońce tworzą kąt prosty, przypływ słoneczny nakłada się na odpływ księżycowy i odwrotnie - mamy wtedy słabszy pływ kwadraturowy. Nasz kalendarz wprowadzony w krajach Zachodu opiera się głównie na obiegu Ziemi wokół Słońca, lecz zauważymy ukryty w nim obieg Księżyca: nasze dzi- siejsze miesiące są nieco dłuższe niż pra- wdziwy czas obiegu Księżyca, czy to księ- życowy, czy gwiazdowy, dzięki czemu mo- żemy w roku kalendarzowym umieścić 12 miesięcy. Sam rok jest dostosowany do obiegu wokół Słońca. Co prawda Ziemia nie obiega Słońca w dokładnie 365 dób, lecz 365,242 dób (rok zwrotnikowy), koń- cówki sumują się w ciągu czterech lat dając około jedną dobę, 29 lutego w roku przestępnym. Pozostały nadmiar 0,008 do- by powstający w ciągu roku gubi się w ten sposób, że lata kończące wiek są normal- nymi latami o 365 dobach pod warunkiem, że numer roku nie jest podzielny przez 400. Ten system wprowadził papież Grze- gorz XIII w ramach reformy kalendarza ogłoszonej w 1582 r. (kalendarz grego- riański). Występujący w nim błąd jest tak mały, że dopiero po 3000 lat zsumuje się w jedną dobę. Nasz kalendarz ma jednak pewien związek z obiegiem Księżyca: zgodnie z decyzją Soboru Nicejskiego (325 r. n.e.) termin Wielkanocy ustala się na podstawie miesiąca księżycowego, we- dług którego, Wielkanoc przypada w nie- dzielę po pierwszej wiosennej pełni Księ- życa, czyli po pierwszej pełni po wiosen- nym zrównaniu dnia z nocą. W praktyce jednak oblicza się termin Wielkanocy we- dług skróconej reguły i wobec tego mogą wystąpić drobne odchylenia od już poda- nej. Zwykle najwcześniejszym terminem jest 22 marca, najpóźniejszym 25 kwiet- nia. Natomiast kalendarze: żydowski i mahometański są ściśle powiązane z obiegiem Księżyca, występują w nich prawdziwe miesiące synodyczne o długo- ści 29 lub 30 dób. 12 takich miesięcy two- rzy rok księżycowy o długości 354 dób (rok zwykły) lub 355 dób (rok przestępny). Tak na przykład 27 sierpnia 1984 r. rozpo- czął się żydowski rok 5745 i mahometań- Powstawanie zaćmień Słońca i Księżyca 194 ski rok 1405. Lata żydowskie liczy się od 7 października 2761 r. p.n.e., kiedy to we- dług przekonań żydowskich stworzony zo- stał świat, a Mahometanie liczą lata od 16 lipca 622 r. n.e. czyli od ucieczki Mahome- ta z Mekki. Oczywiście, bez Księżyca nie byłoby żad- nych zaćmień Słońca ani Księżyca, a z drugiej strony gdyby orbita Księżyca nie była nachylona do płaszczyzny obrotu Ziemi, wówczas przy każdym nowiu występowałoby zaćmienie Słońca, gdyż Księżyc musiałby wtedy przejść przez tar- czę słoneczną, a przy każdej pełni zaćmienie Księżyca, gdyż musiałby on wtedy przejść przez cień Ziemi. Jednak w rzeczywistości zaćmienie może się zda- rzyć tylko wtedy, gdy Księżyc znajdzie się na nowiu lub w pełni w pobliżu węzła wstępującego lub zstępującego swej orbi- ty. Średnio w roku zaćmienie Słońca zda- rza się dwa lub trzy razy, a zaćmienie Księżyca raz lub dwa razy. Ponadto nie są one widoczne na całej Ziemi, zwłaszcza zaćmienie Słońca jest widoczne tylko na bardzo ograniczonych obszarach, zaś za- ćmienie Księżyca można zobaczyć wszę- dzie, gdzie w danym czasie panuje noc. Z powodu przesuwania się linii węzłów po orbicie Księżyca terminy jego zaćmień ulegają z roku na rok przyspieszeniu o kil- ka dni, a takie same zaćmienia zdarzają się zawsze co 18 lat i 10 dób (okres sa- ros). W przypadku zaćmień Słońca rozróż- nia się trzy ich rodzaje: podczas zaćmie- nia całkowitego na powierzchnię Ziemi pada cień Księżyca, a tarcza słoneczna oglądana z Ziemi jest całkowicie zakryta tarczą Księżyca. Podczas zaćmienia częś- ciowego znajdujemy się w półcieniu Księ- życa, a jego tarcza tylko częściowo zakry- wa słoneczną. Wreszcie zaćmienie ob- rączkowe zdarza się wtedy, gdy Księżyc znajduje się w apogeum, a więc w najdal- szym punkcie swej orbity i wydaje się mniejszy od tarczy słonecznej, a na zewnątrz pozostaje niezaćmiony pierś- cień. Zaćmienie całkowite można obserwować wzdłuż pasa ciągnącego się na powierz- chni Ziemi z zachodu na wschód, który odpowiada ruchowi cienia Księżyca po powierzchni naszej planety. Ten tak zwa- ny pas zaćmienia całkowitego ma zawsze szerokość około 200 km. Uwzględniając dalej, że cień Księżyca porusza się po powierzchni Ziemi z prędkością około 28 km/min, to czas całkowitego zaćmienia wynosi najwyżej 8 min. Najbliższe całkowite zaćmienie, które bę- dzie można obserwować w Europie, nastąpi 11 sierpnia 1999 r., a strefa za- ćmienia całkowitego będzie się rozpoście- rała przez północną Francję, południowe Niemcy i wschodnią część Austrii. Całko- wite zaćmienie obserwowano ponadto 24lipca 1990 r. w Finlandii. Istnieją dwa rodzaje możliwości za- ćmienia Księżyca: gdy cały znajdzie się w obszarze cienia Ziemi wtedy mamy za- ćmienie całkowite, a gdy przejdzie przez ten obszar częścią swej tarczy, wtedy ma- my zaćmienie częściowe. Jednak podczas zaćmienia całkowitego Księżyc nie znika zupełnie z nieba, można ciągle obserwo- wać jego czerwonawy blask. Przyczyną tego jest nasza atmosfera ziemska, która załamuje nieco światła słonecznego w ob- szar cienia Ziemi. Podczas długiej drogi promieni słonecznych przez atmosferę ró- wnoległą do powierzchni Ziemi w kierun- ku pełnego cienia ulega załamaniu głów- nie światło o falach długich, tzn. czerwo- ne, zaś światło o innych barwach ulega rozproszeniu w atmosferze. Stopień ście- mnienia Księżyca podczas zaćmienia 196 Księżyc i zaćmienia Zaćmienia Słońca w latach 1985-2000 Dała Typ Obszar widoczności 19. 5.1985 częściowe Arktyka, Azja Pn., Ameryka Pn. (pn.) 12.11.1985 całkowite pd. Pacyfik, Antarktyka, Ameryka Pd. (pd.) 9. 4.1986 częściowe Antarktyka, Australia 3.10.1986 obrączkowe - całkowite pn. Atlantyk, Ameryka Pn. i Środkowa 29. 3.1987 obrączkowe - całkowite Argentyna, Atlantyk, śród. Afryka, 0. Indyjski 23. 9.1987 obrączkowe śród. Azja, Pacyfik, Australia (pn.-wsch.) 18. 3.1988 całkowite 0. Indyjski, Pacyfik, Azja (wsch.), Australia (pn.), Ameryka Pn.(zach.) 11. 9.1988 obrączkowe Afryka (wsch.), 0. Indyjski, Azja Pd., Australia 7. 3.1989 częściowe Arktyka, Ameryka Pn. 31. 8.1989 częściowe Antarktyka, Afryka Pd. 26. 1.1990 obrączkowe Antarktyka, Ameryka Pd. (pd.) 22. 7.1990 całkowite Finlandia, Rosja (pn.), Pacyfik, Ameryka Pn. 15. 1.1991 obrączkowe Australia, Nowa Zelandia, Pacyfik 11. 7.1991 całkowite Pacyfik, Ameryka Środkowa i Pd. (pn.) 4. 1.1992 obrączkowe Pacyfik, Australia (pn.-wsch.), Ameryka Pn. (zach.) 30. 6.1992 całkowite Atlantyk pd., Ameryka Pd. Afryka Pd. 24.12.1992 częściowe pn. Pacyfik, Azja (pn.-wsch.) 21. 5.1993 częściowe Arktyka, Ameryka Pn., Europa (pn.) 13.11.1993 częściowe Antarktyka, Australia (pd.), Ameryka Pd. (pd.) 10. 5.1994 obrączkowe Pacyfik, Ameryka Pn. i Środkowa, Atlantyk, Europa (zach.), Afryka (pn.-zach.) 3.11.1994 całkowite Ameryka Pd., Atlantyk (pd.), Afryka Pd. 29. 4.1995 obrączkowe Pacyfik (pd.), Ameryka Środkowa i Pd., Atlantyk (pd.) 24.10.1995 całkowite Azja (pd.), Pacyfik 17. 4.1996 częściowe Pacyfik (pd.) 12.10.1996 częściowe Ameryka Pn. (pn.-wsch.), Europa, Afryka Pn. 9. 3.1997 całkowite Rosja (wsch.), Arktyka 2. 9.1997 częściowe Antarktyka, Australia 26. 2.1998 całkowite Pacyfik, Ameryka Pd. i Środkowa, Atlantyk (pn.) 22. 8.1998 obrączkowe 0. Indyjski, Azja (pd.-wsch.), Australia, Pacyfik 16. 2.1999 obrączkowe Afryka Pd., 0. Indyjski, Australia, Pacyfik, Antarktyka 11. 8.1999 całkowite Ameryka Pn. (wsch.), Atlantyk, Europa, Azja (zach.), Azja (pd.); częściowo widzialne jako cał- kowite w środkowej Europie 5. 2.2000 częściowe Antarktyka, Atlantyk (pd.), 0. Indyjski (pd.) 1. 7.2000 częściowe Pacyfik (pd.), Ameryka Pd. 31. 7.2000 częściowe Azja (pn.), Arktyka, Pacyfik (pd.), Ameryka Pn. (wsch.) 25.12.2000 częściowe Ameryka Pn. i Środkowa, Atlantyk (pn.-wsch.) f 197 zmienia się od przypadku do przypadku: czasem jest on jasnoróżowy, a czasem znika zupełnie. Może się również zdarzyć, że Księżyc przechodzi tylko przez obszar półcienia Ziemi, lecz takie zaćmienie półcieniowe jest zupełnie bez znaczenia, gdyż obszar ten jest silnie rozjaśniony. Tylko w obsza- rze graniczącym z obszarem pełnego cie- nia zachodzi silniejsze przytłumienie światła, dzięki któremu dostrzeżemy przy- ciemnienie, „zadymienie" tarczy Księ- życa, gdy on się tam znajdzie. Na ogół takich zaćmień nie notuje się w roczni- kach lub kalendarzach astronomicznych. Całkowite zaćmienie Księżyca trwa dłużej niż całkowite zaćmienie Słońca, mogą upłynąć nawet dwie godziny, nim Księżyc przejdzie przez cały obszar cienia Ziemi. Łączny czas całego zjawiska jest jeszcze dłuższy, gdyż prawie dwie godziny trwa wchodzenie w obszar cienia i wychodze- nie z niego. W ten sposób dochodzimy do 3,5-4 godzin, a gdy doliczymy czas prze- chodzenia przez półcień, wówczas otrzy- mamy łącznie czas trwania całkowitego zaćmienia Księżyca z fazą poprzedzającą je i z fazą końcową równy około sześciu godzinom. Dzięki szybkiemu przebiegowi Księżyca przez pas Zodiaku dochodzi stosunkowo często do zakrywania przez niego gwiazd. Czasy tych zakryć podano w wielu kalen- darzach i rocznikach astronomicznych. „Czasy kontaktu", to znaczy momenty wejścia gwiazdy za lewą, wschodnią kra- wędź Księżyca i jej wyjścia poza prawą, zachodnią, zależą od miejsca. Nawet dla miejscowości odległych o kilkaset kilome- trów występują różnice liczone w mi- nutach. Najłatwiej jest zaobserwować wej- ście, gdyż można umiejscowić gwiazdę przed tym momentem i śledzić jej zniknię- cie. Przy wyjściu jest to na ogół trudniej- sze, gdyż często nie wiemy dokładnie, w którym punkcie krawędzi Księżyca gwiazda się pokaże i dlatego zwraca się uwagę na dokładne położenia kątowe, przy których się ona ukaże; i one są poda- ne w rocznikach. Ponadto wygodniej jest obserwować moment przejścia przez cie- mną krawędź Księżyca, jak to się dzieje przy rosnącym Księżycu. Można wtedy śledzić aż do krawędzi tarczy księżycowej również słabsze gwiazdy, które często znikają w pobliżu krawędzi oświetlonej. Co za tym idzie, moment wyjścia wygod- niej jest obserwować przy Księżycu male- jącym, gdyż ciemna jest wtedy prawa stro- na tarczy. Czasami uzyskuje się „pasmo- we" przesłonięcia gwiazd, gdy zdarzają się one w pobliżu jego bieguna północne- go lub południowego. Bardzo jasne gwiazdy w obrębie Zodiaku, które może zakrywać Księżyc, są nielicz- ne. Ponadto zakrycie gwiazdy każdorazo- wo zależy od tego, która z nich znajdzie się w węźle wstępującym lub zstępującym orbity Księżyca. Do tego rodzaju gwiazd pierwszej wielkości należą Aldebaran w Byku, Regulus w Lwie, Spica w Pannie i Antares w Skorpionie. Zakrywana gwiazda znika za krawę- dzią tarczy księżycowej zupełnie nagle i równie nagle wyłania się zza niej. Przy- czyną jest fakt, że gwiazdy stałe ukazu- ją się nam jako punkty, a ponadto Księ- życ nie ma atmosfery. Gdyby ją miał, to zawsze ulegałyby w niej rozproszeniu promienie gwiazdy o falach od krótszych Pasy centralne całkowitych i obrączkowych zaćmień Słońca od 1985 do 2000 r. (u góry) i pas zaćmienia całkowitego dnia 11 sierpnia 1999 r. (u dołu) 198 ¦całkowite j ¦obrączkowe' •Bruksela zaćmienie Słońca początek ""koniec •Praga ^Karlsruhe Strasburg •/ >Stuttgart • Augsburg Monachium* (% Lmz »Salzburg Wiedeń )ijnn 199 do coraz dłuższych powodując osłabienie jej świecenia i gwiazda zanikałaby stopnio- wo na jednej krawędzi i stopniowo doras- tałaby do początkowej jasności na drugiej. Nagłe znikanie gwiazd podczas zakry- wania przez Księżyc jest niezbitym dowo- dem na to, że nie ma on atmosfery. Nieco inaczej jest podczas zakrywania pla- net przez Księżyc, wtedy czas trwania za- leży od rozmiarów tarczy planety. Szcze- gólnie ciekawe są zakrycia planety Jowisz i jej czterech najjaśniejszych satelitów. W kalendarzach astronomicznych odno- towano i te wydarzenia, są one jednak znacznie rzadsze niż przesłonięcia gwiazd. Choć tutaj mówimy o Księżycu, to należy również wskazać na możliwość zakrywania gwiazd przez planety. Ponieważ niektóre planety mają rozległe atmosfery (na przy- kład Wenus), to często dochodzi tu do stop- niowego spadku i znowu do stopniowego wzrostu jasności gwiazdy. Zakrycia gwiazd przez planety są jednak niezwykłą rzadko- ścią. Księżyc jest kuszącym obiektem nawet dla obserwatora wyposażonego w niewielką lunetę, a najważniejsze szczegóły powierz- chni można rozróżnić już gołym okiem. W podaniach ludowych ciemne plamy wi- doczne bez lunety interpretowano to jako twarz, to jako królika wyskakującego z krzaka, to jako prząśniczkę z kołowrot- kiem, rolnika ze snopem, lub dzieci niosą- ce kubeł wody. W zasadzie oglądamy zawsze tę samą „twarz" Księżyca. Nasz satelita zwraca ku Ziemi zawsze tę samą stronę, pomijając drobne wahania zwane libracją. Księżyc obraca się wokół swej osi w takim samym czasie, w jakim jednokrotnie obiega Ziemię (synchroniczna rotacja). Jego odwrotną stronę poznano dopiero w 1959 r. za pomocą sondy kosmicznej. Księżyc należy - w stosunku do swej pla- nety - do największych satelitów Układu Słonecznego. Jego średnica wynosi 3476 km, a masa równa jest aż 1/81 masy Ziemi. Ciemne plamy są to tak zwane morza. Nieco wyraźniej widać je w lornetce teat- ralnej, a lornetka polowa ukazuje nawet największe kratery i łańcuchy górskie. Wi- dok jest najpiękniejszy wtedy, gdy ogląda- my go w fazie zbliżonej do półksiężyca. W tym czasie promienie słoneczne padają pod ostrym kątem na półkulę Księżyca zwróconą ku nam i cienie dają plastyczną rzeźbę terenu. Natomiast podczas pełni nie można zaobserwować z Ziemi efektów pla- stycznych, ponieważ rozświetlona jest cała powierzchnia, a wzniesienia i zagłębienia są ledwie widoczne. Morza otrzymały fantastyczne nazwy łaciń- skie, na przykład Oceanus Procellarum - Ocean Burz, Marę Imbrium - Morze De- szczów, Marę Nubium - Morze Chmur, Ma- rę Humorum - Morze Wilgoci, Marę Sere- nitatis - Morze Jasności, Marę Tranquilita- tis - Morze Spokoju, Marę Nectaris - Mo- rze Nektaru, Marę Foecunditatis - Morze Żyzności, Marę Crisium - Morze Przesileń i Marę Frigoris - Morze Zimna. Najefek- towniejsze jest Morze Przesileń o średnicy około 1000 km. Przede wszystkim w sąsie- dztwie zagłębień mórz rozciągają się dłu- gie łańcuchy górskie, którym nadano nazwy gór ziemskich, na przykład Morze Przesileń otaczają: Karpaty, Apeniny, Kau- kaz, Alpy i Jura, a na skraju Morza Żyzno- ści znajdują się Pireneje. Najbardziej jed- nak rzucają się w oczy kratery i góry pierś- cieniowe, których nazwy pochodzą od imion lub nazwisk astronomów, filozofów, matematyków i innych badaczy z odległej przeszłości: Kopernik, Kepler, Platon, Archimedes, Ptolemeusz, Alphonsus i Gas- sendi. Kratery na niewidocznej stronie 200 Księżyc ______—_^_^^^^^^^_____ ___________ i zaćmienia Zakrycia jaśniejszych gwiazd i planet przez Księżyc w latach 1985-2000 Poniżej podano przesłonięcia przez Księżyc naj- jaśniejszych gwiazd Zodiaku i jasnych planet, od Merkurego do Saturna. Podano tylko takie prze- słonięcia, którewypadają w nocy, natomiast prze- słonięcia planet podano i wtedy, gdy wypadają one w ciągu dnia, to znaczy, gdy zdarzenie ma miejsce w sąsiedztwie Słońca. Uwzględniono tylko przesłonięcia widoczne w Europie. gdyż dokładne wartości czasu znacznie się różnią Podane czasy należy traktować jako orientacyjne, w zależności od miejsca; w pewnych przypadkach odchylenia mogą przekraczać godzinę. Data środkowoeuropejski) Ciało niebieskie Obszar widoczności 22. 4.1985 14 Mars cała Europa 10. 9.1986 18 Antares Europa Zachodnia i Południowa 14. 4.1987 4 Spica cała Europa 25. 4.1987 13 Wenus Europa Północna 7. 6.1987 23 Spica cała Europa 19. 4.1988 24 Wenus Europa Północna 19. 6.1988 20 Regulus Europa Północno-Wschodnia 9. 9.1988 15 Regulus cała Europa 7.10.1988 4 Wenus Europa Północna, Północno-Wschodnia 3.11.1988 4 Regulus Europa Północna 19. 3.1989 18 Regulus Europa Południowo-Wschodnia 5. 7.1989 13 Mars Europa Zachodnia i Południowa 12. 3.1991 8 Saturn cała Europa 22. 3.1991 18 Mars Europa, oprócz Południowej 4. 4.1991 4 Antares cała Europa 27.12.1994 7 Spica Europa Południowo-Wschodnia 19. 3.1995 1 Spica Europa, oprócz Południowo-Wschodniej 12. 5.1995 22 Spica Europa, oprócz Południowo-Wschodniej 27. 5.1995 8 Wenus Europa, oprócz Południowo-Wschodniej 12. 7.1996 10 Wenus cała Europa 1.10.1996 23 Aldebaran cała Europa 29.10.1996 9 Aldebaran Europa, oprócz Południowo-Wschodniej 25.11.1996 17 Aldebaran Europa Północna i Wschodnia 23.12.1996 1 Aldebaran Europa Północna 14. 3.1997 20 Aldebaran cała Europa 12.11.1997 2 Saturn cała Europa 15.11.1997 21 Aldebaran Europa Południowa i Południowo-Wschodnia 13.12.1997 6 Aldebaran skraj Europy Zachodniej 5. 2.1998 19 Aldebaran Europa Południowa 26. 3.1998 12 Jowisz cała Europa 28. 4.1998 19 Aldebaran Europa, oprócz Północnej 6.11.1998 3 Aldebaran cała Europa 30.12.1998 24 Aldebaran cała Europa 2. 2.1999 2 Regulus Europa Południowo-Wschodnia 22. 3.1999 19 Aldebaran cała Europa 28. 3.1999 17 Regulus cała Europa 24. 4.1999 23 Regulus Europa, oprócz Północnej 15. 7.1999 22 Regulus Europa Północno-Zachodnia 2. 9.1999 13 Aldebaran Europa Północna i Wschodnia 30. 9.1999 5 Aldebaran Europa Północna 12.12.1999 19 Mars Europa Zachodnia 29. 7.2000 18 Merkury Europa Północna i Zachodnia « 201 Księżyca otrzymały nazwy od osób ży- jących w XX wieku. Największe kratery zwróconej ku nam stro- ny mają średnice około 300 km; zaliczają się do nich Bailly - 270 km i Clavius - 240 km. Ich ściany mogą mieć wysokości do 10000 m, jednak granica między najwięk- szymi kraterami zwanymi czasem kotlina- mi a mniejszymi morzami jest nieostra, czego przykładem są Morze Przesileń i Morze Wilgoci. Z drugiej strony wielkie kotliny, jak Clavius, przypominają małe morza. Za pomocą lunet o średnicy obiektywu od 6 cm widzimy na powierzchni Księżyca tyle szczegółów, że możemy się nimi za- jmować całe lata, jeżeli chcemy dobrze poznać wszystkie widziane obszary. A je- żeli ktoś ma zdolności matematyczne, znaj- dzie tu dla nich zastosowanie. Gdzieniegdzie na powierzchni Księżyca występują liniowe wyżłobienia, niektóre mają długość ponad 100 km. Najbardziej znana jest tak zwana Dolina Śrutu w po- bliżu krateru Herodot i bruzda Hyginus w pobliżu krateru Hyginus położonego na Morzu Spokoju. Godny uwagi uskok, „Pros- ta Ściana", po łacinie Rupes, znajduje się na południowo-wschodniej stronie Morza Chmur w sąsiedztwie krateru Purbach. W poprzek przez Alpy biegnie słynna Do- lina w Alpach widoczna nawet w małej lunecie. Choć obserwowanie naszego satelity pod- czas pełni nie jest z pewnych względów zalecane, to właśnie w tym czasie szcze- gólnie wyraźnie występuje ciekawe zjawis- ko: jasne układy smug rozchodzą się od niektórych kraterów. Najwyraźniejszy jest układ smug krateru Tycho, gdzie długość niektórych znacznie przekracza 1000 km, a więc rozciągają się one praktycznie na całą widoczną półkulę. Przy obserwowaniu 202 Księżyca w niewielkim powiększeniu wydaje się wręcz, że jakiś siłacz uderzył Księżyc w miejscu krateru Tycho ogro- mnym młotem powodując rozpryski we wszystkich kierunkach. Mniejsze układy smug występują przy górach pierście- niowych Kopernik, Kepler, Arystarch i Pro- klus. Nawet używając małej lunety można odbyć „spacer" po powierzchni Księżyca. Tutaj podano kilka szczególnie pięknych krajobrazów. Weźmy na przykład krater Kopernik i jego otoczenie. Najlepiej jest obserwować go podczas rosnącego Księżyca w dwa lub trzy dni po pierwszej kwadrze, lecz dobrych obserwacji można też dokonać przy Księżycu malejącym mniej więcej dzień po trzeciej kwadrze. W obu tych czasach granica nocy z dniem (granica części oświetlonej) przebiega w sąsiedztwie tego krateru, tak że wszyst- kie nierówności terenu rzucają długie cie- nie. Sam Kopernik ma średnicę około 90 km. Wyraźny jest tarasowaty spadek jego wału do wewnątrz dochodzący do 3500 me- trów. W środku krateru znajduje się masy- wne wzniesienie centralne o wielu szczy- tach. Robi ono szczególne wrażenie, jeśli ogląda się je wtedy, gdy granica części oświetlonej posunęła się (lub cofnęła) tak, że wnętrze krateru jest już (lub jeszcze) całkowicie ciemne, a wierzchołki central- nego wzniesienia błyszczą jak punkty po- dobne do gwiazd. Wał otoczony jest nie- przejrzaną plątaniną poszczególnych wzniesień i grzbietów górskich, przy czym niektóre z nich rozchodzą się promieniście Mapa Księżyca i\ijięLyc i zaćmienia Zaćmienia Księżyca w latach 1985-2000 Litera E oznacza, że zaćmienie jest widoczne w Europie Data 4. 5.1985 28.10.1985 24. 4.1986 17.10.1986 3. 3.1988 27. 8.1988 20. 2.1989 17. 8.1989 9. 2.1990 6. 8.1990 21.12.1991 14. 6.1992 Typ Data całkowite (E) 9.12.1985 całkowite (E) 4. 6.1993 całkowite 29.11.1993 całkowite (E) 25. 5.1994 częściowe 15. 4.1995 częściowe (E, tylko wschód) 4. 4.1996 całkowite (E) 27. 9.1996 całkowite (E) 24. 3.1997 całkowite (E) 16. 9.1997 częściowe 28. 7.1999 częściowe 21. 1.2000 częściowe 16. 7.2000 całkowite (E) całkowite całkowite (E, tylko zachód) częściowe (E, tylko zachód) częściowe całkowite (E) całkowite (E) częściowe (E, tylko zachód) całkowite (E) częściowe całkowite (E) całkowite Manzinus Mutus Pitiscus .Fabncius ^iccolomini w/f /•taius >• i •..& - 'Fracastonus Moretas- Bailly Clayms Meginus , Mauralycus Ujngomontanus Sioiler ' i Tycho Phdcylide? Schickara" Aliacensis Werner Blanchinus Purbach <5>™ius ¦ śApoltołiHjj tFirmicus'7 Condarcet CRiSłlłfl Cyrillus ., ,, , - Araehel „# eophilus ... Alphonsus1 MARĘ Albategnius ^ ¦' ' NUBIUM Jłolamaeus *elamtoe ¦ Fra Maura Vitello MARĘ Bufeldus UUMORUM Mersemus ! ll*asseni?i MARĘ TRANOUILLiTATi; fiodin Agnpps MVI RE l Pallas VAP0RUM s- 0CEANUS PR0CELLARUM. JJBtronne J Gnmbald; I Flamsteed Kepler MARĘ \ Bessel S E R L NIT Ą.T IS- fratosthenes/ hevel Marius M^ &i. iusfl I 3ytheas iiBernouilli "flosidonius Lacus ¦•FianBin .S6mnl0,,.„ Autołycus Timocharis • * Aichimedes Herodotus / - , ¦ r»«im MARE IMBRIUM Afetocuies ^™s CaSS'ni , 7py ; ;Sinus Bianctlini $^ "* MARE FRICiUfilS 203 od środka krateru. Od północy łączy się z Kopernikiem łańcuch górski Karpat o wy- sokości od 1500 do 2000 m przerywany w wielu miejscach. Na północny zachód od Kopernika leży krater Eratostenes o średnicy 60 km, jego ściany wznoszą się aż do 5000 m ponad poziom wnętrza, które ze swej strony leży około 2500 m poniżej obszaru zewnętrzne- go. I w tym kraterze znajduje się wyraźne wzniesienie centralne. Godny uwagi ob- szar rozciąga się między Kopernikiem i Eratostenesem. Rozpoznajemy tu naj- pierw niewyraźny w obserwacji krater Sta- dius, który mierzy 60 km; określa się go czasem jako „krater-widmo". Wyraźnie wi- dać, że po powstaniu został on w znacz- nym stopniu zalany masami lawy. Na skra- ju i wewnątrz tego krateru widzimy w nieco większej lunecie amatorskiej niewielkie kratery, a na szczególną uwagę zasługuje ich łańcuch zaczynający się od północno- -wschodniego skraju Stadiusa i biegnący dalej w tym kierunku ku Karpatom. Łańcuch tworzy kilka tuzinów maleńkich kraterów o średnicach niewielu kilomet- rów, ułożonych w nieco nieregularny sze- reg. Urocze Morze Przesileń najlepiej obserwo- wać trzy lub cztery dni po nowiu lub dwa dni po pełni. Ma ono średnicę 500 km. Oglądane z Ziemi wydaje się eliptyczne, jednak jest prawie koliste. W jego wnętrzu widzimy liczne zmarszczenia, zwłaszcza w stronie wschodniej. W tym obszarze mo- żna zauważyć jeszcze kilka mniejszych kraterów, zwłaczcza Picard położony bar- dziej na południe i - bardziej na północ - Peirce. W północno-wschodniej części Księżyca leżą obok siebie trzy kratery: Theophilus, Cyrillus i Catharina. Najlepiej jest obser- wować je w pięć dni po nowiu lub w cztery doby po pełni. Theophilus to wielki krater o średnicy nieco ponad 100 km, jego kra- wędź jest niezwykle ostra, a w środku wi- dzimy kilka wzniesień centralnych. Podob- nie jak w Koperniku, zbocze wewnętrzne jest tarasowate, a wysokość wału ponad wnętrzem wynosi 5000 m. Theophilus musi być kraterem stosunkowo młodym, gdyż południowy wschód jego wału nakłada się na starszy krater Cyrillus. Ten ostatni ma średnicę około 90 km, a w jego wnętrzu widać co najmniej dwa wzniesienia środ- kowe i kilka mniejszych kraterów wtórnych, a ponadto pofałdowania i pęknięcia. Bar- dziej na południu znajduje się Catharina o średnicy 90 km i z wałem o wysokości 4800 m. Jest to najstarszy z wymienionych tu kraterów, jego wał uległ już częściowe- mu zniszczeniu, zaś na wale, jak i wewnątrz, odkrywamy wiele małych kra- terów wtórnych. Innym pięknym rejonem jest, położony da- leko na północy, krater Platon i jego oto- czenie. Najlepiej jest obserwować go w do- bę po pierwszej kwadrze lub podczas trze- ciej kwadry. Ma on średnicę 100 km, wał ma wprawdzie wysokość tylko 1000 m, lecz w niektórych miejscach osiąga on 2000 m. Ponadto wał jest niezwykle ostry i wąski. W jego wnętrzu początkowo nie odkrywa- my żadnych dalszych szczegółów, ani wzniesienia centralnego, ani krateru. Gdy jednak użyjemy lepszej lunety i prowadzi- my obserwacje przy urozmaiconym oświet- leniu, wówczas zauważamy ten lub inny minikrater i inne szczegóły. Na południe od Morze Deszczów (u góry z lewej), kratery Theophilus, Cyrillus i Catharina (u góry z prawej), Morze Przesileń (u dołu z lewej) i zabarwienie Księżyca podczas zaćmienia (u dołu z lewej). Na trzech pierwszych zdjęciach północ jest u dołu 204 Platona widzimy na Morzu Deszczów grupę rozrzuconych gór. Należy do nich Pico o wysokości około 2300 m, a na wschód od niego góry Teneryfa. Bardziej na zachód od Platona leżą Alpy i już wspomniana poprze- czna Dolina w Alpach, a na wschód góry Jura, które najlepiej oglądać w trzy do czte- rech dób po pierwszej kwadrze lub w dwie doby po trzeciej kwadrze. Góry Jura tworzą półkole otaczające Zatokę Tęcz (Sinus Iri- dum). Góry ograniczające Jurę od zachodu i od wschodu nazywają się odpowiednio Przylądek Laplace'a i Przylądek Heraklita. Na koniec należy wspomnieć o zagmatwa- nym mnóstwie kraterów i gór pierście- niowych na południowej półkuli Księżyca. Odkrywamy tu setki, a nawet tysiące, więk- szych i mniejszych kraterów, często nakła- dających się na siebie. Oczywiście obecnie wiemy znacznie więcej o powierzchni Księżyca, po lądowa- niach ludzi, a także w wyniku badań i zdjęć wykonanych przez sondy bezzałogowe. Trudno byłoby astronomowi-amatorowi od- kryć na Księżycu coś „nowego". Mimo to należy on do najpiękniejszych obiektów niebieskich, które możemy „podbić" nawet przy użyciu małych lunet. Pierwszego miękkiego lądowania na Księ- życu dokonała 3.2.1966 r. Łuna 9, ludzie po raz opierwszy okrążyli go w grudniu 1968 r. na statku Apollo 8, a 20.7.1969 r. o godzinie 21 h 47' 46" czasu środkowoeuropejskiego Apollo 11 wylądował na Morzu Spokoju. Astronauta Neil Armstrong jako pierwszy człowiek stanął na Księżycu dnia 21.7.1969 o godz. 3h 56' 20", a kilka minut później uczynił to Edwin Aldrin. Ostatnim lądowa- niem człowieka na Księżycu był Apollo 17 11.12.1972 na półkuli północnej w rejonie Taurus-Littrow. Astronauci z Apollo 17 na Księżycu w rejonie Taurus-Littrow 206 Planety Dla wielu ludzi wszystkie punkty świetl- ne, które widzą na niebie, są po prostu „gwiazdami", lecz astronom dokładnie odróżnia gwiazdy od planet. Gwiazdy są ciałami niebieskimi świecącymi same przez się, a więc rozżarzonymi kulami gazowymi jak nasze Słońce. Słońce mo- żemy określać jako naszą najbliższą gwiazdę. Natomiast planety, czyli gwiaz- dy wędrujące, są ciałami, które nie świe- cą same, lecz można je obserwować tyl- ko dzięki odbiciu światła słonecznego. Planety obiegają Słońce, a możliwe, że wśród innych gwiazd są i takie, które mają własne układy planetarne. „Klasyczne" planety, które można obser- wować z Ziemi, to Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn, do tej listy nie chcemy tu dołączać Ziemi. Poza orbitą Marsa okrą- żają Słońce ponadto planety Uran, Nep- tun i Pluton, można je jednak odnaleźć tylko za pomocą lunet. Ponadto istnieją tak zwane planetoidy (asteroidy) głównie na orbitach między Marsem a Jowiszem; i ich nie można zobaczyć bez teleskopu. W porównaniu ze Słońcem planety są nieomal znikomo małe, suma ich mas wynosi zaledwie 1/1000 masy Słońca. Po- równanie średnic jest nieco mniej rażą- ce: największa planeta, Jowisz, ma śred- nicę nieco większą niż 1/10 średnicy Słońca. Nawet w naszym Układzie Słonecznym występują tak ogromne odległości, że musimy się uciec do porównań. Na przy- kład Słońce jest tak daleko od Ziemi, że samolot lecący z prędkością 1000 km/h przebyłby ją w 17 lat, ze Słońca do Jowi- sza musiałby lecieć 88 lat, a ze Słońca do Plutona aż 675 lat. Lecz nawet sondy kosmiczne o znacznie większych prędko- ściach potrzebują na ogół lat, by dotrzeć z Ziemi do innych planet. Planety poruszają się wokół Słońca tym wolniej, im bardziej są od niego odległe. Tak więc średnie prędkości wynoszą: 47,9 km/s dla Merkurego, planety najbliż- szej Słońcu, 29,8 km/s dla Ziemi i 4,7 km/h dla Plutona. Dlatego planety bliższe stale wyprzedzają dalsze, a to w połącze- niu ze zmianami ich położenia względem Ziemi i Słońca prowadzi do rozmaitych zmian ich widzialności. Zacznijmy od Merkurego i Wenus, które poruszają się wokół Słońca wewnątrz or- bity ziemskiej i dlatego określa się je czasem jako planety dolne. Gdy znajdują się one w kierunku zbliżonym do Słońca, wówczas, co naturalne, są dla nas niewi- doczne. Takie położenia określa się jako koniunkcje i każda planeta dolna ma dwie różne koniunkcje: planeta znajduje się albo między Słońcem a Ziemią, wtedy mówimy o koniunkcji dolnej, albo za Słońcem, co oznacza, że znajduje się ono między planetą a Ziemią i jest to koniunk- cja górna ze Słońcem. W takim położeniu Merkury i Wenus są także najbardziej oddalone od Ziemi, a podczas koniunkcji dolnej są najbliżej. W przypadku Merkurego te różnice są mniejsze niż w przypadku Wenus: podczas górnej koniunkcji odległość We- nus wynosi średnio 258 milionów km, a podczas dolnej tylko 42 miliony km. Odległości skrajne mogą się różnić jesz- cze trochę bardziej biorąc pod uwagę eliptyczny kształt orbit planet. Na ogół najlepiej obserwować planetę dolną wtedy, gdy jej odległość kątowa od Słoń- ca jest największa. Określa się to jako maksymalną elongację wschodnią lub zachodnią. W czasie elongacji wscho- dniej dana planeta jest widoczna Stosunki wielkości w naszym układzie planetarnym 208 wieczorem, a w czasie zachodniej - rano. Ponieważ Merkury znajduje się dość blis- ko Słońca, nie wszystkie jego położenia w elongacji są dostatecznie sprzyjające, by go odróżnić od światła zmierzchu lub świtu. Jeżeli na przykład elongacja zachodnia zdarza się późną zimą lub wczesną wiosną, to Merkury znajduje się w Zodiaku bardziej na południu niż Słoń- ce, tam, gdzie Słońce znajdowało się kil- ka tygodni wcześniej. W wyniku tego Mer- kury może wzejść tak krótko przed Słoń- cem, że w praktyce pozostaje niewidocz- ny, a więc w omawianych porach roku elongacja zachodnia jest nie sprzyjająca. Sprzyjająca jest natomiast w tym czasie elongacja wschodnia, gdyż wtedy Merku- ry znajduje się w bardziej północnej czę- ści Zodiaku, wyprzedza Słońce i znajduje się w miejscu Zodiaku, do którego słońce dotrze kilka tygodni później. Wtedy Mer- kury zachodzi wieczorem wyraźnie pó- źniej niż Słońce i jest stosunkowo dobrze widoczny na zachodzie ponad miejscem zachodu Słońca. Z drugiej strony, elonga- cja wschodnia jest nie sprzyjająca pó- źnym latem lub jesienią, a sprzyjająca jest wtedy elongacja zachodnia; Merkury wschodzi wtedy wyraźnie przed Słońcem i można go oglądać przed świtem. Naj- bardziej sprzyjające elongacje Merku- rego w okresie od 1985 r. do 2000 r. zestawiono w tabeli na stronie 213. Na ogół okres widoczności Merkurego trwa tylko kilka dni, gdyż jego odległość kąto- wa od Słońca nawet podczas maksymal- nych elongacji wynosi od 18 do 27°. O wiele bardziej sprzyjająca jest sytuacja w przypadku Wenus. Osiąga ona maksy- malne elongacje względem Słońca przy odległościach kątowych od 45 do 47° i wtedy wschodzi wyraźnie wcześniej niż Słońce lub zachodzi wyraźnie później. Podobnie jak w przypadku Merkurego, 210 poszczególne elongacje różnią się, gdy chodzi o warunki obserwacji, lecz wido- czność jest mimo to w każdym przypad- ku sprzyjająca. Dochodzi do tego fakt, że Wenus jest niezwykle jasna; po Słoń- cu i Księżycu jest najjaśniejszym ciałem niebieskim. Przy tym osiąga ona największą jasność mniej więcej w okresie między maksymalną elongac- ja i koniunkcją dolną. W najbardziej sprzyjających przypadkach Wenus za- chodzi 4 do 4,5 h później niż Słońce przy największej elongacji wschodniej, a wschodzi o tyle samo wcześniej przy największej elongacji zachodniej. Odstęp między jednakowymi położeniami planety względem Słońca określa się jako jej okres synodyczny. Upływa on na przy- kład między kolejnymi dwiema koniunkcja- mi górnymi Merkurego lub Wenus. Nieco inna jest sytuacja z widocznością planet krążących wokół Słońca poza orbitą Ziemi. Nazywamy je również planetami górnymi. O ile planety dolne osiągają tylko okreś- lone wartości maksymalne odległości kąto- wej od Słońca, to planety górne można obserwować pod dowolnymi kątami. Oczy- wiście, i tu zdarza się koniunkcją ze Słoń- cem, podczas której planeta jest niewido- czna. Nie ma tu zróżnicowania na koniunk- cję dolną i górną, gdyż planety od Marsa do Plutona osiągają koniunkcję ze Słońcem zawsze za nim. Planety górne najlepiej obserwować wtedy, gdy szybciej poruszająca się Ziemia dogania planetę i dociera dokładnie między tę planetę i Słońce. W tym czasie planeta znajduje się na niebie naprzeciw Słońca, czyli w opozy- cji do niego, i można ją obserwować całą Do objaśnień położeń planet (u góry) i pozornego ruchu planet na niebie po pętli (u dołu) noc: wschodzi ona wieczorem podczas za- chodu Słońca, najwyższe położenie osiąga o północy w kierunku południowym, a za- chodzi rano o wschodzie Słońca. Równo- cześnie jest ona wtedy w najmniejszej od- ległości od Ziemi. Jednak momenty opozy- cji i najmniejszej odległości od Ziemi nieco się różnią. Jest to zauważalne szczególnie w przypadku Marsa, którego orbita jest stosunkowo silnie wydłużona i dlatego w tabeli na stronie 216 podano oddzielnie czasy największego zbliżenia do Ziemi. Natomiast w przypadku Jowisza, Saturna i jeszcze dalszych planet momenty te są sobie znacznie bliższe. Nie wszystkie opozycje planety górnej są równoważne. I tu od wydłużenia orbity planety zależy, czy orbita planety i orbita Ziemi w określonych obszarach są sobie bliższe, i czy w innych nieco się rozcho- dzą. Najlepiej jest zilustrować to przykła- dem Marsa: podczas stosunkowo nie sprzyjających opozycji jego odległość od Ziemi może wynieść 101 milionów km, zaś podczas bardziej sprzyjających może zmaleć do około 55 milionów km; mówi się nawet o opozycjach małych i wielkich, przy czym mała zdarza się w aphelium Marsa, gdy jest on najdalej od Słońca, a wielka gdy Mars jest w peryhelium. Z tego powodu dogodność opozycji do obserwowania Marsa zależy od tego, w którym punkcie jego orbity ona wypa- da. Średnio opozycje Marsa wypadają w odstępach 2 lat i 50 dób, zaś sprzyjają- cych opozycji wielkich możemy się spo- dziewać w odstępach 15 lub 17 lat. Już w przypadku Jowisza różnice nie są aż tak uderzające, a w przypadku jeszcze dalszych planet jest praktycznie oboję- tne, czy opozycja jest wielka. Nasze tabe- le na stronach od 213 do 220 pomagają Czytelnikowi prześledzić przynajmniej w ogólnych zarysach warunki obserwacji i położenia planet widocznych gołym okiem, od Merkurego do Saturna, oraz umożliwiają śledzenie ich aż do końca XX wieku. Ponadto obie tabele na stronie 214 po- kazują, jak długo (ile dób) średnio pla- nety są widoczne. Jednak w poszczegó- lnych przypadkach mogą występować odchylenia w zależności od położenia Słońca w Zodiaku. Na ogół planety poruszają się z zachodu na wschód w pasie Zodiaku podobnie jak Księżyc i Słońce. Nie wykonują one jed- nak bynajmniej ruchu prostoliniowego. Gdy doganiamy planetę górną, albo gdy nas dogania dolna, wówczas wyda się nam, że przez kilka tygodni lub miesięcy cota się (ruch wsteczny). Gdyby wszyst- kie planety leżały dokładnie w tej samej płaszczyźnie, wówczas nie występowało- by nachylenie orbit planet do ekliptyki czyli płaszczyzny orbity ziemskiej i ten ruch wsteczny byłby po prostu ruchem tam i z powrotem. Jednak nachylenie or- bity sprawia, że jego wynikiem jest ruch po pętli lub zygzakowaty. W przypadku planet dolnych ten ruch wsteczny wystę- puje krótko przed lub po koniunkcji dol- nej, a planety górne wykonują ruch wste- czny wkrótce przed i po opozycji. Mimo że nasze tabele podają zupełnie do- bry przegląd ruchu planet w latach 1985-2000, można jeszcze dodać prostą wskazówkę: jak wiadomo, planety zawsze ukazują się w którymś z gwiazdozbiorów Zodiaku (do których musimy zresztą doli- czyć południową część Wężownika jako trzynasty gwiazdozbiór) i dlatego każda nadliczbowa „gwiazda" w takim gwiazdo- zbiorze jest z dużym prawdopodobieńst- wem planetą - o ile nie jest to przypadkiem nowa lub supernowa, co jest jednak zjawi- skiem skrajnie rzadkim. Jeżeli planeta po- jawia się tuż po zachodzie Słońca jeszcze 212 Planety Widoczność Merkurego rano i wieczorem w latach 1985-2000 w nawiasach mniej dogodne warunki widzialności 17. 3. 1985 elongacja wschodnia 4. 8. 1993 elongacja zachodnia 28. 8. 1985 elongacja zachodnia 22. 11. 1993 elongacja zachodnia 17. 12. 1985 elongacja zachodnia) 4. 2. 1994 elongacja wschodnia 28. 2. 1986 elongacja wschodnia 30. 5. 1994 elongacja wschodnia 11.8. 1986 elongacja zachodnia (17. 7. 1994 elongacja zachodnia) 30. 11. 1986 elongacja zachodnia 6. 11. 1994 elongacja zachodnia 12. 2. 1987 elongacja wschodnia 19. 1. 1995 elongacja wschodnia 7. 6. 1987 elongacja wschodnia 12. 5. 1995 elongacja wschodnia (25. 7. 1987 elongacja zachodnia) 20. 10. 1995 elongacja zachodnia 13. 11. 1987 elongacja zachodnia (2. 1. 1996 elongacja wschodnia) 26. 1. 1988 elongacja wschodnia 23. 4. 1996 elongacja wschodnia 19. 5. 1988 elongacja wschodnia 3. 10. 1996 elongacja zachodnia 26. 10. 1988 elongacja zachodnia 6. 4. 1997 elongacja wschodnia (9. 1. 1989 elongacja wschodnia) 16. 9. 1997 elongacja zachodnia 1. 5. 1989 elongacja wschodnia 20. 3. 1998 elongacja wschodnia 10. 10. 1989 elongacja zachodnia 31.8. 1998 elongacja zachodnia 13. 4. 1990 elongacja wschodnia 3. 3. 1999 elongacja wschodnia 24. 9. 1990 elongacja zachodnia 14. 8. 1999 elongacja zachodnia 27. 3. 1991 elongacja wschodnia (3. 12. 1999 elongacja zachodnia) 7. 9. 1991 elongacja zachodnia 15. 2. 2000 elongacja wschodnia 9. 3. 1992 elongacja wschodnia 9. 6. 2000 elongacja wschodnia 21. 8. 1992 elongacja zachodnia 27. 7. 2000 elongacja zachodnia (9. 12. 1992 elongacja zachodnia) 15. 11. 2000 elongacja zachodnia 21. 2. 1993 elongacja wschodnia Najważniejsze położenia Wenus w latach 1985-2000 22. 1. 1985 3. 4. 1985 12. 6. 1985 19. 1. 1986 27. 8. 1986 5. 11. 1986 15. 1. 1987 23. 8. 1987 3. 4. 1988 13. 6. 1988 22. 8. 1988 4. 4. 1989 8. 11. 1989 18. 1. 1990 maksymalna elongacja koniunkcja dolna maksymalna elongacja koniunkcja górna maksymalna elongacja koniunkcja dolna maksymalna elongacja koniunkcja górna maksymalna elongacja koniunkcja dolna maksymalna elongacja koniunkcja górna maksymalna elongacja koniunkcja dolna wschodnia zachodnia wschodnia zachodnia wschodnia zachodnia wschodnia 1. 4. 1993 10. 6. 1993 17. 1. 1994 24. 8. 1994 2. 11. 1994 13. 1. 1995 20. 8. 1995 1. 4. 1996 10. 6. 1996 20. 8. 1996 2. 4. 1997 6. 11. 1997 16. 1. 1998 27. 3. 1998 koniunkcja dolna maksymalna elongacja koniunkcja górna maksymalna elongacja koniunkcja dolna maksymalna elongacja koniunkcja górna maksymalna elongacja koniunkcja dolna maksymalna elongacja koniunkcja górna maksymalna elongacja koniunkcja dolna maksymalna elongacja zachodnia wschodnia zachodnia wschodnia zachodnia wschodnia zachodnia 213 Zjawisko Merkury Wenus koniunkcja górna Od. Od. pojawienie sią jako gwiazdy wieczornej 12 35 maksymalna elongacja wschodnia 36 221 początek ruchu wstecznego 47 271 zniknięcie jako gwiazdy wieczornej 53 286 koniunkcja dolna 58 292 pojawienie się jako gwiazdy porannej 63 298 koniec ruchu wstecznego 69 313 maksymalna elongacja zachodnia 80 362 zniknięcie jako gwiazdy wieczornej 104 549 koniunkcja górna 116 584 Zjawisko Mars Jowisz Saturn koniunkcja pojawienie się rano początek ruchu wstecznego opozycja do Stońca koniec ruchu wstecznego zniknięcie wieczorem koniunkcja Od. Od. Od. 54 13 18 353 140 125 390 200 189 427 260 253 726 780 286 360 378 o zmierzchu w miejscu jego zachodu lub tuż przed wschodem Stońca o świcie w miejscu jego wschodu, a przy tym ma zabarwienie bladożótte, to może to być Merkury. Natomiast ciało niebieskie wyróż- niające się jasnością i biate pojawiające się wieczorem na zachodzie lub rano na wschodzie mogłoby być planetą Wenus. Mars jest wyraźnie czerwony, może jednak zajmować rozmaite miejsca w Zodiaku. Przy dobrej pozycji względem Słońca moż- na go pomylić z Merkurym lub Saturnem. Jasna i biała planeta, w każdym razie nie tak jasna jak Wenus, może być Jowiszem; jednak jego widoczność nie ogranicza się do godzin porannych lub wieczornych. Wreszcie Saturn ma bladą barwę i świeci stosunkowo słabo w porównaniu z innymi planetami widocznymi gołym okiem. Na- wiasem mówiąc, w pobliżu Słońca można go pomylić z Merkurym. Zajmijmy się możliwością obserwowania planet za pomocą małych lunet. Planeta najbliższa Słońcu, Merkury, nawet w okresach najlepszej widoczności znaj- duje się tak nisko nad horyzontem, że z reguły pyły i ruchy powietrza powodują złą jakość obrazu. Doświadczeni obse- rwatorzy znajdują Merkurego nawet w dzień, gdyż znajduje się on wtedy wy- soko nad horyzontem, lecz to wymaga wprawy. Merkury oglądany przez lunetę wygląda jak tarczka o średnicy od 4,8 do 13,3", a przy użyciu małej lunety nie jes- teśmy w stanie rozpoznać żadnych szcze- gółów powierzchni. Udaje się to dopiero za pomocą lunety o średnicy obiektywu ponad 10 cm, a w dodatku wymaga wiel- kiej cierpliwości. Dziś wiemy na podsta- wie zdjęć wykonanych w latach 1974/75 przez sondę kosmiczną Mariner 10, że powierzchnia Merkurego bardzo przy- pomina powierzchnię Księżyca; na jego powierzchni występują praktycznie wszy- stkie elementy znane nam z naszego sa- telity. Ponadto Merkury nie ma atmosfe- ry. Na jego stronie dziennej panuje tem- peratura do + 450°C, a na stronie nocnej około -180°C. 214 Planety Najważniejsze położenia Wenus w latach 1985-2000 (ciąg dalszy) 30.3.1990 maksymalna elongacja zachodnia 1.11.1990 koniunkcja górna 3.6.1991 maksymalna elongacja wschodnia 22. 8.1991 koniunkcja dolna 2.11.1991 maksymalna elongacja zachodnia 13.6.1992 koniunkcja górna 19.1.1993 maksymalna elongacja wschodnia 30.10.1998 koniunkcja górna 11.6.1999 maksymalna elongacja wschodnia 20.8.1999 koniunkcja dolna 30.10.1999 maksymalna elongacja zachodnia 11.6. 2000 koniunkcja górna 17.1. 2001 maksymalna elongacja wschodnia Średnia odl. Gwiazdowy Synodyczny od Słońca okres obiegu okres obiegu Mimośród Planeta w min km (w dobach) (w dobach) orbity Merkury 57,9 87,969 115,88 0,2056 Wenus 108,2 224,701 582,92 0,0068 Ziemia 149,6 365,256 - 0,0167 Mars 227,9 686,980 779,94 0,0934 Jowisz 778,3 4332,71 398,88 0,0485 Saturn 1429,4 10759,5 379,09 0,0556 Uran 2875,0 30685 367,66 0,0472 Neptun 4504,3 60190 367,49 0,0086 Pluton 5900,1 90800 366,73 0,250 Promień Średnia Nachylenie Masa równika gęstość Gwiazdowy równika Planeta (Ziemi=1) w km Spłaszczenie w g/cm3 czas obrotu do orbity Merkury 0,0558 82439 0,0 5,42 58,63 d 0° Wenus 0,8150 6052 0,0 5,25 243,01 d (r) 2° Ziemia 1,0000 6378 0,0034 5,52 23,943 h 23,44° Mars 0,1074 3398 0,0059 3,94 24,6229 h 25,20° Jowisz 317,89 71398 0,0637 1,32 9,841 h 3,08° Saturn 95,15 60330 0,102 0,69 10,233 h 29° Uran 14,54 25400 0,024 ? 1,19? 15,5 h?(r) 97,9° Neptun 17,23 24300 0,027 ? 1,66? 15,8 h? 28,8° Pluton 0,002? 1500? 0,9 ? 0,9 ? 6,39 d ponad 50°? r - obrót w przeciwnym kierunku (rotacja wsteczna); ? - wartość niepewna 215 Najważniejsze położenia Marsa, Jowisza i Saturna w latach 1985-2000 Ciąg dalszy na stronach 218 i 220 Mars W nawiasach odległość Marsa od Ziemi w milionach km 18. 7.1985 koniunkcja 10. 7. 1986 opozycja 16. 7. 1986 zbliżenie do Ziemi (60) 25. 8. 1987 koniunkcja 22. 9. 1988 zbliżenie do Ziemi (59) 28. 9. 1988 opozycja 29. 9. 1989 koniunkcja 20.11. 1990 zbliżenie do Ziemi (77) 27. 11. 1990 opozycja 8. 11. 1991 koniunkcja 3. 1. 1993 zbliżenie do Ziemi (94) 7. 1. 1993 opozycja 27.12. 1993 koniunkcja 11. 2. 1995 zbliżenie do Ziemi (101) 12. 2. 1995 opozycja 4. 3. 1996 koniunkcja 17. 3. 1997 opozycja 20. 3. 1997 zbliżenie do Ziemi (99) 12. 5. 1998 koniunkcja 24. 4. 1999 opozycja 1. 5. 1999 zbliżenie do Ziemi (87) 1. 7.2000 koniunkcja Również w przypadku Wenus niewiele zdziałamy z lunetą, gdyż ta planeta jest okryta jasną warstwą chmur bez żadnych przerw, której nie można przeniknąć na- wet przy użyciu wielkiego teleskopu. Pró- bniki wenusjańskie i pomiary radarowe wykazały, że jej powierzchnia jest ba- rdziej płaska niż Ziemi, choć są tam jed- nak góry i wzniesienia, prawdopodobnie również wulkany lub kratery wulkani- czne. Jest rzeczą sporną, czy wulkanizm na Wenus jest czynny jeszcze teraz. Na powierzchni panuje wszędzie tempera- tura około +470°C i ciśnienie atmosfery- czne około 20 razy większe niż na powie- rzchni Ziemi. Głównym składnikiem at- mosfery wenusjańskiej jest dwutlenek węgla, którego zawartość wynosi ponad 95%. Natomiast w przypadku Merkurego i We- nus, a zwłaszcza tej ostatniej, możemy za pomocą lunety wyraźnie obserwować kształty ich faz. Gdy planeta znajduje się w koniunkcji górnej, wówczas jej jasna, dzienna strona jest zwrócona do Ziemi, natomiast podczas koniunkcji dolnej pat- rzymy z Ziemi na jej nocną, ciemną stro- nę. Podczas największej elongacji wscho- dniej lub zachodniej od Słońca widać pla- netę oświetloną mniej więcej w połowie, a dokładne momenty połowy fazy różnią się nieco w zależności od dokładnej daty największej elongacji. Ma na to wpływ eliptyczny kształt orbity planety, a pewien udział ma i atmosfera wenusjańska. Najpiękniej wygląda Wenus w lunecie przez kilka dni lub tygodni przed dolną koniunkcja ze Słońcem i po niej, ukazuje się wtedy jako wąski sierp. Jak już wspo- mniano, właśnie w tych okresach jest ona najjaśniejsza, osiąga nawet -4m,4 i jest tak jasna, że można ją zobaczyć gołym okiem nawet na niebie dziennym. Ponadto można stwierdzić za pomocą dobrej lune- ty, że wąski sierp ma rozszerzone czubki rogów. W przypadku Księżyca nie zauwa- Wyjaśnienie powstawania faz Merkurego i Wenus (u góry), Merkury i Wenus widziane przez lunetę (u dołu, odpowiednio z lewej i z prawej) 216 217 Jowisz W nawiasach odleg tości Jowisz-Ziemia w milionach km 14. 1. 1985 koniunkcja 4. 8. 1985 opozycja (608) 18. 2. 1986 koniunkcja 10. 9. 1986 opozycja (594) 27. 3. 1987 koniunkcja 18. 10. 1987 opozycja (592) 2. 5. 1988 koniunkcja 23. 11. 1988 opozycja (603) 9. 6. 1989 koniunkcja 27. 12. 1989 opozycja (623) 15. 7. 1990 koniunkcja 29. 1. 1991 opozycja (644) 17. 8.1991 koniunkcja 29. 2. 1992 opozycja (660) 17. 9. 1992 koniunkcja 30. 3. 1993 opozycja (666) 18. 10. 1993 koniunkcja 30. 4. 1994 opozycja (662) 17. 11. 1994 koniunkcja 1. 6. 1995 opozycja (647) 18. 12. 1995 koniunkcja 4. 7. 1996 opozycja (626) 19. 1. 1997 koniunkcja 9. 8. 1997 opozycja (606) 23. 2. 1998 koniunkcja 16. 9. 1998 opozycja (593) 1. 4. 1999 koniunkcja 23.10. 1999 opozycja (593) 8. 5.2000 koniunkcja 28. 11.2000 opozycja (606) żamy takiego zjawiska: jego sierp obejmu- je dokładnie półokrąg. Rozszerzone rogi sierpa Wenus są wynikiem załamania pro- mieni w atmosferze wenusjańskiej. Ze względu na różnice odległości między We- nus i Ziemią znacznie waha się jej obser- wowana średnica, mianowicie od 10 do 64". Jej wąski sierp ma średnicę około 1', a więc około 1/30 średnicy Księżyca w pełni, a mimo to Wenus oglądana go- łym okiem nie wygląda wtedy jak sierp. Jednak nawet zwykła lornetka wystarcza, by w tym czasie uchwycić prawidłowy kształt fazy. O ile Merkury i Wenus nie pozwalają na zauważenie żadnych szczegółów po- wierzchni, to zupełnie inaczej zachowuje się pod tym względem nasza czerwona sąsiednia planeta, Mars. Jest to zresztą jedyna planeta, na której nawet za pomo- cą niewielkiej lunety można dostrzec z Ziemi elementy powierzchni. Oczywiście, wskazane są tu okresy od- powiadające położeniom opozycji, gdyż jeżeli Mars znajduje się bardzo daleko od Ziemi, wówczas jego tarcza ma wiel- kość zaledwie 4". W nie sprzyjającej opozycji małej jego średnica wzrasta do co najmniej 14", a podczas sprzyja- jącej opozycji wielkiej aż do 25". Dość sprzyjające opozycje wielkie zdarzyły się w 1986 i 1988 r.; średnica tarczy Marsa osiągnęła wtedy odpowiednio 23,2 i 23,8". W 1990 r. wynosiła ona jeszcze 18,1", a w 1993 zmalała do 14,9". W latach 1995 i 1997 wypadają zupełnie nie sprzyjające opozycje aphelialne ze średnicami tarczy od- powiednio 13,8 i 14,2". Potem będzie już lepiej: w 1999 r. średnica tarczy Marsa wzrośnie do 16,2", a szczególnie sprzy- jająca opozycja peryhelialna nastąpi 23 sierpnia 2003 r i średnica wzrośnie do 25,1". Orbity Marsa i Ziemi wokół Słońca z opozycjami Marsa do Słońca w latach od 1986 do 1999. U dołu przedstawiono wielkości tarczy Marsa w poszczególnych opozycjach 218 Saturn W nawiasach odległości Jowisz - Ziemia w milionach km 15. 5.1985 opozycja (1335) 23.11.1985 koniunkcja 28. 5. 1986 opozycja (1343) 4.12. 1986 koniunkcja 9. 6. 1987 opozycja (1348) 16. 12. 1987 koniunkcja 20. 6. 1988 opozycja (1351) 26.12.1988 koniunkcja 2. 7. 1989 opozycja (1350) 6. 1. 1990 koniunkcja 14. 7. 1990 opozycja (1345) 18. 1. 1991 koniunkcja 27. 7. 1991 opozycja (1338) 29. 1.1992 koniunkcja 7. 8.1992 opozycja (1329) 9. 2. 1993 koniunkcja 19. 8. 1993 opozycja (1316) 21. 2. 1994 koniunkcja 1. 9. 1994 opozycja (1302) 6. 3.1995 koniunkcja 14. 9. 1995 opozycja (1287) 17. 3. 1996 koniunkcja 26. 9. 1996 opozycja (1287) 30. 3. 1997 koniunkcja 10.10.1997 opozycja (1225) 13. 4.1998 koniunkcja 23.10.1998 opozycja (1241) 27. 4. 1999 koniunkcja 6.11. 1999 opozycja (1228) 10. 5.2000 koniunkcja 19. 11. 2000 opozycja (1217) Nawet w najmniej sprzyjających opozyc- jach w lunecie o średnicy obiektywu 5 lub 6 cm dostrzeżemy Marsa jako pomarań- czowoczerwoną tarczkę, a gdy dopisze nam szczęście, zobaczymy również obie białawe czapy biegunowe. Należy zwró- cić uwagę, że podczas opozycji wystę- pujących podczas wiosny na ziemskiej półkuli północnej nachylony jest nieco ku nam biegun północny Marsa, a pod- czas opozycji zdarzających się późnym latem i wczesną jesienią - biegun połu- dniowy. Ponieważ na Marsie występują również regularnie pory roku, można nawet śle- dzić zanikanie i ponowny wzrost czap biegunowych. Na przykład w 1986 r. w dniu 1 czerwca zaczęła się wiosna na południowej półkuli Marsa. Ponieważ kilka miesięcy później wystąpiła opozy- cja, to można było w tym czasie wygod- nie śledzić proces zanikania połu- dniowej czapy biegunowej. W 1988 r. wiosna na półkuli południowej zaczęła się już 18.4, a lato 11.9. Tak więc pod- czas opozycji czapa biegunowa zna- cznie się skurczyła. Możliwe jednak, że obok czap biegunowych odkryjemy i in- ne elementy terenu. Najciemniejsza wy- daje się „Wielka Syrta" (Syrtis Maior). W odwracającej lunecie astronomicznej ukazuje się ona jako twór trójkątny z czubkiem skierowanym do dołu. Oczy- wiście, odpowiednie miejsce Marsa mu- si być wtedy zwrócone ku nam. Mars obraca się wokół osi w ciągu 24,5 h i umożliwia to obserwatorowi obejrze- nie przez lunetę każdego jego miejsca. Za pomocą małej lunety nie poznamy niczego więcej poza obszarami jasnymi i ciemnymi. Słynne „kanały", które od- krył Schiaparelli, już dawno okazały się Dwa rysunki Marsa wykonane na podstawie obserwacji teleskopowych (u góry). Mapa Marsa wyrysowana na podstawie obserwacji teleskopowych z Ziemi (u dołu) 220 złudzeniem optycznym. Nowoczesne son- dy kosmiczne odsłoniły nam fantastyczny świat, o którym wcześniej nawet nie ma- rzyliśmy. W 1976 r. na powierzchni Marsa wylądowały sondy Viking 1 i Viking 2, które przekazały na Ziemię zdjęcia i wy- niki pomiarów; na czerwonej planecie wylądowało również kilka sond radzie- ckich. Dziś wiemy już, że atmosfera mar- sjańska jest 100 razy rzadsza od ziems- kiej, ciśnienie na powierzchni wynosi 8 do 10 hPa, a głównym jej składnikiem jest dwutlenek węgla. Na równiku tempe- ratura wzrasta w południe do + 20oC, jed- nak nocą spada do -70°C, a na średnich szerokościach Marsa nawet w letnie po- łudnie temperatura rzadko przekracza te- mperaturę topnienia wody. Najniższe te- mperatury zimy polarnej spadają do -130°C, a czapy biegunowe stanowi śnieg z pary wodnej i zestalony dwutle- nek węgla. Powierzchnia Marsa jest usiana licznymi kraterami uderzeniowymi, które znamy już z Księżyca i z Merkurego. Obok nich występują stożki nieczynnych wulkanów. Największym z nich jest Nix Olympica lub Olympus Mons (góra Olimp). Ma on śred- nicę podstawy około 600 km, a wysokość 26 km. Można go porównywać z wulka- nem Mauna Loa na Hawajach, który ma podobny kształt, jeśli nie brać pod uwagę oceanu otaczającego ten ostatni, gdyż wysokość od dna Pacyfiku wynosi tu 8 km. Na szczycie Olimpu znajduje się Kaldera o średnicy około 50 km. Nieco na południe od równika marsjańskiego bieg- nie Wielki Kanion, Valles Marineris, o długości ponad 4000 km. Na Marsie znajduje się także pewna liczba wy- schniętych koryt rzecznych, które świad- czą o tym, że niegdyś musiała tam istnieć ciekła woda. Dziś na powierzchni Marsa nie ma już ciekłej wody, możliwe, że kry- je się ona w postaci zmarzniętej w pod- łożu (wieczna marzłoć). Nie znaleziono na Marsie życia organicznego, mimo że obie sondy Viking zawierały automatycz- ne laboratoria biologiczne, które szukały procesów życiowych zachodzących w drobnoustrojach żyjących w próbkach gruntu. Mars ma dwa satelity, Fobosa i Deimosa, których nie da się zresztą zobaczyć przez małą lunetę. Zdjęcia wykonane przez sondy marsjańskie wykazały, że są to ciała o nieregularnych kształtach: Fobos ma rozmiary 28 x 20 km, a Deimos 16 x 12 km. Phobos jest odległy od środka Marsa tylko o 9380 km, Deimos o 23500 km, a okresy ich obiegu wynoszą odpowied- nio 0,32 i 1,26 doby. Za Marsem rozciąga się strefa planeloid. Dotychczas odkryto około 2500 tego rodzaju ciał niebieskich i nadano im na- zwy, a ich całkowita liczba powinna prze- wyższyć 50000. Jako pierwsze ciało nie- bieskie tego rodzaju odkryto w noc syl- westrową 1800/1801 r. największą plane- toidę, Ceres, o średnicy 1000 km. Ceres zawiera około 30% całkowitej masy pla- netoid. Kolejne pod względem rozmiarów to Pallas i Vesta o średnicach odpowied- nio 600 i 500 km, a tylko 30 planetoid ma średnice dochodzące do 200 km. Podob- nie jak oba satelity Marsa, Fobos i Dei- mos, mają one na ogół dość nieregularne kształty. Niektóre z nich przecinają do wewnątrz orbitę Marsa i mogą czasem dostać się dość blisko Ziemi, słynnym przykładem było przejście Hermesa w odległości 600000 km w październiku 1937 r. Hermes ma zresztą średnicę tylko około 1 km. Najdalej w kierunku Słońca dostała się planetoida Ikar, która może zbliżyć się do niego na odległość 30 mi- Orbity niektórych planetoid (u góry) i kreski, które dają one na zdjęciach o długim czasie ekspozycji (u dołu) 222 lionów km. W najdalszym od Stońca punk- cie swej orbity Ikar znajduje się między Marsem a Jowiszem. Planetoidy mają wielkie znaczenie dla mi- łośników astronomii. Najjaśniejszą z nich jest czasami Westa, w dogodnej opozycji peryhelialnej osiąga ona szóstą wielkość i dlatego można ją teoretycznie zobaczyć nawet gołym okiem. Pallas osiąga czasem jasność 6m,3, Juno 6m,9, a Ceres 7m,0 i w tych przypadkach można je zobaczyć nawet za pomocą lornetki teatralnej. W poszukiwaniach należy się posługiwać dokładnymi mapami publikowanymi w ro- cznikach astronomicznych. Na zdjęciach dowolnych obszarów nieba wykonanych przy czasie ekspozycji pół godziny lub godziny planetoidy występu- ją często jako krótkie kreski. Warunkiem jest oczywiście postępowanie kamery lub teleskopu w trakcie fotografowania za ruchem gwiazd stałych ze wschodu na zachód tak, by gwiazdy stałe ukazy- wały się jako ostre punkty. W trakcie takiej ekspozycji planetoida przesuwa się nieco i dlatego ukazuje się jako punkt „rozmyty". Taką metodą odkrywa- no nowe planetoidy, a i obecne metody nie różnią się od niej zasadniczo. Jedną z najpiękniejszych planet do ob- serwacji niedużą lunetą jest Jowisz. Na- wet przy użyciu lornetki odkrywamy jego cztery największe satelity. Ponieważ od- krył je w 1610 r. Galileusz, nazywa się je często księżycami galileuszowymi. Ich dane zestawiono w poniższej tabeli. Obecnie znamy już 16 satelitów Jowisza, lecz 12 pozostałych świeci tak słabo, że można je dostrzec tylko za pomocą wiel- kich teleskopów lub z sondy kosmicznej. Zachwycający jest balet czterech jas- nych satelitów Jowisza, gdyż nawet w ciągu niewielu godzin możemy stwier- dzić, że zmieniają one położenia, zwła- szcza w przypadku szybszych księżyców wewnętrznych. Średnia Okres odległość gwiazdowy Średni- Nazwa od Jowisza w dobach ca w km w km lo 412 600 1,769 3632 Europa 670 900 3,551 3126 Gani- medes 1 070 000 7,155 5276 Kallisto 1 880 000 16,689 4820 Ponieważ satelity poruszają się dość do- kładnie w płaszczyźnie równika Jowisza, a my z Ziemi patrzymy prawie dokładnie na krawędź tej płaszczyzny, to wydaje się nam, że satelity poruszają się wahad- łowo w lewo i w prawo. Tak widzimy ich płaskie lub eliptyczne orbity na płaszczy- źnie i z samego położenia satelity nie możemy wiedzieć, czy znajduje się on przed czy za planetą. W ten sposób do- chodzi do częstych spotkań poszczegól- nych satelitów. Często się zdarza, że sa- telity, praktycznie punktowe, znajdują się tak blisko siebie, że trudno je rozdzielić za pomocą małej lunety. Częstsze i efek- towniejsze są jednak następujące figury baletowe: Satelita znika za tarczą Jowi- sza lub wchodzi przed nią - co jest na ogół nierozróżnialne. Albo satelita wcho- dzi w cień planety, a więc obserwujemy prawidłowe zaćmienie księżyca. Czasy tych zdarzeń również podano w roczni- kach astronomicznych. Sondy kosmiczne Voyager 1 i Voyager 2 pokazały nam, że cztery klasyczne gali- leuszowe satelity Jowisza całkowicie róż- nią się budową. Na satelicie lo odcisnęły się procesy wulkaniczne, Europa jest po- kryta grubym pancerzem lodowym z pęk- Jowisz i jego układ pasów chmur (u góry) i dwa rysunki Jowisza (u dołu) 224 nięciami, na Ganimedesie widać kratery jak na naszym Księżycu, choć nie tak gęs- te, a powierzchnia Kallisto jest usiana bez- likiem kraterów. Sam Jowisz ukazuje się wyraźnie jako tar- cza nawet w najmniejszych lunetach. Pod- czas opozycji średnica jego tarczy wzrasta do wartości od 44,2" do 49,8" (mierzone na równiku) i przy użyciu lunety o średnicy obiektywu od 5 do 6 cm widzimy co naj- mniej dwa potężne pasy chmur biegnące równolegle do równika; określa się je jako pasmo równikowe północne względnie po- łudniowe. Za pomocą nieco większych lu- net odkrywamy ponadto inne pasy chmur, także rozpościerające się równolegle do równika, podczas gdy sama strefa równiko- wa jest z reguły jasna. Wpatrując się do- kładnie i przy większej rozdzielczości za- uważamy struktury jeszcze subtelniejsze. Szczególnie rzuca się w oczy tak zwana czerwona plama na półkuli południowej - twór o średnicy ponad 400000 km; jest to cykloniczne zakłócenie atmosfery Jowisza. Wszystkie zjawiska, które odlądamy na po- wierzchni Jowisza, mają charakter at- mosferyczny. Atmosfera składa się głównie z helu i wodoru z domieszkami amoniaku, metanu i pewnych związków siarki i fos- foru. Dobrze widoczne jest spłaszczenie planety równe 1 : 16, które można zauwa- żyć nawet przy użyciu małej lunety. Poza tym Jowisz jest planetą, która najszybciej obraca się wokół własnej osi. Jej okres obrotu wynosi 9 h 50 min na równiku i 9 h 55 min na większych szerokościach i dlatego przy dobrej widoczności możemy prześledzić pełny jej obrót. Wymagana jest do tego lepsza luneta amatorska, oraz uwzględnienie dostatecznie wielu szczegó- łów i opozycja Jowisza w półroczu zimo- wym. Piękną planetą do obserwacji przez lu- netę jest Saturn. Przy użyciu lunety o śre- dnicy obiektywu od 5 cm i powiększeniu 30- do 40-krotnym widzimy, przynajmniej szkicowo, jego pierścień. Ma on średnicę 278000 km. Widziana w lunecie tarcza pla- nety ma średnicę maksymalnie 20,7" (na równiku), a pierścień około 47". Pierścień jest nachylony do płaszczyzny orbity pod kątem około 28° i dlatego z Ziemi pa- trzymy to na północną, to na południową stronę pierścienia. W czasie obiegu wo- kół Słońca trwającego 29,5 roku dwukrot- nie dochodzi do położenia „krawędziowe- go" pierścienia, a wtedy nie możemy go oglądać, przynajmniej za pomocą małej lunety. W latach 1980-1995 oglądaliśmy z Ziemi północną stronę pierścienia, a w 1988 nastąpiło „największe otwarcie", to znaczy pierścień miał dla nas najwięk- sze nachylenie. W 1995 r. wystąpiło poło- żenie krawędziowe, a potem można oglą- dać południową stronę pierścienia. Największe otwarcie wystąpi znowu w 2000 roku. Przy użyciu lunety o średnicy obiektywu 8 cm i o powiększeniu co najmniej 150- -krotnym widzimy na pierścieniu tak zwaną szczelinę Cassiniego. Szczegóły powie- rzchni Saturna trudniej jest zauważyć niż na Jowiszu. Spłaszczenie wynosi 1:10, okres obrotu na równiku 10 godz. 14 min, na większych szerokościach kilka minut dłużej. Dziś wiemy już, że pierścień Saturna jest zbudowany z pojedynczych cząstek, głó- wnie kryształków lodu. Oprócz układu pier- ścieni widocznego z Ziemi, Saturn ma jesz- cze dodatkowe pierścienie na zewnątrz i wewnątrz; wykryto je głównie dzięki son- dom kosmicznym. W tym czasie liczba sa- Sałurn, planeta z pierścieniem (u góry) i widok pierścienia planety podczas j" obiegu wokół Słońca ??6 Planety Pierścień A, szerokość 17 800 km Szczelina Cassiniego, szerokość 3570 km Pierścień B, szerokość 28 900 km Pierścień C (krepowy), szerokość 17 600 km Pierścień D 278000 km 1995 ) położenie krawędziowe widoczna strona południowa pierścienia 2002 1988 Ziemia widoczna strona północna pierścienia położenie krawędziowe i 2010 227 telitów Saturna wzrosła do 21 lub 23, ist- nienie niektórych wymaga jeszcze potwier- dzenia. Najjaśniejszy z nich, Tytan, jest ósmej wielkości i można go wykryć lunetą 8-centymetrową, gdy w ciągu 16 dób obie- ga on planetę. Jego średnia odległość od Saturna wynosi 1221860 km, a średnica 5150 km. Druga pod względem jasności Rea jest odległa o 527100 km, ma okres obiegu 4,5 dób i średnicę 1530 km.; i ją można zobaczyć przez lunetę 6-centymet- rową. Do obserwowania pozostałych sate- litów potrzebne są nieco większe lunety. Ostatnio odkryto dodatkowe satelity dzięki sondom kosmicznym. Planety dalsze, Uran, Neptun i Pluton, nadają się właściwie tylko do obserwacji z użyciem lunet, jedynie Urana można zobaczyć gołym okiem lub w lornetce te- atralnej podczas opozycji i w sprzyjają- cych warunkach, gdyż osiąga on wtedy jasność 6m, a nawet nieco więcej. Podob- nie jak w przypadku najjaśniejszych pla- netoid do poszukiwań potrzebna jest nam mapa w połączeniu z rocznikiem astrono- micznym. W lunecie Uran wygląda jak zielonkawoniebieskawy twór. To samo dotyczy Neptuna, choć pod względem ja- sności osiąga on tylko nieco ponad ósmą wielkość. I tu potrzeba lunety przynaj- mniej 5-centymetrowej. Pluton z reguły znajduje się poza zasięgiem lunet amato- rskich. To samo odnosi się również do satelitów tych trzech planet. Dotychczas odkryto 15 satelitów Urana, dwa satelity Neptuna i jednego satelitę Plutona. Spadające gwiazdy czyli meteory wcale nie są taką rzadkością, jak się powsze- chnie uważa, a do tego stanowią wspa- niały przedmiot obserwacji dla miłośni- ków przyrody. Ponadto dokładne statys- tyki wykazują, że w godzinach wieczor- nych występuje więcej gwiazd spadają- cych niż w porannych: wieczorem rejes- truje się około 5 na godzinę, natomiast rano jest ich około 15. Chodzi tu zresz- tą o liczbę gwiazd spadających obser- wowanych na całym sklepieniu niebie- skim, jednak nawet najbardziej spo- strzegawczy obserwator zdoła objąć równocześnie wzrokiem zaledwie 1/3 lub 1/4 całego sklepienia, a więc ucho- dzą jego uwagi meteory spadające po- niekąd za jego plecami. Jeżeli jednak I trzej lub czterej obserwatorzy patrzą w różnych kierunkach, to możemy uzy- skać dość dobry przegląd wszystkich meteorów. Jak jednak można wytłumaczyć przyrost liczby meteorów nad ranem? Wiąże się to z faktem, że Ziemia obiega Słońce wirując, a zatem wieczorem znajdujemy się od jej strony tylnej, a nad ranem z przedniej i rano otrzymujemy więcej „strzałów" z Wszechświata niż mniej więcej dwie go- dziny wcześniej lub później. Wyjaśniono już, o co chodzi w przypadku meteorów: są to maleńkie cząstki pyłu, które okrążają Słońce po bardzo wydłużonych orbitach eliptycznych. Jeżeli przypadkiem dochodzi do zderzenia takiej cząstki z Ziemią, wów- czas wpada ona z wielką prędkością do atmosfery, doprowadza do świecenia stykające się z nią warstewki powietrza i spala się. To, co widzimy, nie jest właś- ciwą wpadającą cząstką - na to jest ona za mała - lecz są to świecące warstwy powie- trza. Dlatego zrozumiałe jest, że meteory są widoczne tylko nocą. Wspomniana częstotliwość występowania meteorów odnosi się tylko do „normalnej" nocy. W niektórych porach roku występują regularnie strumienie czyli roje meteorów. Najbardziej znane są Perseidy, które wyka- zują największe nasilenie nocami od 10 do 14 sierpnia; czasem można wtedy stwier- Radiant roju meteorów Perseid (u góry) Zdjęcie śladu meteoru (u dołu) 228 dzić aż do 100 perseid na godzinę. Wiele rojów meteorów jest produktem rozpadu pewnych komet, na przykład Perseidy wiąże się z kometą 1862 III. Nazwy rojów meteorów wywodzą się od gwiazdo- zbiorów, z których wydają się one nad- latywać. Inaczej mówiąc, gdy tor meteo- rów przedłuża się wstecz, trafi się w przybliżeniu na odpowiedni gwiaz- dozbiór. Oczywiście, jest to tylko wynik perspektywy, gdyż położenie punktu wy- lotu czyli radiantu zależy zarówno od kie- runku lotu cząstek wokół Słońca jak i od ruchu Ziemi. Liczne roje meteorów występują corocznie z jednakowym natę- żeniem, inne bywają z reguły słabsze lub wykazują maksima natężenia w pewnych okresach; do nich należą Leonidy i Dra- konidy. W tych przypadkach produkty roz- padu komety nie rozłożyły się dość rów- nomiernie wzdłuż drogi komety, lecz są jeszcze zgromadzone w pobliżu samej komety. Silniejszego strumienia meteo- rów możemy spodziewać się tylko wtedy, gdy na miejscu znajduje się i kometa, to znaczy, że pozostaje ona w naszym Ukła- dzie Słonecznym. Tak jest w przypadku Drakonidów w odstępach od 6 do 7 lat, a w przypadku Leonidów najczęściej w odstępach 33 lub 34 lat. W sprawie terminologii: pod pojęciem „meteor" rozumiemy świecący obiekt wi- doczny na niebie, a więc to, co potocznie nazywamy „spadającą gwiazdą"; mete- oroid jest obiektem krążącym wokół Słońca, nim zderzy się on z Ziemią; a meteoryt jest ciałem, które w tych wa- runkach dociera aż do powierzchni Zie- mi. Meteoryty dzieli się w zasadzie na żelazne (ferryty) i kamienne (tektyty). Dziennie do Ziemi docierają meteory o łącznej masie od 1000 do 10 000 t, przytłaczająca część tej masy przypada na niewidzialne mikrometeory. Większe meteoryty są rzadkością, jednak na Ziemi istnieją znaczne kratery meteorytowe. Wspomniano już o kometach jako o pre- kursorach pewnych rojów meteorów. Ko- mety są początkowo „brudnymi kulami śniegowymi" o średnicy niewielu kilome- trów, zbudowane są z lodu (zamarzniętej wody), zestalonego metanu, amoniaku, dwutlenku węgla itd. oraz cząstek pyłu. Przypuszczalnie Układ Słoneczny jest otoczony potężną „wokółsłoneczną chmurą komet" złożoną z milionów komet. Tylko nieliczne z nich docierają do wnętrza naszego układu planetarnego po wydłużonych orbitach eliptycznych i stają się wtedy widoczne. W miarę zbli- żania się do Słońca część zlodowaciałej materii jądra komety paruje i tworzy ga- zową powłokę, tak zwaną głowę o śred- nicy 10000 km lub większej. Warkocz po- wstaje dopiero wtedy, kiedy kometa wej- dzie jeszcze głębiej do wnętrza Układu Słonecznego. Cząstki naładowane elek- trycznie wyrzucane ze Słońca („wiatr sło- neczny") odpychają cząstki wychodzące z głowy komety i powodują ich świecenie; dlatego warkocz jest zawsze odchylony od Słońca. Możemy zresztą rozróżnić dwa różne typy warkoczy: w miarę pros- toliniowe i dokładniej odchylone od Słoń- ca warkocze gazowe lub plazmatyczne oraz silniej zakrzywione warkocze py- łowe. Pewne komety mają warkocze jed- nego albo drugiego typu, a liczne mają warkocze obu postaci równocześnie. Gdy kometa wniknąwszy do naszego układu planetarnego zbliży się go którejś planety, wówczas jej orbita może ulec takiemu zakłóceniu, że staje się oko- Meteoryt żelazny (u góry) i krater meteo- rytowy w Arizonie (u dołu) 230 Planety łosłoneczną o dość krótkim okresie, a po- tem w regularnych odstępach czasu wchodzi ona do jego wnętrza. Najbar- dziej słynie z tego kometa Halleya z okre- sem obiegu 76 lat. Osiągnęła ona położe- nie najbliższe Słońcu (peryhelium) 9.2.1986 r. Przez kilka miesięcy ani przedtem, ani potem nie była widoczna gołym okiem czy przez małą lunetę, mi- mo że na półkuli północnej były warunki do jej obserwacji, choć nieco gorsze niż na południowej. Najlepsze warunki obse- rwacji dla środkowej Europy powstały na początku i w połowie stycznia 1985 r. wieczorami nad horyzontem na zacho- dzie do południowego zachodu oraz od początku kwietnia do początku maja 1986 r., również wieczorami, początkowo na południu z odchyleniem w kierunku południowym, a później na południowym zachodzie. Jasność nie była efektowna, zwłaszcza w wielkich miastach trudno ją było dostrzec gołym okiem. Jasne komety są z reguły widoczne tylko wieczorem na zachodzie wkrótce po zachodzie Słońca lub rano na wschodzie niedługo przed świtem. Wykazują więc takie same prawi- dłowości jak Merkury lub Wenus, gdyż podobnie do nich najjaśniejsze komety przebywają w wewnętrznym obszarze Układu Słonecznego, a więc wewnątrz orbity ziemskiej. Co prawda są wyjątki. Mniej jasne komety są na ogół trudne do zaobserwowania. Kometa Westa w 1976 r. 232 Planety 233 my obserwować gwiazdy do dziewiątej wielkości, luneta 10-centymetrowa sięga do jasności 10m,7, a 20-centymetrowa do 12m,55. Te wartości uchodzą za praktycz- ne jasności graniczne; teoretyczne odpo- wiadają jasnościom nieco mniejszym. Jasności graniczne można znacznie obni- żyć, głównie dzięki zdjęciom o długim czasie ekspozycji, można także użyć wzmacniaczy obrazu i innych urządzeń elektronicznych, których zastosowanie ba- rdzo się rozpowszechniło w ostatnich la- tach. Tak więc za pomocą dzisiejszej tech- niki można wykrywać z powierzchni Ziemi gwiazdy 24, a nawet 25 wielkości. Przy użyciu teleskopu „Space Telescope" wy- niesionego w 1986 r. na orbitę wokółziem- ską można zejść do 29 wielkości, mimo że zwierciadło tego teleskopu ma średnicę tylko 2,4 m, a więc znacznie mniejszą niż największych teleskopów naziemnych. Ma on jednak znacznie większą sprawność, gdyż znajduje się ponad atmosferą. Skalę jasności należało jednak rozszerzyć także na obiekty szczególnie jasne, uczy- niono to wprowadzając wielkość zerową i wielkości ujemne: 1m, 0m, -1m, -2m itd. Na przykład najjaśniejsza planeta, Wenus, może osiągać jasność -4m,4, Księżyc w pełni -12m,55, Słońce (w widzialnym zakresie widma) -26m,74. Ponieważ operujemy tu wielkościami względnymi, można się szybko oswoić z tą skalą wielkości obiektów niebieskich, mimo że początkowo wydaje się ona bar- dzo skomplikowana. Gołym okiem można rozróżnić dziesiąte części wielkości, to Gwiazdy i ich układy Pierwszą rzeczą, która rzuca się w oczy przy pobieżnym rozważaniu gwiazd, są różnice ich jasności. Gołym okiem można ogółem zobaczyć na sklepieniu niebie- skim około 6000 gwiazd, a więc ponad horyzontem na półsferze widocznej w da- nej chwili jest ich około 3000. Liczba ta obejmuje jednak i gwiazdy dostrzegalne z największym trudem przy dobrej wido- czności. Od czasów wielkiego astronoma Hip- parcha z Bitynii (w przybliżeniu 190-125 p.n.e.) gwiazdy widoczne gołym okiem dzieli się na 6 tak zwanych wielkości gwiazdowych; najjaśniejsze są gwiazdy pierwszej wielkości, a gwiazdy szóstej wielkości są ledwie widoczne. Ponieważ słowo „wielkość" brzmi po łacinie „mag- nitudo", do liczby charakteryzującej ja- sność gwiazdy wprowadza się literkę m, a więc na przykład 1m, 3m itd. Ten zgrubny podział obejmujący tylko gwiazdy widocz- ne gołym okiem trzeba było rozszerzyć i uściślić. Dlatego przede wszystkim dokładnie określono różnicę jasności mię- dzy dwiema wielkościami: gwiazda 1m po- winna być 2,512 razy jaśniejsza od gwiaz- dy 2m, a ta 2,512 razy jaśniejsza od 3m itd. Tak więc na przykład gwiazda szóstej wie- lkości jest 100 razy słabsza niż gwiazda pierwszej wielkości. Aby uchwycić subtel- niejsze różnice jasności wprowadzono ko- lejne ułamki dziesiętne, na przykład 3m,41 lub 5m,23. Z drugiej strony po wynalezie- niu lunet i teleskopów trzeba było rozsze- rzyć skalę na gwiazdy słabsze, a więc dodać 7m, 8m itd. Gwiazdy, które można jeszcze obserwować za pomocą danej lu- nety mają tak zwaną jasność graniczną. Lunetą o średnicy obiektywu 5 cm może- 234 Skala jasności (klasy wielkości) gwiazd (z lewej) i paralaksa gwiazdy wynikająca z obrotu Ziemi wokół Słońca Gwiazdy ich uk)aj(j(,„ - 28m _ 26m - 24m _ 22m - 20m - 18m - 16m - 14m - 12m - 10m - 8m - 6™ _ ^m _ 2m 0 + 2m + 4m' + 6m' + 8m' + 10m' + 12m- + 14m- + 16m- + 18m- + 20m ¦ + 22m- + 24m ¦ + 26m- + 28'"- + 30m- 1 Słońce ¦Księżyc w pełni ¦półksiężyc —¦"Wenus (maksimum) —^Mars (maksimum) Jowisz (maksimum) jSyriusz Merkury (maksimum) ^aturn (maksimum) Wega ¦Gwiazda Polarna ¦Uran (maksimum) "Neptun (maksimum) ¦ Pluton (maksimum) najsłabsze gwiazdy dostrzegalne gołym okiem najsłabsze gwiazdy możliwe do obserwacji z powierzchni Ziemi najsłabsze gwiazdy dostrzegalne za pomocą teleskopu orbitalnego 235 znaczy po dłuższym porównywaniu dwóch gwiazd o jasnościach 4m,1 i 4m,2 możemy jeszcze zauważyć różnicę. Jednak porów- nując jasności ciał niebieskich wzięte z różnych tabel i katalogów musimy wziąć pod uwagę jeszcze coś: można otrzymać zupełnie różne wartości jasności zależnie od metody jej pomiaru; czy oszacowano ją gołym okiem, czy za pomocą płyty fo- tograficznej czułej na zupełnie inny zakres barw itd. Dlatego nie powinno nas dziwić, że czasem znajdziemy nieco różne wartości jasności dla gwiazd, a również dla innych obiektów. Dane te są oczywiś- cie niezmiernie ważne w dokładnych ba- daniach gwiazd i musimy wtedy brać pod uwagę różne układy odniesienia, względem których robiono pomiary. Je- dnak jako początkujący wśród astrono- mów amatorów nie powinniśmy się o to zbytnio kłopotać. Na początku można by mniemać, że jaś- niejsze gwiazdy znajdują się bliżej nas, zaś słabsze dalej. W licznych przypadkach takie założenie wprowadzi nas w błąd. Rzeczywiste moce promieniowania (jas- ności absolutne) gwiazd są bowiem bar- dzo różnorodne i dlatego stosunkowo sła- ba gwiazda może znajdować się bardzo blisko nas, a jaśniejsza może być znacz- nie dalej. Jak w ogóle określa się odległości do gwiazd? Wykorzystuje się w tym celu, między innymi, obieg Ziemi dookoła Słoń- ca. Wydaje się, że w ciągu roku gwiazdy wahają się, odzwierciedlają one ruch Zie- mi w postaci niewielkiej elipsy. To przesu- nięcie nazywa się paralaksą trygonomet- ryczną. Jeżeli znany jest promień orbity Ziemi i określi się paralaksy, to można na podstawie tych danych obliczyć odległości gwiazd. Gwiazda o paralaksie 1" jest od 236 nas odległa o 1 parsek (sekundę paralak- sy). Jest to 30,857 bilionów km lub 206 265 razy więcej niż średnia odległość Ziemia - Słońce. Gwiazda o paralaksie 0,1" leży wobec tego w odległości 10 parseków, czyli 308,57 bilionów km. Jednostkę „par- sek" stosuje się powszechnie w literatu- rze naukowej. Natomiast wśród amatorów astronomii zakorzeniła się jednostka odle- głości zwana „rokiem świetlnym". Jest to odległość, którą przebywa w ciągu roku światło biegnąc z prędkością prawie 300000 km/s; wynosi to 9,4605 bilionów km. Do przeliczania: 1 rok świetlny = 0,307 parseków, czyli 1 parsek = 3,26 lat świetlnych. Nasza najbliższa gwiazda, a Centauri czyli Toliman, znajduje się w odległości 4,3 lat świetlnych, a właściwie najbliżej nas znaj- duje się jeden z jej składników o nazwie Proxima Centauri, lecz różnica odległości obu składników jest bardzo mała. Proxima Centauri ma jasność absolutną równą tyl- ko 0,000052 jasności Słońca i mimo blisko- ści ukazuje się nam jako gwiazda o jasno- ści tylko 10m,7. Odległości astronomiczne są tak ogro- mne, że nawet specjaliści nie mogą ich sobie wyobrazić. Co prawda, człowiek „o- swaja się" nawet z takimi liczbami. Mimo wszystko podejmiemy tutaj próbę unaocz- nienia sobie choć trochę tych odległości. Na stronie 208 skorzystaliśmy z porówna- nia z samolotem, aby przedstawić rozmia- ry w naszym Układzie Słonecznym. Jeżeli samolot o prędkości 1000 km/h potrzebo- wałby 675 lat, aby dolecieć z Ziemi na Odległości planet i najbliższych gwiazd (schematycznie, u góry). Właściwości (charakterystyki stanu) gwiazd w stosunku do Słońca (u dołu) najdalszą planetę, Plutona, to aby do- lecieć do najbliższej gwiazdy, a Centauri, musiałby podróżować ponad 4,5 miliona lat. Ponieważ jednak nikt nie może so- bie wyobrazić tak długiej podróży lot- niczej, użyjmy innego sposobu: wy- obraźmy sobie Słońce jako kulę o śred- nicy 1,4 m. W takiej skali Ziemia skur- czyłaby się do 1,3 cm i znalazłaby się w odległości 150 m od Słońca, ogrom- na planeta Jowisz okazałaby się kulką o średnicy 14 cm, a jej odległość od Słońca wyniosłaby 778 m. Pluton znalazł- by się w średniej odległości 5,9 km od Słońca i miałby średnicę 3 mm. Jest to skala miliard:! Na niektórych obrazach i w niektórych miastach znajdują się mo- dele przedstawiające nam nasz układ pla- net w takiej lub podobnej skali. Najbar- dziej znany jest model planetarny w Ha- gen. W środku miasta na wieży ratuszowej znajduje się kula słoneczna, a w odpowie- dnich odległościach na posadzce rozmie- szczono planety ukazując ich wielkości, orbity ewentualnych satelitów itd. Zresztą, aby osiągnąć najdalszą planetę Plutona, należałoby podjąć pieszy półtoragodzinny marsz. Posłużmy się naszą skalą miliard:1 aby „rozmieścić" również najbliższe gwiazdy. a Centauri znalazłaby się wtedy w odleg- łości 41000 km od Słońca. Tę liczbę może- my sobie przedstawić zupełnie dobrze: odpowiada ona dość dokładnie obwodowi Ziemi. Druga z kolei, gwiazda Barnarda w gwiazdozbiorze Węzownika odległa od Słońca o 5,9 lat świetlnych, na naszym modelu znalazłaby się w odległości 56000 km. Odległość Syriusza w Wielkim Psie wyniosłaby na naszym modelu 82000 km, 61 Cygni 105000 km, a Procjo- na w Małym Psie 107000 km. Capella w Woźnicy znajduje się w odległości 45 lat świetlnych, co w naszym modelu wynios- łoby około 425000 km. Inaczej mówiąc: w skali miliard: 1 Capella znajduje się nie- co dalej od nas niż Księżyc w skali 1:1. Jednak gwiazda gwieździe nierówna, ich dane fizyczne znacznie się różnią. Najpierw rzucają się w oczy wyraźne róż- nice barw, które wielokrotnie można zauważyć nawet gołym okiem. Gdy porów- nujemy na przykład Betelgeuse i Rigela w Orionie, to zobaczymy, że pierwsza z nich jest pomarańczowa do czerwo- nawej, podczas gdy druga - niebieskawo- biała. Tu trzeba przestrzec przed obser- wowaniem gwiazd zbyt blisko horyzontu, gdyż tam wydają się one czerwonawe pod wpływem atmosfery podobnie jak Słońce czy Księżyc. Inne typowo niebieskawobia- łe gwiazdy to Syriusz w Wielkim Psie, Spica w Pannie, Wega w Lutni, Deneb w Łabędziu i Regulus w Lwie. Gwiazdami typowo żółtymi są Capella w Woźnicy, Al- genib w Perseuszu, Gwiazda Polarna i, oczywiście, nasze własne Słońce. Gwiaz- dy czerwone (lub co najmniej poma- rańczowoczerwone) to między innymi Al- debaran w Byku, Antares w Skorpionie, Arktur w Wolarzu i Rasalgethi w Herku- lesie. Barwa gwiazdy pozwala wnioskować o jej temperaturze powierzchni. Gwiazdy białe i niebieskawobiałe są gorętsze, czerwone chłodniejsze. Temperatury powierzchni gwiazd najgorętszych mogą dochodzić do 100000 K, lecz są to wyjątki. Gwiazdy białe i niebieskawobiałe, które oglądamy na niebie, mają na ogół temperatury po- wierzchni od 10000 do 20000 K żółte od Jak powstaje widmo (u góry). Typy widmowe gwiazd (u doiu) 238 Gwiazdy i ich ukłacjy^ bbb3 A b»aUA -------- 5170 A 4861 A 4340 A -------- — 239 5000 do 7000 K, a czerwone od 2000 do 4000 K. Rzeczywista moc promieniowania (jas- ność absolutna) gwiazd zmienia się w bar- dzo szerokich granicach. Są gwiazdy o ja- sności 100000 do 1000000 razy większej od jasności Słońca, podczas gdy inne - pomyślmy o już wspomnianej Proxima Centauri - osiągają zaledwie 1/100000 je- go jasności. Moc promieniowania można podać w odniesieniu do Słońca. Często stosuje się jednak skalę wielkości gwiazd i podaje się jasność jaką miałaby dana gwiazda widziana z odległości 10 parse- ków czyli 32,6 lat świetlnych. Nasze Słoń- ce miałoby wtedy jasność + 4m,74. Najjaś- niejsze gwiazdy mają jasność absolutną -9m, najsłabsze +17m. Inną ważną właściwością gwiazdy jest jej masa. Właściwie można ją wyznaczyć do- kładnie tylko wtedy, gdy można wykazać wpływ siły przyciągania sąsiedniej gwiaz- dy, a więc przede wszystkim w układach gwiazd podwójnych. Gwiazdy o najwię- kszych masach przewyższają Słońce 50 razy (może nawet nieco więcej), a najmniejsze mają zaledwie około 7% masy Słońca. Między masą i mocą promieniowania istnieje ścisły związek (stosunek masa - moc promieniowania). Wskazuje on, że gwiazda o masie na przy- kład 10 razy większej od masy Słońca nie jest bynajmniej jaśniejsza zaledwie 10- -krotnie, lecz 1000 lub nawet 10000 razy. Z drugiej strony gwiazda o masie równej 1/10 masy Słońca ma zaledwie 1/1000 je- go jasności. Wolimy nie wnikać tu głębiej w problemy astrofizyki i dlatego tylko wspomnimy, że we wnętrzu większości gwiazd, w tempe- raturach wielu milionów stopni, wodór przemienia się w hel i jest to wielką taje- mnicą wytwarzania energii w gwiazdach. Tylko w starszych spośród nich można brać pod uwagę również procesy jądrowe, w których biorą udział inne atomy; hel przemienia się tam w cięższe pierwiastki. W środku Słońca panuje temperatura 15 milionów K, a gwiazdy o większych ma- sach mają wyższe temperatury wnętrza, przemieniają przy tym szybciej swój wo- dór w hel i stąd wynika ich znacznie więk- sza jasność absolutna. Gwiazdy lżejsze mają niższe temperatury wewnętrzne i wolniej przetwarzają swój wodór w hel. Duże różnice występują w rozmiarach gwiazd, i tutaj Słońce stanowi dla nas swego rodzaju miernik. Tak zwane czer- wone olbrzymy jak Betelgeuse lub Anta- res mają średnice setki razy większe niż Słońce, a niektóre nawet 1000 razy więk- sze. Znacznie mniejsze są czerwone karły o małych masach i średnicach nieznacz- nie większych od 100000 km, a więc rzędu 1/10 słonecznej. Są jednak jeszcze mniej- sze gwiazdy: białe karły przypominające rozmiarami planety, a także godne uwagi gwiazdy neutronowe o średnicach około 20 km; są to gwiazdy, które zapadły się po zakończeniu swej ewolucji. Równie różnorodne są średnie gęstości gwiazd. O ile w przypadku Słońca wynosi ona około 1,3 g/cm3, to w przypadku nie- bieskobiałych nadolbrzymów osiąga wa- rtości wielokrotnie większe. Niewiarygo- dnie gęste są jednak białe karły i gwiazdy neutronowe. W nich średnie gęstości wy- noszą odpowiednio około 1 milion g/cm3 Gwiazdozbiór Oriona w położeniu poludniowo-zachodnim (u góry). Obszar w Perseuszu z podwójną gromadą gwiazd h i % Persei (u dołu; północ z lewej) 240 i 10 bilionów g/cm3 (= 10 min ton/cm3; odpowiada to trzydziestokrotnej masie gmachu Empire State Building zagęszczo- nej do 1 cm3). Natomiast szczególnie nis- kie gęstości mają czerwone olbrzymy. Informacje o składzie chemicznym gwiazd uzyskuje się na podstawie widma. Światło Słońca lub innej gwiazdy rozszczepia się za pomocą pryzmatu trójkątnego lub siatki dyfrakcyjnej na barwy czyli według długo- ści fali. To pasmo barw znamy w uprosz- czonej postaci z tęczy. Barwy następują w kolejności: czerwona, pomarańczowa, żółta, zielona, niebieska, fioletowa. Czer- wień ma fale długie, fiolet krótkie, odpo- wiednio 8/10000 mm i 4/10000 mm. W tym barwnym pasie, który nazywamy widmem, widzimy mnóstwo ciemnych linii, najczęś- ciej bardzo wąskich. Zdradzają nam one obecność określonych pierwiastków chemicznych. Należą do nich głównie wo- dór, hel, wapń i pewne metale. W zależno- ści od natężeń określonych linii klasyfiku- je się gwiazdy na typy widmowe. Najważ- niejsze oznaczone są symbolami O, B, A, F, G, K i M, a kolejność ta odpowiada kolejności barw czyli temperatur powierz- chni. Gwiazdy typów O i B są gorące, gwiazdy typu G mają temperatury średnie (jak Słońce), a gwiazdy typów K i M są chłodne, czerwone. Równocześnie gwia- zdy zaliczane do początkowych typów wy- kazują w widmach głównie silne linie wo- doru i helu, które słabną w widmach gwiazd zaliczanych do dalszych typów, za to silniejsze są w nich linie metali. W wid- mach najchłodniejszych gwiazd można znaleźć nawet pasma cząsteczek, na przy- kład tlenku tytanu. Natężenie określonej linii wskazuje, czy odpowiadająca jej sub- stancja występuje mniej czy bardziej ob- ficie. W ogólności częstości występowania pierwiastków chemicznych są dość podo- bne w gwiazdach wszystkich typów - po- miniemy na razie szczególne wyjątki. In- tensywność linii zależy mianowicie od te- mperatury powierzchni. Mimo to znajo- mość typów widmowych poszczególnych gwiazd jest bardzo pomocna. Każdy z tych typów dzieli się zresztą dodatkowo na 10 podtypów, na przykład A0, A1, A2.....A8, A9, F0, F1 itd. Słońce reprezentuje typ widmowy G2. Z widma gwiazdy można jednak wydobyć jeszcze wiele informacji. Należą do nich na przykład dane o temperaturze powierz- chni, a także szybkości obrotu wokół osi, obecności lub nieobecności pola magnety- cznego itp. Astronomowie E. Hertzsprung i H. N. Rus- sell opracowali w latach 1905-1913 wielki diagram gwiazd, który i w obecnych bada- niach odgrywa wielka rolę. Nazywamy go diagramem Hertzsprunga-Russella lub diagramem barwa-jasność. Odłożono na nim od lewej do prawej barwę gwiazdy tak, że z lewej strony znajdują się niebies- kobiałe, blisko środka żółte, a z prawej czerwone. Ponieważ jednak barwa gwiaz- dy jest ściśle związana z temperaturą po- wierzchni, a ta z typem widmowym, może- my wypisać i te wartości od lewej do prawej. Na osi pionowej odkładamy moc promieniowania albo odniesioną do Słoń- ca, albo jasność bezwzględną tak, jak to już opisano. Słabe gwiazdy znajdują się u dołu, jasne u góry. Dokonano wtedy zdumiewającego odkrycia, że w gwiaz- dach nie zdarzają się dowolne kombina- cje absolutnej mocy promieniowania i ba- rwy, lecz na wykresie Hertzspunga-Russe- Diagram Hertzsprunga-Russella (diagram barwa-jasność) Gwiazdy i ich układy. *&ł 1000001 0.01 - ?.00011 temperatura powierzchni " 000 10000 8000 7 000 6 000 5000K •Deneb j • Gwiazda Polarna /• \ • Spica Bejelgeuse NADOLBRZYMY . / • Antares • Regulus •Capella / • ^\»SyriusZ OLPRŻYMY Arktur ^.^^^•Atair ,' ^^i BIAŁE KARŁY 9 Stonce CZERWONE KARŁY . • gwiazda Barnarda BO BB A0 AB F0 typy widmowe KO KB MO 243 la układają się one w kilku szeregach, głównie w dwóch gałęziach czyli ciągach: wąskie pasmo ciągnie się na nim z lewej od góry ukośnie na dół w prawo. Ciąg zaczyna się od niebieskobiałych nadol- brzymów, gwiazd o wielkiej masie, dużej mocy promieniowania i wysokiej tempera- turze powierzchni. Dalej pasmo to obej- muje gwiazdy podobne do Słońca i rozpo- ściera się na prawo w dół do czerwonych karłów o małej masie, niskiej mocy pro- mieniowania i niskiej temperaturze powie- rzchni. To pasmo określa się jako ciąg główny. W górnej prawej części znajduje się obszar żółtych i czerwonych olb- rzymów, tak zwane odgałęzienie olb- rzymów, jednak nie jest ono ukształtowa- ne tak wyraźnie jak szereg główny. Z le- wej u dołu gromadzą się ponadto sto- sunkowo słabe, białe gwiazdy o wysokich temperaturach powierzchni; są to białe karły. Często gwiazdy nie występują pojedyn- czo, lecz jako gwiazdy podwójne, a nawet układy wielokrotne. Do tego rodzaju ukła- dów zalicza się około połowy gwiazd we Wszechświecie, lecz niewiele gwiazd po- dwójnych lub tworzących układy złożone można zobaczyć już w małej lunecie. W opisie gwiazdozbiorów podajemy liczne przykłady takich gwiazd podwójnych. Zasadniczo gwiazdy podwójne dzieli się na następujące typy: pod pojęciem gwiaz- dy optycznie podwójnej rozumie się dwie gwiazdy nie znajdujące się blisko siebie w przestrzeni; jedna z nich znajduje się znacznie dalej i tylko przypadkiem widzia- ne z Ziemi znalazły się blisko siebie na sklepieniu niebieskim. Pod pojęciem gwiazdy fizycznie podwójnej rozumie się prawdziwą parę gwiazd, w której obie gwiazdy krążą wokół wspólnego środka ciężkości. W licznych przypadkach czas obiegu jest jednak tak długi, że w ciągu lat, dziesięcioleci, a nawet wieków nie można uchwycić zmian. Należy wspo- mnieć także o gwiazdach spektroskopowo podwójnych, których istnienie można wy- kazać tylko badaniami spektroskopowymi, nie dają się one zaobserwować za pomo- cą lunety jako oddzielne punkty. Wreszcie gwiazdy astrometrycznie podwójne są to gwiazdy wyglądające na pojedyncze, któ- re wykonują ruch okresowy wskazujący na istnienie niewidocznego składnika. Je- dnak dla obserwatora amatora znaczenie mają tylko gwiazdy optycznie i fizycznie podwójne. Dla ich opisu ważna jest prze- de wszystkim ich odległość kątowa. Im bliżej siebie znajdują się oba składniki gwiazdy podwójnej, tym większej lunety potrzeba do ich rozdzielenia, o tym będzie mowa bardziej szczegółowo na stronie 266. W części poświęconej gwiazdo- zbiorom podawaliśmy każdorazowo od- ległość kątową składników opisywanej gwiazdy, a w większości przypadków na- wet jakiego przyrządu optycznego należy użyć do ich rozdzielenia. Do dokładnego scharakteryzowania układu podwójnego konieczny jest obok odległości również kąt pozycyjny. Określa on, w którym kie- runku znajduje się składnik słabszy widziany z gwiazdy jaśniejszej. Ze wzglę- du na brak miejsca nie podawaliśmy tej Rozróżnienie gwiazd optycznie i fizycznie podwójnych (z lewej u góry). Ruch w „optycznej" gwieździe podwójnej 5 Herculis (z prawej u góry). Objaśnienie kąta pozycyjnego i odległości w gwieździe podwójnej (z lewej u dołu). Ruch w gwieździe fizycznie podwójnej l Ursae Maioris (z prawej u dołu) 244 danej w części poświęconej gwiazdozbio- rom, gdyż nie jest ona konieczna do roz- dzielenia gwiazdy podwójnej. Kąt pozycyj- ny mierzy się od północy w kierunku wschód, południe, zachód i znowu ku pół- nocy w skali od 0 do 360°. Jeżeli jest to gwiazda zmienna krótkookresowa, wów- czas zmienia się oczywiście nie tylko od- ległość kątowa, lecz i kąt pozycyjny. Przy rozdzielaniu gwiazdy podwójnej roz- strzyga nie tylko odległość kątowa, lecz i różnica jasności obu składników. Rozdzielenie jest najłatwiejsze wtedy, gdy oba składniki mają jasności równe, a przy tym przeciętne, a więc gdy obie są na przykład piątej wielkości. Dwa składniki bardzo jasne zaćmiewają się wzajemnie, a przy dużej różnicy jasności składnik sła- bszy jest „przytłoczony" przez silniejszy. Tak na przykład składnik mniejszy gwiaz- dy Syriusz jest najczęściej widoczny do- piero przez nieco większą lunetę, podczas gdy odległość kątowa wskazuje, że rozdzielenie powinno być możliwe już przy użyciu lunety 5-centymetrowej. Skła- dniki gwiazdy podwójnej mogą zresztą mieć zupełnie różne właściwości fizyczne. Nierzadko zdarza się, że wokół czerwonej gwiazdy krąży niebieskawa. Gdy gwiazdy znajdują się bardzo blisko siebie, wówczas w wyniku gry kontrastu dochodzi do pozornych zmian barwy. W podanym tu przypadku składnik niebieskawy często wydaje się zielony. Liczne gwiazdy wykazują wyraźne zmiany jasności, nazywa się je gwiazdami zmien- nymi. Istnieje tak wiele wariantów takiego zjawiska, że nie można tu wyliczyć wszys- tkich ich typów, a wskażemy tylko kilka najważniejszych. Gwiazdy zmienne zaćmieniowe właściwie nie są prawdziwymi gwiazdami zmienny- mi. Istnieją gwiazdy podwójne o bardzo bliskich sobie składnikach, których tory układają się w przestrzeni tak, że przy obserwacjach z Ziemi zachodzą ich wza- jemne przesłaniania i zaćmienia. Podo- bnie jak w przypadku Słońca, które jako takie nie zmienia się podczas zaćmienia, kiedy to przesłania je Księżyc, tak i tu zmiany jasności są pozorne, bo zdarzają się tylko wtedy, gdy jedna gwiazda znaj- dzie się przed lub za drugą. Natomiast gdy gwiazdy znajdują się obok siebie, wówczas jasności obu składników sumują się i gwiazda podwójna, którą widzimy jako jeden punkt, osiąga maksimum jas- ności. Typowym przykładem gwiazdy zmiennej zaćmieniowej jest Algol w gwia- zdozbiorze Perseusza, a innymi są j! Ly- rae i e Aurigae. Gwiazdy zmienne zaćmie- niowe których nie można rozdzielić nawet za pomocą teleskopu są równocześnie gwiazdami podwójnymi spektroskopowo. Jako drugi ważny typ należy wymienić gwiazdy zmienne pulsujące, do których zalicza się cefeidy nazywane tak od głów- nego przedstawiciela, 5 Cephei. Gwiazdy te w regularny sposób rozszerzają się, a potem znowu się kurczą. Ich okresy wynoszą najwyżej 50 dób, ale co najmniej jedną dobę. Oprócz nich istnieją tak zwa- ne gwiazdy typu RR Lyrae, które również są pulsującymi słońcami, jednak o okre- sach krótszych niż doba. Gwiazdami pulsującymi są w zasadzie ró- wnież tak zwane gwiazdy typu Miry, któ- rych głównym przedstawicielem jest Mira w Wielorybie. Okresy tych gwiazd wyno- szą na ogół od 100 do 400 dób. Podczas gdy cefeidy i gwiazdy typu RR Lyrae są fS Lyrae (u góry i środek) oraz 5 Cephei (u dołu) 246 żółte i mają dużą zdolność promieniowa- nia, to gwiazdy typu Miry zaliczają się wyłącznie do czerwonych olbrzymów. W ogóle trudno jest znaleźć czerwonego olbrzyma, który nie wykazuje zmian jas- ności, choć nie zawsze wykazują one tak piękną okresowość jak gwiazdy typu Miry. Liczne czerwone olbrzymy mają wahania jasności półregularne lub zupełnie niere- gularne, do nich można zaliczyć na przy- kład Betelgeuse w Orionie, Antaresa w Skorpionie czy słynną „gwiazdę-gra- nat", n Cephei. Małe znaczenie dla astronoma amatora mają tak zwane gwiazdy rozbłyskowe. Są to pewne czerwone karły, które w nieregu- larnych odstępach wykazują rozbłyski trwające na ogół jedynie niewiele minut lub godzin. Bardzo interesujące może być czasem po- jawienie się nowej. Chodzi tu nie o gwiaz- dę rzeczywiście nową, lecz o wybuch gwiazdy już istniejącej. Jej jasność wzras- ta wtedy o 11 do 13 wielkości. Niestety, nie można przewidzieć pojawienia się no- wych. Jesteśmy wtedy zdani na doniesie- nia czasopism astronomicznych czy wręcz gazet. Jeszcze rzadsze są supernowe których jasność wzrasta o 20 wielkości. Z reguły występują one w innych galaktykach i dla- tego wydają się stosunkowo słabe. W na- szym układzie Drogi Mlecznej ich rozbły- ski są tak rzadkie, że należy się liczyć tylko z kilkoma na tysiąclecie. Wahania jasności gwiazd zmiennych można śledzić czasem gołym okiem, a czasem patrząc wielokrotnie w lunetę. Trzeba wtedy poró- wnywać jasność zmiennej z jasnością są- siedniej gwiazdy niezmiennej. Na przy- kład w sąsiedztwie Algola w Perseuszu wyszukujemy kilka gwiazd niezmiennych. 248 Przydatne są przede wszystkim Algenib (et Persei) o jasności 1m,9, Alamak w Andro- medzie (y Andromedae) o jasności 2m,2, 8 Persei (3m,0), 5 Persei (3m,1) i v Persei (3m,9). Algola będziemy stale porównywali z tymi gwiazdami: jeżeli po dłuższym poró- wnywaniu akurat zauważamy różnicę jas- ności, to wynosi ona 0m,1, czyli 1 stopień. Jeżeli nie zauważamy różnicy natychmiast, lecz z pewnym trudem, to wynosi ona 0m,2, czyli dwa stopnie, a gdy różnica jest za- uważalna szybko, to różnica wynosi już 0m,3, czyli trzy stopnie. Jest to ocena bar- dzo niedokładna, lecz po dłuższych ćwiczeniach i po wielokrotnych porów- naniach z gwiazdami jaśniejszymi i sła- bszymi od gwiazdy zmiennej daje prawid- łowe wyniki. Metodę tę wprowadził astro- nom F. W. Argelander przed około 150 laty dla oceny jasności gwiazd i dlatego nazy- wa się ją metodą Argelandera oceny sto- pni. Stosują ją liczni astronomowie amato- rzy; można ją dopracować w celu śledze- nia gwiazd zmiennych i daje ona wyniki nie ustępujące uzyskanym przez zawodowych astronomów. Liczba gwiazd zmiennych jest bowiem tak wielka, że zawodowi astrono- mowie nie mogą ich wszystkich stale ob- serwować, a w przypadku licznych gwiazd jest konieczne dalsze określanie długości okresów i dokładnych momentów ich mini- mów i maksimów. Czasami mianowicie do- chodzi do przyspieszeń lub opóźnień mini- mów i maksimów, które mogą być intere- sujące dla teoretyków. Gdyby ktoś zechciał zająć się bliżej tym ciekawym zagad- nieniem, powinien przestudiować literaturę bardziej specjalistyczną. Wykresy jasności Miry (u góry), Nova Cygni 1975 (środek) i supernowej w Mgławicy Andromedy (u dołu) Gwiazdy ?49 istnieją dwa ich typy: tak zwane gromady otwarte czyli gromady galaktyczne i gro- mady kuliste. Pięknym przykładem groma- < dy otwartej są Plejady i Hiady w Byku oraz i Praesepe w Raku. Określenie „otwarte" bierze się stąd, że jesteśmy w stanie roz- dzielić ich gwiazdy za pomocą małej lune- ty, a czasem nawet gołym okiem. Zawie- rają one od około dziesięciu do kilku ty- sięcy gwiazd. Zwykle gromady otwarte nie są zbyt oddalone od Ziemi; typowe ich przykłady, które możemy odnaleźć przy użyciu małych lunet, znajdują się w odleg- łościach od stu do kilku tysięcy lat świetl- nych. Wszystkie gromady otwarte są rozmiesz- czone, jak to opisano poniżej, w spiral- nych ramionach naszego układu Drogi Mlecznej i dlatego widzimy je na jej tle lub w niezbyt wielkiej odległości od niej, a nie i ma żadnej gromady otwartej w gwiazdo- zbiorach oddalonych o około 90° od Drogi i Mlecznej, takich jak Wielka Niedźwiedzi- ca, Smok czy Wolarz. Gromady otwarte są stosunkowo młodymi nagromadzeniami gwiazd, wiele z nich ¦ ma zaledwie kilka milionów lat, najstarsze dochodzą do miliarda. Siły wzajemnego przyciągania w otwartej gromadzie i gwiazd są tak słabe, że musi się ona I z czasem rozpaść. Ponadto liczne gro- I mady otwarte poruszają się we Wszech- I świecie we wspólnym kierunku. Mówimy j wtedy o gromadach ruchomych lub I strumieniach gwiazd. I tu szczególnie pię- I knymi przykładami są Plejady i Hiady. Gwiazdy Hiad, odległe od nas tylko o oko- 1 ło 130 lat świetlnych, poruszają się w kie- 1 Do gwiazd zmiennych w szerszym znacze- niu tego słowa należą pulsary. Są to stare, zapadnięte już gwiazdy, które zasadniczo składają się z samych neutronów i dlatego nazywa się je gwiazdami neutronowymi. Zresztą, z reguły bada się pulsary tylko metodami radioastronomicznymi: w od- stępach co najwyżej 3 lub 4 s, a często poniżej sekundy, obiekty te wysyłają impulsy radiowe. W przypadku niektórych pulsarów można było stwierdzić również impulsy świetlne teleskopami optycznymi, a ponadto impulsy rentgenowskie za po- mocą satelitarnych teleskopów rentge- nowskich. O ile w przypadku pulsarów mamy do czynienia z gwiazdami bardzo starymi, to gwiazdy typu T Tauri są młode, właśnie powstały one przez zagęszczenie obłoków gazowych i nie osiągnęły jeszcze stanu równowagi mechanicznej, takiej jak nasze Słońce. W ich otoczeniu unoszą się obłoki międzygwiazdowych gazów i pyłu, które czasami przesłaniają gwiazdę, a czasem odsłaniają. Inną grupę stanowią gwiazdy o zmiennych polach magnetycznych, które mogą się przejawiać również w zmianach jasności. Szczególna grupa gwiazd zwanych gwiazdami typu y Cas zawdzię- cza zmiany swej jasności mniej lub bar- dziej regularnym odpychaniom chmur ga- zowych. Gwiazdy nowe mają „rodzeńs- two", które określa się jako nowopodob- ne. Są to gwiazdy bardzo przypominające zachowaniem nowe, lecz wzrost ich jasno- ści jest mniejszy, a wybuchy powtarzają się w odstępach od 20 do 600 dób. Między tymi gwiazdami i prawdziwymi nowymi lo- kują się tak zwane nowe powrotne o okre- sach od lat aż do dziesięcioleci. Do najpiękniejszych dla amatora obiektów zaliczają się gromady gwiazd. Zasadniczo Mapa Hiad (u góry), gromada kulista I M 13 (u dołu z lewej), Plejady 1 (u doły z prawej) ?.sn runku mniej więcej wschodnim do punktu położonego w sąsiedztwie gwiazdy Betel- geuse w Orionie. Innym znanym przykła- dem strumienia gwiazd jest tak zwany strumień Niedźwiedzicy. Jego nazwa wy- nika z faktu, że zaliczają się do niego niektóre gwiazdy Wielkiej Niedźwiedzicy, mianowicie fi, y, 5, z i f Ursae Maioris. Jednak oprócz wymienionych tu pięciu gwiazd do strumienia należy kilka tuzinów innych gwiazd, z których część znajduje się w zupełnie innych miejscach sklepie- nia niebieskiego. Należy do niego nawet Syriusz odległy od nas tylko o 8,7 lat świe- tlnych. Asocjacje gwiazd są najmłodszymi nagro- madzeniami gwiazd i występują prawie wyłącznie w obszarach powstawania gwiazd. Znane są asocjacje gwiazd w Mgławicy Rozeta w gwiazdozbiorze Je- dnorożca i w obszarze Wielkiej Mgławicy Oriona. Te asocjacje gwiazd wykazują najczęściej ruchy odśrodkowe. Gromady kuliste są tworami silnie zwar- tymi, prawie dokładnie kulistymi, choć czasem wykazują spłaszczenie. Gromady kuliste są od nas odległe z reguły znacz- nie dalej niż gromady otwarte: najbardziej znane gromady kuliste, które możemy ob- serwować na niebie, leżą w odległościach od 15000 do 50000 lat świetlnych. Ponie- waż gromady kuliste wypełniają sferę o środku w centrum układu Drogi Mlecz- nej, to zasadniczo powinny występować w najróżniejszych miejscach sklepienia niebieskiego, a nie jak gromady otwarte tylko wzdłuż ramion Drogi Mlecznej. Jed- nak największe ich zagęszczenie obse- rwujemy w kierunku jej centrum (gwiazdo- zbiór Strzelca). Gromady kuliste mają wiek od 10 do 15 miliardów lat i dlatego należą do w ogóle najstarszych obiektów kosmicznych. Wewnątrz nich znajduje się od 100000 do miliona gwiazd upako- wanych tak ciasno, że siły ich wzajemne- go przyciągania nie pozwalają żadnej wyjść na zewnątrz i wobec tego gromady kuliste są znacznie trwalsze niż gromady otwarte. W małej lunecie widzimy je tylko jako rozmyte plamki z zagęszczeniem w środku, a dopiero w lunecie o średnicy obiektywu ponad 10 cm można dostrzec najjaśniejsze gwiazdy w najbliższych gro- madach kulistych rozrzucone na tle „mgławicy". Droga Mleczna rozciąga się przez całe niebo jako mglisty pas. Niestety, ledwie można ją dziś zauważyć na niebie nad wielkim miastem. Tym wyraziściej rzuca się w oczy ten najobszerniejszy obiekt niebieski, gdy znajdziemy się w jakimś bardziej odludnym miejscu lub w górach; jest on doskonale widoczny gołym okiem. W istocie Droga Mleczna stanowi prawie dokładny okrąg na sklepieniu niebieskim, którego jedna połowa przebiega ponad horyzontem, a druga pod nim. Jednak w Europie możemy w ciągu roku obser- wować różne jej części, a jedynie odcinek położony najbardziej na południu jest nie- dostępny w naszych szerokościach geograficznych. Rozdzielenie Drogi Mle- cznej na pojedyncze gwiazdy udaje się w znacznym stopniu nawet z użyciem pro- stej lunety. W ogóle za pomocą lornetki lepiej zdamy sobie sprawę z bogactwa gwiazd Drogi Mlecznej niż przy użyciu silnej lunety, która daje nam wgląd tylko Liczba gwiazd wzdłuż pasa Drogi Mlecznej (u góry). Ruch gwiazdy w przestrzeni obliczony z ruchu własnego i ruchu radialnego czyli prędkości radialnej (u dołu) 252 w jej bardzo mały wycinek. Z łatwością zauważymy wzrost zagęszczenia gwiazd w kierunku Drogi Mlecznej i jego spadek w kierunku dwóch punktów, które okreś- lamy jako bieguny Drogi Mlecznej. Okreś- lamy ją jako Galaktykę na podstawie grec- kiego źródłosłowu i mówimy o północnym i południowym biegunie galaktycznym oraz o równiku galaktycznym, który prze- ważnie pokrywa się z linią przebiegającą wzdłuż Drogi Mlecznej. Liczba gwiazd w różnych odcinkach Drogi Mlecznej jest zmienna. Zauważamy wyraźne maksimum w gwiazdozbiorze Strzelca oraz w gwiaz- dozbiorach sąsiednich: Tarczy i Skor- piona, a najmniejsze wrażenie robi Droga Mleczna w gwiazdozbiorze naprzeciwle- głym, w Woźnicy. Jednak nawet na małych odcinkach występują silne wahania. Tak więc w gwiazdozbiorze Łabędzia od- krywamy na niej ciemną plamę, a między Łabędziem i Strzelcem wydaje się ona rozdwajać. A przy tym występują ograni- czone obszary o szczególnie dużej liczbie gwiazd (obłoki Drogi Mlecznej), z których najbardziej znane są obłoki Tarczy. Nieregularne struktury Drogi Mlecznej oraz ciemne „wąwozy" i „dziury" wynika- ją z faktu, że przestrzeń między poszcze- gólnymi gwiazdami nie jest doskonale pu- sta: rozpościera się w niej rozrzedzona materia w postaci gazu i pyłu, tak zwana materia międzygwiezdna. Z reguły zawie- ra ona zaledwie 1 atom na cm3, a w kostce o krawędziach 100 m około 200 cząstek pyłu. Są jednak obszary nieco gęstsze. Jeżeli są one ciemne, wówczas przesła- niają nam one widok na obszary Wszech- świata położone za nimi. Te ciemne mgła- wice ukazują się zwłaszcza w obszarze Drogi Mlecznej. W typowym ciemnym ob- łoku, na przykład w Południowym Worku Węgla w gwiazdozbiorze Krzyża Południa zagęszczenie pyłu jest około 100 razy wię- ksze niż zwykłej materii międzygwiezdnej. Gwiazdy, które oglądamy w takim cie- mnym obłoku są to albo gwiazdy leżące na jego tle albo gwiazdy położone za nim i silnie przez niego osłabione. Jeżeli gęstsze obłoki miedzygwiazdowe znajdują się w sąsiedztwie jasnych gwiazd lub całych grup gwiazd, wówczas widzimy jasne mgławice nieregularne, których najsłynniejszym przykładem jest Wielka Mgławica Oriona; w swoim wnęt- rzu osiągają one gęstość do 10000 atomów na cm3. Takie mgławice są począ- tkowymi stadiami narodzin gwiazd. Gazy są tu pobudzane do świecenia przez pro- mieniowanie sąsiednich gwiazd, podczas gdy cząstki pyłu odbijają to promieniowa- nie i w ten sposób rozróżniamy mgławice emisyjne i mgławice rozpraszające. Często jednak ani jeden ani drugi rodzaj mgławi- cy nie występuje w postaci czystej, gdyż z reguły i gaz, i pył występują razem. Tak jest i w Wielkiej Mgławicy Oriona. Nato- miast na przykład mgławica, którą widzi- my w gromadzie Plejad za pomocą silnej lunety lub na zdjęciach fotograficznych, jest mgławicą rozpraszającą. Mgławice rozmyte wyglądają w lunecie po prostu „szaro", gdyż świecą zbyt słabo, by nasze oko mogło w nich rozróżnić bar- wy. Na zdjęciach fotograficznych otrzyma- nych z zastosowaniem nowoczesnych emulsji barwnych uzyskuje się jednak bar- wy. Astronomowie wiedzieli jednak już wcześniej, że mgławice są barwne. Na podstawie zdjęć wykonanych z użyciem Szerokokątne zdjęcie Drogi Mlecznej od gwiazdozbioru Orla (u góry) do gwiazdozbioru Strzelca ( u dołu) 254 filtrów niebieskich, żółtych lub czerwo- nych lub płyt fotograficznych czarno- białych czułych na różne barwy można było wnioskować, że wykazują one różne struktury i jasności. W naszej książce podano przykłady barw- nych zdjęć jasnych mgławic. Nie powinny one wywoływać wrażenia, że spojrzawszy przez lunetę na mgławicę zobaczymy do- kładnie taki sam widok. Nawet największe teleskopy ukazują rozmaitość kształtów i barw tych mgławic nie tak, jak wyglądają one na zdjęciach uzyskanych za pomocą znacznie mniejszych lunet wyposażonych w kamery. Aby zapobiec rozczarowaniom, a z drugiej strony aby umożliwić lepsze porównanie z własnymi obserwacjami w książce przedstawiamy zdjęcia, które nie odbiegają zasadniczo od wrażenia wzrokowego - pomijając barwność. Ponadto należy zauważyć, że silnie rozja- śnione tło nieba nad wielkim miastem szczególnie zmniejsza widzialność mgławic rozmytych. Gdzieniegdzie oferuje się tak zwane filtry mgławicowe, pochła- niające znaczną część promieniowania, które zgodnie z doświadczeniem zostało wypromieniowane przez miejskie źródła światła. Powinny one wzmacniać kontrast z tłem nieba, a to powinno wypaść czarne. Jednak skuteczność takich filtrów mgławi- cowych nie wszędzie jest jednakowa, gdyż rodzaje oświetlenia w naszych mias- tach są rozmaite. Pas Drogi Mlecznej umożliwia astrono- mom wysnucie wniosków o postaci układu gwiazd, w którym żyjemy, naszego układu Drogi Mlecznej czyli Galaktyki. W kierun- kach, w których rozciąga się Droga Mlecz- na, nasz układ rozciąga się najdalej w przestrzeń, a w kierunkach prostopad- łych do nich, to znaczy w kierunku północ- nego i południowego bieguna galakty- cznego, rozciąga się bliżej. Naszą Galak- tykę można porównać ze spłaszczoną so- czewką. Gdybyśmy się znajdowali w środ- ku układu Drogi Mlecznej, wówczas wyda- wałaby się nam ona jednakowo jasna we wszystkich kierunkach, zas asymetria jas- ności i liczby gwiazd w jej obrębie wska- zuje na dalekie od środka położenie Słoń- ca i jego układu planetarnego. Dzisiaj wiemy, że średnica naszej Galak- tyki wynosi co najmniej 100000 lat świetl- nych, a jej grubość w pobliżu jądra około 16000 lat świetlnych. Nasz układ planetar- ny jest odległy o około 30000 lat świetl- nych od środka Galaktyki, który znajduje się w kierunku gwiazdozbioru Strzelca. Soczewkowaty twór wykazuje jednak dal- szą strukturę: wokół jądra układają się poszczególne spiralne ramiona. Nasz układ Drogi Mlecznej jest ogromną mgła- wicą spiralną. My sami znajdujemy się po wewnętrznej stronie spiralnego ramienia określanego jako ramię Oriona. Bliżej śro- dka znajduje się tak zwane ramię Strzel- ca, a bardziej na zewnątrz ramię Perseu- sza. Wzdłuż ramion występuje stosun- kowo dużo materii międzygwiezdnej, a za- tem możemy się w nich spodziewać wielu jasnych mgławic rozmytych. Również gro- mady otwarte i asocjacje gwiazd układają się w ramionach spiralnych. Inaczej jest z gromadami kulistymi, które tworzą rodzaj trybuny wokół układu Drogi Mlecz- nej. Jak się mówi, rozmieszczone są one' w tak zwanym jej halo, w jej przedsionku. Ponieważ materia międzygwiezdna wystę- puje prawie wyłącznie w płaszczyźnie ró- wnikowej płaskiego, spiralnego układu Nasz układ Drogi Mlecznej widziany od góry i z boku ?Sfi Drogi Mlecznej, to nie jest dziwne, że mgławice jasne i ciemne obserwujemy głównie w kierunku pasa Drogi Mlecznej. Ciemne obłoki są tu rozmieszczone tak gęsto, że z naszego układu planetarnego nie można zajrzeć do środka całego ukła- du Drogi Mlecznej przy użyciu normalnych teleskopów, a więc metodami optycznymi. Nasz wzrok sięga w tym kierunku tylko na odległość około 10000 lat świetlnych. Mi- mo to udało się w ostatnich latach dokład- niej zbadać centralne obszary naszego układu dzięki pomocy radioastronomii i obserwacji w podczerwieni. Znaleźliśmy wiele pierścieni gazowych ułożonych wo- kół środka, podczas gdy w samym środku musi się ukrywać bardzo gęsty twór. Jest to albo tak zwana czarna dziura, albo pakiet licznych położonych blisko siebie gwiazd o dużych masach. Wszystkie gwia- zdy poruszają się wokół środka naszego układu Drogi Mlecznej, a czas obiegu wy- nosi 200 milionów lat. Prędkość Słońca wynosi przy tym około 250 km/s. Z ruchu obrotowego gwiazd wokół środka można wyliczyć masę naszej Galaktyki: około 200 miliardów mas Słońca. Ponieważ przewa- żają gwiazdy o masach mniejszych niż masa Słońca, więc liczba gwiazd w naszym układzie Drogi Mlecznej wynosi przypuszczalnie bilion lub więcej. Ruch Słońca w wielkich obszarach przestrzeni wraz z jego planetami wokół środka Drogi Mlecznej można obliczyć w wyniku żmud- nej analizy ruchów poszczególnych gwiazd. Przejawiają się one przede wszy- stkim jako tak zwany ruch własny na skle- pieniu niebieskim, a więc jako przesunię- cie gwiazdy w jakimś kierunku. Na ogół taki ruch jest niewielki i gołym okiem moż- na by go zauważyć dopiero po tysiącach lat. Szybsze są tylko niektóre gwiazdy, a najszybsza jest gwiazda Barnarda w gwiazdozbiorze Wężownika zwana Strzałą, która w ciągu roku przebywa 10". Jednak same ruchy własne gwiazdy nie mówią jeszcze nic o rzeczywistym jej ru- chu w przestrzeni, musimy jeszcze wiedzieć, czy gwiazda oddala się od Zie- mi, czy też się do niej zbliża. Nazywa się to ruchem radialnym, można go obliczyć na podstawie widma gwiazdy: mianowicie linie widmowe ciała niebieskiego przesu- wają się ku czerwieni tym bardziej, im prędzej oddala się ono od nas. Jeżeli natomiast ciało niebieskie przybliża się do nas, to linie przesuwają się w odwrot- nym kierunku, ku fioletowi. Zjawisko to nazywa się zjawiskiem Dopplera. Dopiero znajomość ruchu własnego i ruchu radial- nego pozwala nam określić ruch gwiazdy w przestrzeni. Oprócz ruchu w wielkiej skali wokół środ- ka układu Drogi Mlecznej odnajdujemy je- szcze ruch Słońca względem gwiazd z nim sąsiadujących, mianowicie w kie- runku gwiazdozbioru Herkulesa. Prędkość tego ruchu wynosi tylko około 19 km/s. Wyobraźmy sobie lot stada ptaków: „po- wolny" ruch Słońca odpowiadałby indywi- dualnemu ruchowi określonego ptaka względem sąsiada, a ruch „prędki" wokół środka Drogi Mlecznej odpowiadałby kie- runkowi i prędkości lotu całego stada. Układ Drogi Mlecznej jest tylko jednym z miliardów galaktyk czyli „wysp Wszech- świata". Nasz układ jest mgławicą spiral- ną, istnieją również galaktyki eliptyczne Mgławica spiralna M 106 w gwiazdozbiorze Psów Gończych (u góry) i galaktyka NGC 5128 w gwiazdozbiorze Centaura identyczna z radiogalaktyką Centaurus A 258 lub o kształtach nieregularnych. Statysty- cznie przeważają wyraźnie mgławice spi- ralne, a ponieważ zaliczają się średnio do układów większych i jaśniejszych, więc wzbudzają powszechną uwagę. Więk- szość galaktyk ma budowę spiralną, co odnosi się przede wszystkim do małych układów. Niektóre najbliższe galaktyki można nawet obserwować gołym okiem. Chodzi tu zwłaszcza o Wielki i Mały Obłok Magellana, które uchodzą jeszcze za skła- dniki naszego układu Drogi Mlecznej. Są one oddalone od nas o około 165000 lat świetlnych i mają średnice odpowiednio 21000 i 10000 lat świetlnych. Obu tych nieregularnych galaktyk nie można obser- wować w Europie. Wielki Obłok Magellana znajduje się na granicy gwiazdozbiorów Złotej Ryby i Góry Stołowej, a Mały Obłok Magellana w gwiazdozbiorze Tukana. Gołym okiem można również zaobserwo- wać Mgławicę Andromedy, która znajduje się w gwiazdozbiorze Andromedy w odle- głości około 2,3 miliona lat świetlnych. Jest to mgławica spiralna wykazująca wielkie podobieństwo do naszej Galaktyki. Inna mgławica spiralna, położona w odle- głości tylko 2,3 miliona lat świetlnych, znajduje się w gwiazdozbiorze Trójkąta; ma ona symbol katalogowy M 33. Nie mo- żna jej zresztą zobaczyć gołym okiem. Pomijając Wielki i Mały Obłok Magellana, odkrycie poszczególnych gwiazd nawet w Mgławicy Andromedy i w innych mgła- wicach należących do grupy lokalnej jest możliwe tylko za pomocą bardzo wielkich teleskopów, a odnosi się to i do nieco bardziej oddalonych galaktyk. Nawet przy użyciu najpotężniejszych teleskopów nie udaje się rozdzielić na pojedyncze gwiaz- dy galaktyk położonych dalej niż w odleg- łości ponad 60 do 80 milionów lat świetl- nych. Obserwacja galaktyk nie jest zajęciem zbyt atrakcyjnym dla astronoma amatora wyposażonego tylko w niewielką lunetę, który musi prowadzić obserwacje w mieś- cie. Tym większe jest jego zdumienie, gdy zapoluje na nie poza miastem używając lunety o średnicy obiektywu ponad 20 cm; ukazują się wtedy setki, a nawet tysiące galaktyk. Również dalsze galaktyki wykazują ten- dencje do łączenia się w grupy czyli gro- mady i mówi się o gromadach mgławic albo galaktyk. Najsłynniejsze są gromady galaktyk w gwiazdozbiorach Panny i War- kocza Bereniki, którym nadano nazwy gromady Virgo i gromady Coma. Najdalsze galaktyki, których odkrycie umożliwiły zdjęcia o długim czasie ekspo- zycji i użycie do wzmacniania najno- wocześniejszej elektroniki, są odległe o kilka miliardów lat świetlnych. W jesz- cze większych odległościach można wyka- zać istnienie kwazarów, a są to prawdo- podobnie bardzo jasne i aktywne jądra galaktyk. Największe odległości wynoszą około 15 miliardów lat świetlnych, a w skrajnych przypadkach nawet nieco więcej. Gromada galaktyk w Herkulesie (u góry), rozdzielenie skraju Mgławicy Andromedy na poszczególne gwiazdy (u dołu) 260 Sztuczne satelity Od 4 października 1957 r., gdy powodze- niem zakończył się start pierwszego sztu- cznego satelity Sputnika 1, upłynęło już wiele lat. Od tego czasu wystrzelono tysiące satelitów, które wykonują najróż- niejsze zadania: przenoszenie informacji, poznawanie Ziemi, badania meteorologicz- ne, badania astronomiczne z zastoso- waniem pewnych rodzajów promienio- wania (np. rentgenowskiego), oraz mają zadania wojskowe. Tylko nieliczne satelity można obserwować gołym okiem lub za pomocą małych lunet. W ostatnich latach możliwe stało się budo- wanie coraz mniejszych urządzeń elektro- nicznych i wobec tego nie jest już koniecz- ne wystrzeliwanie szczególnie wielkich sa- telitów na orbity wokółziemskie. Ponadto bardzo liczne satelity krążą w tak wielkich odległościach od nas, że są w praktyce niedostrzegalne optycznie. Do nich należą przede wszystkim takie, które znajdują się na orbicie geostacjonarnej w odległości około 36000 km i dokonują obiegu w 24 h. Największe szanse daje obserwacja sateli- tów znajdujących się na niskich orbitach. Należą do nich na przykład amerykańskie promy kosmiczne, a także różnorodne sa- telity szpiegowskie. Jednak jasne, szybko poruszające się punkty, które widzimy na nocnym niebie, są to zwykłe samoloty i musimy się wtedy strzec pomyłek. Sateli- ty przemieszczają się po niebie stosunko- wo powoli i ptrzebują wielu minut na prze- bycie drogi od horyzontu do horyzontu, czasem mogą znikać w cieniu Ziemi. Prze- cież są one widoczne tylko wtedy, gdy oświetla je Słońce i dlatego z reguły nie możemy się spodziewać, że zobaczymy satelitę około północy - z wyjątkiem okre- su około przesilenia letniego. Satelity poja- wiają się najczęściej wczesnym wieczorem i to na zachodniej stronie nieba, a jest prawie pewne, że na wschodzie znajdują się one wtedy w cieniu Ziemi. I odwrotnie, rano możemy się spodziewać satelitów ra- czej od strony wschodniej. Najkorzystniejsze są sytuacje, gdy orbita satelity jest nachylona pod kątem 90° do równika. Mówimy wtedy o orbicie bieguno- wej, gdyż satelita przelatuje zarówno nad biegunem północnym jak i nad połu- dniowym. Oglądany z określonego miejsca przelatuje on po niebie z południa na pół- noc albo z północy na południe. Ponadto nie przy każdym obiegu Ziemi przeleci on nad naszym miejscem obserwacji. Po- nieważ w pewnym sensie orbita satelity „tkwi nieruchomo" w przestrzeni (pomija- jąc ruchy długookresowe), a Ziemia obraca się pod orbitą satelity ze wschodu na za- chód. W ten sposób orbita satelity rzutowa- na na powierzchnię Ziemi przemieszcza się z obiegu na obieg odwrotnie, w kierun- ku wschodnim. Nasze krótkie wskazówki odnośnie możli- wości obserwowania sztucznych satelitów powinny koncentrować się na ostrzeże- niach przed pomyłkami. Jeżeli ktoś jest szczególnie zainteresowany ich obser- wowaniem, odsyłamy go do literatury spe- cjalistycznej. Przykłady różnych orbit satelitów (u góry). Możliwości oświetlenia satelity (środek). Satelita jest widoczny tylko wtedy, gdy jest oświetlony Słońcem i odbija się na tle ciemnego nieba. Zależność między okresem obiegu satelity a wysokością jego orbity (na dole) 262 orbita satelity __-----------jr sateiiaw------ I ^^^cT^^ / nieoświetlony i _____-——^^—.___nr~-—^ y^iioryzont s*—- powierzchnia Ziemi obserwator 1 obserwatorzy 2 i 3 •---------- nie widzi satelity widzą satelitę. (niebo dzienne) gdy jest on oświetlony 120 115 1 no- c I 105 | 100 5 90' 35' 200 400 —i— 600 1200 800 1000 1200 wysokość orbity nad powierzchnią Ziemi 263 Zjawiska atmosferyczne Niektóre zjawiska atmosferyczne są intere- sujące również dla astronoma amatora. Na pierwszym miejscu należy wymienić zorze polarne, gdyż są one skutkiem zjawisk za- chodzących na Słońcu. Naładowane elekt- rycznie cząstki pochodzące ze Słońca wpa- dają do górnych warstw atmosfery ziems- kiej, zderzają się tam z atomami i wzbu- dzają je do świecenia. Z reguły zorze pola- rne obserwuje się w rejonach bieguno- wych. Istnieje wyraźna strefa zorzy polar- nych, której granica na półkuli północnej ciągnie się od południowego cypla Grenlandii przez Islandię, północną Skan- dynawię, północną Syberię do Alaski i Lab- radoru. Czasem można zobaczyć zorzę po- larną również w środkowej Europie, prze- de wszystkim podczas dużej aktywności Słońca. Jednak podczas gdy na dalekiej północy widać wielokształtne zorze o wspaniałych barwach (promienie światła polarnego, draperie, korony), to na śre- dnich szerokościach wypadają one znacz- nie skromniej, najczęściej jako czerwona- we nawisy ponad horyzontem na północy lub północnym zachodzie. Czasami takie zjawiska obserwuje się nawet w strefie śródziemnomorskiej. Zorze polarne występują najczęściej na wysokościach około 100 km ponad powie- rzchnią Ziemi. Na wysokości około 85 km pokazują się niekiedy tak zwane świecące obłoki nocne. Są to albo obłoki pyłu albo cząstek lodu, od których odbijają się jesz- cze promienie słoneczne, mimo że na po- wierzchni Ziemi panują już ciemności. Ma- ją one postać srebrzystych smug i wystę- pują zwłaszcza w nocy około przesilenia letniego. Do częstych zjawisk atmosferycz- nych należy halo, obwódka wokół Słońca lub Księżyca, które jest prawdziwym zjawi- skiem pogodowym. Widzimy je jako pierś- cień, a pojawia się ono w wyniku załamań i odbić promieni świetlnych na unoszących się wysoko kryształkach lodu. Znaczny udział mają tu przede wszystkim chmury cirrus i cirrostratus, które są widoczne jako chmurki pierzaste lub jako mleczne welo- ny. Halo słoneczne występuje mniej więcej 7 razy częściej niż księżycowe. Mimo to częściej zauważamy to ostatnie, ponieważ występuje na tle ciemnego nieba nocnego, podczas gdy słoneczne trudniej jest do- strzec na tle jasnego nieba dziennego, a do tego wymaga to patrzenia prosto w Słońce. W przypadku halo księżycowego występuje z reguły tylko tak zwany mały pierścień o promieniu 22°. W przypadku halo słone- cznego występuje często również wielki pierścień o promieniu 46° oraz tak zwany górny i dolny łuk styczny. Nierzadko widać także słońca pozorne, występują one na takiej samej wysokości kątowej jak Słońce w odległości 22° lub 46° od niego. Oprócz tego pokazuje się także białawy krąg po- ziomy przebiegający przez Słońce i słońca pozorne. Możliwe jest również przeciw- słońce i przeciwsłońca boczne, a ponadto halo słoneczne może stworzyć i inne cieka- we formy. Zjawiska halo nie należy mylić z tęczą, gdyż ta znajduje się po przeciwnej stronie Słońca i ma inne podstawy fizycz- ne. Halo występuje 50 do 70 dni w roku, choć najczęściej widać tylko jego fragmen- ty. Właśnie te zjawiska najłatwiej jest prze- oczyć. Zorza polarna (u góry), halo słoneczne (u dołu) 264 Lornetka i luneta Nawet przy użyciu zwykłej lornetki polo- wej możemy sobie zorganizować zdumie- wające obserwacje nieba. Ponieważ je- dnak w ostatnich latach małe lunety stały się osiągalne po umiarkowanych cenach - głównie dzięki taniemu importowi z Ja- ponii, a częściowo z USA - poświęcimy nieco uwagi i tym przyrządom. Również przy wyborze i zakupie lornetki czy lunety należy dysponować pewną wiedzą o waż- nych prawidłowościach optyki. Pomijając tak zwane lornetki teatralne, wszystkie lornetki i lunety soczewkowe zbudowane są na zasadzie lunety keplero- wskiej czyli astronomicznej. W jej przed- nim końcu znajduje się obiektyw, który do- kładnie odpowiada obiektywowi aparatu fo- tograficznego lub kamery filmowej. Obiek- tyw wytwarza w swej płaszczyźnie ognis- kowej odwrócony (to znaczy umieszczony „do góry nogami"), tak zwany rzeczywisty obraz obiektu położonego w nieskończonej odległości (to założenie można zawsze przyjmować w astronomii). Jeżeli chcemy sfotografować aparatem fotograficznym obiekt nie położony w nieskończonej odle- głości, na przykład osobę stojącą w odleg- łości 3 m, wówczas obraz powstanie w nie- co większej odległości od obiektywu i dla- tego w aparacie fotograficznym musimy nastawiać odległość. Ta trudność jest obca astronomii. Obraz obiektu kosmicznego powstały w płaszczyźnie ogniskowej moż- na by już utrwalić na błonie fotograficznej, lecz my chcemy mieć widok przez lunetę. Dlatego za płaszczyzną ogniskową ustawia się drugą soczewkę, okular, która działa jak rodzaj lupy. Przy obserwacji przez oku- lar widzimy silnie powiększony obraz z płaszczyzny ogniskowej. 266 Odległość ogniska lub płaszczyzny ognis- kowej od obiektywu nazywamy ogniskową obiektywu. Ogniskową ma oczywiście i okular. Powiększenie naszej lunety moż- na łatwo obliczyć dzieląc ogniskową obie- ktywu przez ogniskową okularu. Jeżeli na przykład obiektyw ma ogniskową 1 m (1000 mm), a ogniskowa okularu wy- nosi 1 cm (10 mm), to powiększenie równa się 1000 :10 = 100 razy. Początkujący astronom łatwo może dać się zwieść danym o zbyt wielkim powięk- szeniu jakiejś lunety. Jej powiększenie ma bowiem znaczenie drugorzędne, a miaro- dajna jest średnica obiektywu: im jest ona większa, tym więcej światła może zebrać nasz obiektyw. Ludzka źrenica przy dos- konałym dostosowaniu się do ciemności ma średnicę najwyżej 8 mm, a często nawet mniej, zwłaszcza u ludzi starszych. Dopiero przy użyciu lunety o średnicy obiektywu 5 lub 6 cm zysk na ilości światła jest znaczny w porównaniu z okiem, gdyż wielokrotność wynosi około 50. Właśnie przy obserwacjach nieba często spotyka- my się z sytuacją, że chcemy oglądać możliwie najsłabsze gwiazdy. Tak więc nie chodzi nam o powiększenie lunety, a o jej tzw. światłosiłę. Również tak zwana rozdzielczość zależy tylko od wielkości obiektywu. Pod tym po- jęciem rozumiemy możliwość oddzielnego zobaczenia dwóch blisko siebie położo- nych obiektów. Jest ona bardzo istotna w obserwacjach astronomicznych, na przykład przy rozdzielaniu gwiazd po- dwójnych lub drobnych szczegółów po- Bieg promieni w lunecie astronomicznej (z lewej). Aberracja chromatyczna (z prawej u góry). Obiektyw achromatyczny (z prawej u dołu) 267 wierzchni Księżyca. Całkiem z grubsza można określić, że zdolność rozdzielczą w sekundach kąta określa wynik dzielenia liczby 13 przez średnicę obiektywu w cen- tymetrach. Tak więc przy użyciu lunety o średnicy obiektywu 6 cm osiągamy roz- dzielczość około 2,2", co odnosi się zresztą do dwóch jednakowo jasnych gwiazd przy- najmniej piątej lub szóstej wielkości. Jeżeli gwiazdy znacznie różnią się jasnością, wówczas rozdzielczość wyrazi się odpo- wiednio większą liczbą. Powiększenia nie można dowolnie zwię- kszać. Teoretycznie można by przecież osiągnąć powiększenie 750-krotne przy użyciu okularu o ogniskowej 2 mm i obiek- tywu lunety o ogniskowej 1500 mm, jednak w praktyce nie miałoby to sensu. Obraz byłby wtedy powiększony, nie dostarczyłby jednak żadnych dodatkowych informacji. Byłoby to powiększenie „puste" jak w przypadku silnego powiększenia negaty- wu małoobrazkowego, z którego można teoretycznie uzyskać odbitkę 13 x 18 m, lecz poszczególne ziarna emulsji wystąpi- łyby na niej tak wyraźnie, że odbitka nie ukazałaby żadnych dodatkowych szcze- gółów. Dla niewielkich lunet obowiązuje reguła, że największe rozsądne powiększenie nie powinno przewyższać podwójnej średnicy obiektywu wyrażonej w milimetrach. Na przykład dla lunety o średnicy obiektywu 60 mm sensowne jest największe powięk- szenie 120-krotne, a nawet ono da się wy- korzystać tylko przy dobrej pogodzie, gdyż ruchy powietrza i inne zjawiska atmosfery- czne bardzo pogarszają jakość obrazu. Dzisiejsze obiektywy i okulary lunet nie są pojedynczymi soczewkami, lecz są złożone z dwóch lub trzech soczewek. Pojedyncza soczewka dawałaby szkodliwe barwne ob- 268 wódki (aberracja chromatyczna) i dlatego obiektyw lunety najczęściej zbudowany jest z dwóch soczewek wykonanych ze szkła flintowego i crown, a okulary mogą zawierać nawet więcej soczewek. Lunety astronomiczne dają obrazy odwró- cone, a więc północ jest w nich na dole, południe na górze, zachód z lewej, a wschód z prawej. Można się szybko do tego przyzwyczaić, a odradzamy wbu- dowywania dodatkowych układów so- czewek wyprostowujących obraz, które mogłyby być pomocne w obserwacjach na Ziemi. Natomiast w obserwacjach nieba znaczne straty światła i ostrości w takich układach nie zrównoważyłyby zalety wyprostowanego obrazu. Inaczej jest w przypadku lornetek. Ponieważ wyprodu- kowano je do obserwacji na Ziemi, wbu- dowano w nie po dwa pryzmaty, które wyprostowują obraz nie powodując szcze- gólnego pogorszenia jego jakości i dlate- go nazywa się je nawet lornetkami pryz- matycznymi. Lornetki teatralne mają nieco inną budowę optyczną; zbudowane są one na zasadzie tak zwanej lunety Ga- lileusza i dają obrazy proste nawet bez pryzmatów i dodatkowych soczewek. Ta zasada jest jednak nieprzydatna przy wię- kszych średnicach obiektywu i dłuższych ogniskowych. Najważniejsze dane optyczne lornetki pry- zmatycznej brzmią następująco: Lornetka pryzmatyczna 10 x 50. Oznacza to, że lor- netka powiększa 10-krotnie, a średnica jej obiektywu wynosi 50 mm. Najbardziej roz- powszechnione typy to 6 x 30, 7 x 50, 8 x 50 i 10 x 50. Istnieją zresztą większe lornetki czyli 13 x 60 itd. W obserwacjach Schemat lornetki pryzmatycznej I i mocowanie lornetki na statywie uneta 269 astronomicznych szczególnie dużo sa- tysfakcji dają lornety o dużych średnicach obiektywu. Ponieważ jednak wzrostowi rozdzielczości towarzyszy wzrost masy ta- kich urządzeń, to nie można ich utrzymać nieruchomo w ręku i wobec tego należy je mocować na trwałym statywie. Na ogół trudno jest ludziom utrzymać nieruchomo w ręku przyrząd o powiększeniu 10-krot- nym i dlatego taka jest granica powię- kszenia, przy której można dokonywać ob- serwacji trzymając lornetkę swobodnie. Nie jest zresztą trudno zamontować lorne- tkę na normalnym statywie do aparatu fotograficznego lub kamery filmowej za pomocą specjalnego uchwytu, który moż- na zamówić jako wyposażenie dodatkowe. Używając tych prostych środków można dokonywać obserwacji gwiazd na niebie bez poruszonych obrazów. Wielką zaletą lornetki lub lornety w poró- wnaniu z lunetą o długiej ogniskowej jest możliwość równoczesnego zobaczenia dużego obszaru nieba. Wynika to z krót- kiej ogniskowej i małego powiększenia lo- rnetki. Stosunek średnicy obiektywu do je- go ogniskowej określa się jako światłosi- łę. Dla lornetek jest ona rzędu 1:4, pod- czas gdy w większości lunet soczew- kowych wynosi od 1:12 do 1:18. Wbudo- wanie pryzmatów powoduje zresztą nie tylko odwrócenie obrazu, lecz także skró- cenie lornetki, dzięki czemu ma ona porę- czniejsze rozmiary. Przeciętną lornetką ogarniamy obszar wielu stopni, podczas gdy przy słabym powiększeniu ogarniamy lunetą 6-centymetrową obszar zaledwie jednego stopnia, co odpowiada dwóm śre- dnicom Księżyca w pełni. O budowie okularu: soczewkę okularu zwróconą ku obiektywowi nazywamy soczewką pola, a zwróconą ku oku socze- wką oczną. Prostymi okularami zbudowa- nymi z dwóch soczewek są na przykład tak zwane okulary Huygensa i Ramsdena. Oprócz nich istnieją okulary zbudowane z większej liczby soczewek, na przykład pewne okulary szerokokątne i achromaty- czne, które jeszcze bardziej redukują roz- mycie obrazu. W wyposażeniu podstawowym licznych małych lunet znajduje się także jeden lub kilka filtrów słonecznych. Zamocowuje się je na okularze i powinny one zapewniać bezpieczne obserwowanie Słońca. Nie za- wsze tak się dzieje: przy silnym promie- niowaniu Słońca i długiej obserwacji mo- gą one pękać, co jest zagrożeniem dla oka obserwatora, zwłaszcza w przypadku lunety o większej średnicy obiektywu. W takich przypadkach możemy zmniejszyć średnicę obiektywu zwykłą przesłoną tek- turową do 5-8 cm. Oprócz nich istnieją jednak proste aluminiowane folie ze sztu- cznego tworzywa, które rozpina się na obiektywie i które odbijają ponad 99% padającego światła słonecznego. Takie fo- lie oferuje się na przykład kierowcom i wspinaczom wysokogórskim jako „folie ratunkowe". Przy ich zastosowaniu tylko w rzadkich przypadkach potrzebne są do- datkowe filtry tłumiące. Oprócz opisanej już bezpośredniej obser- wacji Słońca istnieje wiele innych możli- wości jego obserwowania, mniej nie- bezpiecznych, a przy tym wygodniejszych: za okularem lunety należy umocować bia- ły ekran. W najprostszym przypadku może to być kawałek błyszczącego kartonu. Na nim powstaje obraz Słońca mniejszy lub Najsłabsze gwiazdy widoczne przez lunetę (ugory) i jej rozdzielczość (u dołu) w zależności od średnicy obiektywu 270 większy zależnie od odległości ekranu od okularu lunety. Może się okazać, że w ce- lu uzyskania ostrego obrazu Słońca musi- my poprawić ustawienie okularu. Zakłóca- jący wpływ bezpośredniego promieniowa- nia słonecznego można wyeliminować mocując przed okularem osłonę karto- nową, dzięki czemu ekran znajdzie się w cieniu. Oczywiście, lunety o średnicy obiektywu nawet 5 cm nie można utrzymać nierucho- mo w rękach i dlatego trzeba ją solidnie umocować na statywie. Nie można tu zbyt- nio oszczędzać, gdyż chwiejąca się luneta nie sprawia radości nawet cierpliwemu obserwatorowi. Elegancki drewniany trój- nóg nadaje się co najwyżej dla małej lu- nety do obserwacji w spokojnych, bezwie- trznych warunkach. Do naszej lunety po- winniśmy raczej użyć stabilnego statywu, drewnianego lub metalowego, a nawet mocnego słupka betonowego, który wkopiemy w ogródku. W najprostszym przypadku nasza luneta jest zamontowana w taki sposób, byśmy mogli obracać ją wokół osi pionowej i po- ziomej. Taki sposób montowania nazywa- my ustawieniem horyzontalnym. Jest ono tanie w wykonaniu, ma jednak decydującą wadę: wszystkie ciała niebieskie porusza- ją się ukośnie względem horyzontu - po- mijamy tu obserwatorów na obu bie- gunach i na równiku. Gdy na przykład śledzimy Słońce po jego wschodzie, to porusza się ono nie tylko do przodu, lecz również w prawo. Podczas dłuższych ob- serwacji musielibyśmy więc regulować położenie naszej lunety względem dwóch osi, pionowej i poziomej, a to może być kłopotliwe. Dlatego dla teleskopów astro- nomicznych wynaleziono szczególny sposób montowania, tak zwany montaż 272 paralaktyczny. Jedna z osi jest tu skiero- wana ku północnemu biegunowi gwiazdo- wemu, inaczej mówiąc, jest skierowana równolegle do osi ziemskiej. Określamy ją jako oś biegunową albo godzinową. Pros- topadle do niej umocowana jest druga oś, oś deklinacji. Oczywiście lunetę paralaktyczną należy najpierw prawidłowo ustawić. Najprościej jest użyć kompasu i określić kierunek pół- nocny, gdyż oś biegunowa musi być usta- wiona dokładnie w kierunku północ - po- łudnie. Ponadto musi być ustawiona pod określonym kątem do płaszczyzny ho- ryzontu odpowiadającym szerokości geograficznej, a zatem i wysokości biegu- na. Na 50° szerokości geograficznej pół- nocnej oś biegunowa musi również tworzyć z płaszczyzną horyzontu kąt 50°. Jednak podczas nocnej obserwacji może- my wyjustować oś biegunową na Gwiazdę Polarną. Są to wprawdzie mało dokładne środki pomocnicze do ustawiania lunety paralaktycznej, jednak mogą wystarczyć na początek. Gdy po nastawieniu lunety na jakiś obiekt astronomiczny chcemy go obserwować w ciągu kolejnych minut, wówczas musimy tylko obracać ją wokół osi biegunowej aby utrzymać obiekt w po- lu widzenia. Oś deklinacji jest wtedy za- blokowana. Liczne lunety z ustawieniem paralaktycz- nym, nawet proste, są wyposażone w gięt- kie wałki, dzięki którym można obracać osią biegunową i deklinacyjną z miejsca obserwacji, co umożliwia powolne i w miarę jednostajne naprowadzanie lu- nety. Jeszcze wygodniejsze są mechani- czne lub elektryczne urządzenia naprowa- dzające. Muszą one mieć wbudowaną Różne typy teleskopów zwierciadlanych przekładnię tak, by luneta obracała się o 360° wokół osi biegunowej w ciągu 24 h (dokładniej w ciągu doby gwiazdowej, czyli 23 h 56 min). Wtedy po znalezieniu jakiegoś obiektu astronomicznego musi- my tylko patrzeć przez okular, a całą re- sztę pozostawić silnikowi naprowadza- jącemu, gdyż luneta będzie podążała au- tomatycznie za ruchem ciała niebies- kiego. Nawiasem mówiąc, tego rodzaju rozwiązanie jest nieodzowne podczas wy- konywania zdjęć fotograficznych z wie- lominutowym czasem ekspozycji. Dotychczas była mowa wyłącznie o lune- tach soczewkowych. Coraz bardziej rozpowszechniają się jednak teleskopy zwierciadlane. Ponieważ w lunetach soczewkowych obraz powstaje w wyniku załamania (refrakcji) światła w soczew- kach, takie przyrządy nazywa się również refraktorami. Natomiast w teleskopie zwie- rciadlanym obraz powstaje w wyniku od- bicia promieni świetlnych od zwierciadła, nazywa się je również reflektorami. Budowa teleskopu zwierciadlanego jest w zasadzie podobna do budowy lunety soczewkowej. Samo zwierciadło ma z re- guły kształt paraboloidy i ma alumini- zowaną powierzchnię. Od powierzchni te- go zwierciadła wklęsłego odbijają się pro- mienie biegnące od obiektu położonego nieskończenie daleko i skupiają się two- rząc obraz rzeczywisty odwrócony w og- nisku względnie w płaszczyźnie ognis- kowej. Pojęcia ogniskowej i światłosiły mają tutaj takie samo znaczenie jak dla lunet soczewkowych. Wadą teleskopu zwierciadlanego jest to, że płaszczyzna ogniskowa i płaszczyzna obrazu znajdują się wewnątrz tubusu tele- skopu. Gdybyśmy chcieli oglądać obraz w płaszczyźnie ogniskowej przez okular, 274 wówczas należałoby go zamontować w górnej środkowej części tubusu, trzeba by zaglądać do teleskopu od przodu, a wtedy głowa zasłoniłaby wpadające światło i obraz znikłby. Trzeba więc za- stosować takie rozwiązanie, by wyprowa- dzić promień z głównego tubusu telesko- pu. W najprostszym przypadku realizuje się to tak, że w miejscu tubusu niezbyt oddalonym od ogniska zwierciadła głó- wnego umieszcza się niewielkie zwiercia- dło płaskie (zwierciadło odchylające) pod kątem 45° do osi optycznej zwierciadła głównego. Zwierciadło to odbija pro- mienie pod kątem prostym na boczną ścianę tubusu teleskopu. W tym miejscu jest otwór, na którym można zamontować tubus okularu. W taki teleskop zwierciad- lany patrzymy więc nie od tyłu przyrządu, lecz w przodzie z boku. Taką konstrukcję określa się jako newtonowski teleskop zwierciadlany. W handlu dostępnych jest wiele małych i stosunkowo tanich teleskopów zwiercia- dlanych zbudowanych na tej zasadzie. Mają one na ogół średnice zwierciadła od 10 do 20 cm, a niektóre nawet więcej. Konstrukcja większych teleskopów newto- nowskich wymaga stosowania schodów, drabin lub rusztowań by sięgnąć okiem do okularu, zwłaszcza podczas obserwo- wania obiektów znajdujących się prawie pionowo nad obserwatorem w pobliżu ze- nitu. Dlatego wynaleziono inne konstrukc- je. Do nich zalicza się teleskop zwierciad- lany w systemie Cassegraina, przez który można patrzeć od tyłu tubusu jak przez lunetę soczewkową. Zwierciadło odchyla- Różne typy okularów (u góry). Obserwacja Słońca metodą projekcji na ekran (u dołu) jące jest w tym przypadku ustawione tak, że padające na nie promienie świetlne odbija z powrotem w kierunku zwierciadła główne- go, które ma w środku lukę, na wprost której znajduje się okular. Ponieważ bieg promienia jest tu linią łamaną, to układy tego typu są stosunkowo krótkie. Łączą one szeroki otwór i długą ogniskową ze zwartą konstrukcją, a także nadają się do transpor- tu na duże odległości, na przykład w czasie wyjazdów na urlop. Ostatnio w teleskopach Cassegraina wprowadzanych na rynek zastosowano interesujące odmiany i udos- konalenia, które będą się nadawały również do przyrządów amatorskich. Chodzi tu o tak zwane systemy katadioptryczne. Niektórzy czytelnicy, którzy po raz pierwszy dowiadują się czegoś o budowie tele- skopów zwierciadlanych, są być może za- skoczeni faktem, że w środku tubusu tele- skopu znajduje się zwierciadło odchylające, które powinno spowodować „dziurę" w po- lu widzenia. Tak jednak nie jest. W pewnej mierze zachodzi tutaj to samo zjawisko, co w aparacie fotograficznym. Nawet jeżeli ustawimy w nim najmniejszą przesłonę, na przykład 1:22, to potem wcale nie otrzyma- my zdjęcia, na którym jedynie pośrodku znajduje się niewielki obrazek, lecz obraz wypełnia całą klatkę błony fotograficznej, a mały otwór w przesłonie oznacza tylko stratę energii, w licznych przypadkach po- żądaną (jasny obiekt) dla uniknięcia prze- świetlenia i uzyskania większej głębi ostro- ści. W stosunku do powierzchni zwierciadła głównego teleskopu zwierciadlanego po- wierzchnia zwierciadła odchylającego jest niewielka i najczęściej powoduje stratę tyl- ko 5 do 10 % energii promieniowania (jas- ności). Czy początkujący astronom amator powi- nien sobie sprawić lunetę soczewkową, czy też teleskop zwierciadlany? Odpowiedź nie jest prosta; zestawiono tu niektóre fakty po- mocne w podjęciu decyzji. Przy takiej samej średnicy lunety soczewko- we są droższe od teleskopów zwierciadla- nych, nawet biorąc pod uwagę, że na przy- kład teleskop z 15-centymetrowym zwiercia- dłem niezupełnie może współzawodniczyć z 15-centymetrową lunetą soczewkową. Sprawność teleskopu zwierciadlanego w porównaniu z lunetą soczewkową jest mniejsza nie tylko z powodu strat światła na zwierciadle odchylającym, lecz również z innych przyczyn. Mimo wszystko na przy- kład 20-centymetrowy teleskop zwierciadla- ny jest wciąż tańszy niż 10-centymetrowa luneta soczewkowa. Zwarta budowa teleskopów zwierciadla- nych, przede wszystkim teleskopów Casse- graina i systemów katadioptrycznych spra- wia, że są to typowe „lunety podróżne". Luneta soczewkowa o średnicy obiektywu nawet 15 cm nie jest już przyrządem prze- woźnym, podczas gdy systemy zwierciadla- ne o średnicach zwierciadła 30 do 40 cm nadają się do przewożenia. Z drugiej strony lunety soczewkowe są prostsze w posługi- waniu się nimi. W teleskopie zwierciad- lanym trzeba często starannie justować po- łożenie każdego zwierciadła w celu uzyska- nia ostrego obrazu. W pewnych warunkach po około 10 latach konieczne jest ponowne aluminizowanie powierzchni zwierciadła głównego. W przypadku teleskopu newtono- wskiego wielu początkującym sprawia trud- ność konieczność patrzenia z boku, co jest często uciążliwe przy wyszukiwaniu obiek- tów niebieskich. Jest tak często nawet wte- dy, gdy wraz z teleskopem dostarczono ma- Ustawienie azymutalne (u góry) i paralaktyczne (u dołu) 276 łą lunetę celowniczą (szukacz) do zamon- towania na teleskopie. Takie lunety pomo- cnicze są zresztą przydatne również przy lunetach soczewkowych. W podsumowa- niu: na początek należy się raczej wziąć za mniejszą lunetę 6-centymetrową, a do- piero po zebraniu odpowiednich doświad- czeń i stwierdzeniu, że obserwacje dają satysfakcję, można się porwać na większy teleskop, przede wszystkim mając do dys- pozycji dogodne miejsce obserwacji lub możliwość zabrania lunety w podróż. W zasadzie każda luneta ma swoje niebo, stosując do naszego przypadku stare po- wiedzenie astronoma Friedricha Wilhelma Argelandera. Zastanówmy się dalej: im większa luneta, tym bardziej wyniki obser- wacji są podatne na zakłócenia przez at- mosferę ziemską i tym bardziej kłopotliwe jest posługiwanie się nią. W ostatnich latach wśród wielu astro- nomów amatorów rozpowszechniła się moda na fotografowanie nieba. Oprócz szybkich zdjęć Słońca, Księżyca i planet narzucają się tu zdjęcia nieba o długim czasie ekspozycji. Należy w tym celu sto- sować najczulsze błony, jakie są dostęp- ne. Znaczną czułość mają obecnie ró- wnież błony do zdjęć barwnych. Jeżeli nastawimy lunetę na określony obszar nieba i przez godzinę będziemy naświet- lali normalnym aparatem o ogniskowej 50 mm, to naturalnie gwiazdy wystąpią jako kreski. Szczególne wrażenie robią wtedy zdjęcia nieba w kierunku północne- go bieguna gwiazdowego, gdyż kreski gwiazd mają wtedy postać łuków, jasno ukazuje się położenie niebieskiego bie- guna północnego i poznamy, że Gwiaz- da Polarna tylko nieznacznie odchyla się od miejsca, w które jest skierowana oś Ziemi. 278 Wysoka czułość obecnych błon pozwala również na wykonywanie zdjęć z czasem ekspozycji kilku sekund, na których gwiaz- dy występują jako punkty. Nawet w tych przypadkach na zdjęciu widać na ogół więcej gwiazd, niż zdołamy dostrzec go- łym okiem w pogodną noc. Trud się opła- ca. Aby uzyskać zdjęcia gwiazd w postaci punktów również przy dłuższych czasach ekspozycji, trzeba zastosować ustawienie paralaktyczne lunety i prowadzić lunetę za gwiazdą ręcznie lub silnikiem na- prowadzającym. Obserwatoria i planetaria Miłośnikom astronomii poleca się zna- lezienie planetarium lub obserwatorium, w którym organizuje się otwarte wykłady o astronomii i obserwacje przez lunetę. W planetariach wyczarowuje się gwiaździ- ste niebo sztucznie na kopule za pomocą ponad setki rzutników. Można wtedy przedstawić w zadziwiająco poglądowy sposób różne ruchy ciał niebieskich i pro- blemy badawcze nowoczesnej astronomii. Poniżej przedstawiono niektóre z ważniej- szych obserwatoriów i planetariów. W obserwatorium dla amatorów w Recklighausen (u góry). W planetarium w Stuttgarcie (u dołu) Obserwatoria i planetaria astronomiczne Polskie Towarzystwo Miłośników Astronomii 15-443 Białystok ul. 1 Maja 11/4 Borowiec - Astronomiczne Obserwatorium Szerokościowe 62-035 Kórnik Chorzów - Planetarium i Obserwatorium Ast- ronomiczne 41-501 Chorzów Warszawa - Centrum Astronomiczne im. Mi- kołaja Kopernika ul. Bartycka 18 (PTMA) PTMA 65-246 Zielona Góra ul. Podgórna 50 PTMA - Polskie Towarzystwo Miłośników Ast- ronomii Frombork - Oddział PTMA 14-530 Frombork ul. Elbląska 2. „Wieża Wodna" PTMA 81-345 Gdynia al. Zjednoczenia 3 PTMA 53-560 Jelenia Góra PI. Piastowski 18 PTMA 33-300 Nowy Sącz ul. Śniadeckich 6/10 Ludowe Obserwatorium Astronomiczne przy Planetarium Lotów Kosmicznych 10-358 Olsztyn ul. Żołnierska 13 Ostrowik. Stacja obserwacyjna Obserwato- rium Astronomicznego Uniwersytetu War- szawskiego Puławy - PTMA 24-100 Puławy ul. Krańcowa 17/23 Radom - PTMA 26-607 Radom ul. Żeromskiego 75 Planetarium 70-500 Szczecin ul. Wały Chrobrego 1 Wielkie obserwatorium naszych czasów: Kitt Peak Obserwatorium w Arizonie. Z lewej u gó- ry: kopuły obserwacyjne. Z prawej u góry: teleskop 4-metrowy. Z lewej u dołu: teleskop słoneczny. Z prawej u dołu: w chodniku tele- skopu słonecznego, układ zwierciadeł celosta- tu w górnym końcu 280 Słowniczek terminów fachowych Azymut, odległość kątowa ciała niebieskie- go od -> południka miejscowego. Z reguły azymut określa się od południa przez za- chód, północ i wschód do południa w stop- niach od 0° do 360°. Ostatnio wprowadzono system liczenia od północy. Deklinacja, odległość kątowa od -» równi- ka niebieskiego; jest dodatnia w kierunku gwiazdowego bieguna północnego, ujemna w kierunku południowego. Greckie litery, zgodnie z konwencjami mię- dzynarodowymi służą do oznaczania gwiazd w gwiazdozbiorach. Nazwa Znak Nazwa Znak Alfa... a Ni... V Beta... 1 Ksi... { Gamma. ¦ y Omikron ..0 Delta... 5 Pi... 71 Epsilon .. 6 Ro... P Zeta... L Sigma... a Eta... i Tau ... T Teta... 0 Ipsilon... U Jota... i Fi... 9 Kappa... K Chi ... l Lambda. .1 Psi... t Mi... P Omega... 0) Gwiazda podwójna, dwie gwiazdy po- łożone blisko siebie. Przez gwiazdy opty- cznie podwójne rozumiemy gwiazdy, któ- re nie oddziałują na siebie fizycznie, a ty- lko przypadkowo znajdują się w tym sa- mym kierunku, gdy patrzymy na nie z Zie- mi. W przypadku gwiazdy fizycznie podwójnej oba składniki krążą wokół sie- bie, a więc są związane ze sobą siłami grawitacji. Ekliptyka, okrąg na sklepieniu niebieskim, przez który pozornie wędruje Słońce w cią- 282 gu roku w wyniku ruchu Ziemi wokół Słoń- ca. Właściwie słowo oznacza linię zaćmień i istotnie zaćmienia Słońca i Księżyca po- wstają tylko wtedy, gdy Księżyc odpowied- nio na nowiu lub w pełni znajdzie się w bezpośrednim sąsiedztwie ekliptyki. Ek- liptyka biegnie przez 12 gwiazdozbiorów Zodiaku (dodatkowo przez trzynasty, Wę- żownika między Skorpionem a Strzelcem). Ekstynkcja, zmniejszenie jasności ciała niebieskiego w pobliżu horyzontu pod wpływem atmosfery ziemskiej. Gwiazda zmienna, gwiazda, która bardziej lub mniej regularnie zmienia jasność. Gwiazda zmienna zaćmieniowa, -» gwiaz- da zmienna, której zmiany jasności są spo- wodowane tym, że dwie krążące wokół sie- bie gwiazdy zakrywają się wzajemnie lub zaćmiewają. Gwiazdy okołobiegunowe, gwiazdy, które w miejscu obserwacji znajdują się na tyle blisko bieguna niebieskiego, że w trakcie obrotu Ziemi wokół osi nie schodzą pod horyzont. Są one również widoczne przez cały rok. IC, skrót lndex Catalogue, uzupełnienia New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars (NGC) {Nowy katalog ogólny mgławic i gromad gwiazd). Jasność, jasność gwiazdy wyraża się jej -> wielkością. Jednostka astronomiczna, średnia odleg- łość Ziemi od Słońca; wynosi 149597870 km. K (kelwin), jednostka temperatury w skali liczonej od zera bezwzględnego (-273,15°C). 0°C odpowiada 273,15 K. Aby temperaturę w skali Kelvina przeliczyć na stopnie w skali Celsjusza wystarczy odjąć 273,15 stopnia. Kąt pozycyjny, w -» gwieździe podwójnej kierunek, w którym znajduje się składnik słabszy w stosunku do gwiazdy silniej- szej. Kąt pozycyjny mierzy się w stop- niach (od 0 do 360°) od północy przez wschód, południe i zachód do północy. W ten sam sposób można podzielić tarczę większego ciała niebieskiego (na przykład Księżyca). Kulminacja, przejście ciała niebieskiego przez -» południk miejscowy. Dla większo- ści ciał niebieskich obserwujemy tylko kul- minację górną, która często występuje na południu, czasem jednak między półno- cnym biegunem niebieskim a zenitem. W przypadku -» gwiazd okołobiegunowych można zaobserwować również kulminację dolną między północnym biegunem niebie- skim i punktem północy na horyzoncie. Od- powiednio określa się kulminacje obserwo- wane na półkuli południowej Ziemi. M, inicjał Charlesa Messiera (1730-1817) towarzyszący numerowi w katalogu Messiera gromad gwiazd i mgławic. Minuta kąta, 1/60 -> stopnia kąta. Gołym okiem można w dobrych warunkach rozdzielić dwie gwiazdy odległe od siebie 0 3 lub 4 minuty kąta (3 lub 4'). NGC, skrót New General Catalogue of Ne- bulae and Clusters of Stars (Nowy katalog ogólny mgławic i gromad gwiazd) sporzą- dzonego w XIX wieku przez J. Dreyera. Odległość, z reguły pod tym pojęciem ro- zumie się odległość kątową między dwie- ma gwiazdami na sklepieniu niebieskim, najczęściej używana do -* gwiazd podwój- nych; podaje się ją w -» stopniach kąta, -» minutach kąta lub -» sekundach kąta. Parsek, odległość gwiazdy, w której wyka- zuje on paralaksę roczną 1" lub inaczej mówiąc odległość, z której średnica orbity ziemskiej widoczna jest pod kątem 1". 1 parsek = 3,26 lat świetlnych (-> rok świetlny). Południk miejscowy, okrąg na sklepieniu niebieskim przebiegający od południa przez zenit, północny biegun niebieski, pół- noc, nadir (punkt położony na sferze nie- bieskiej naprzeciw zenitu) i południowy biegun niebieski. Ciała niebieskie osiągają -> kulminację na południku miejscowym. Rektascencja, odległość ciała niebieskiego od punktu równonocy wiosennej. Punkt ró- wnonocy wiosennej jest miejscem na rów- niku gwiazdowym, w którym znajduje się Słońce w czasie wiosennego zrównania dnia z nocą. Rektascencję mierzy się w kierunku wschodnim, najczęściej w jed- nostkach czasu. Oznacza to, że: 1 h (godzina) = 15° 4 min (minuty) = 1° itd. Rok świetlny, odległość, którą promień świetlny przebywa w ciągu roku. Przy prę- dkości światła 299792458 km/s rok świetl- ny wynosi 9,4605 bilionów km ( = 9460500000000 km). Równik, okrąg wokół Ziemi, który dzieli kulę ziemską na półkulę północną i połu- dniową. Każdy punkt równika jest jednako- wo odległy od obu biegunów; północnego i południowego. W związku z tym równik gwiazdowy dzieli sklepienie niebieskie na półkulę północną i południową. Również każdy punkt równika gwiazdowego jest jed- nakowo odległy od obu biegunów gwiazdo- wych: północnego i południowego. Sekunda kąta, 1/60 -> minuty kąta lub 1/3600 -> stopnia kąta. Gwiazdy odległe o 1" można rozdzielić w nawet najlepszych warunkach lunetą o średnicy obiektywu po- nad 12 cm. Stopień, podziałka, która może mieć różne znaczenie dla różnych przyrządów i ukła- dów fizycznych. W tym kontekście najwięk- sze znaczenie ma -t stopień kąta, 1/360 okręgu. 283 Stopień kąta, 1/360 część okręgu. Dla poró- wnania: tarcza słoneczna lub księżycowa ma około 0,5 stopnia (0,5°). Szerokość geograficzna, odległość kątowa między miejscem obserwacji a -> równi- kiem ziemskim. Jest jednoznaczna z -* wy- sokością bieguna? , a więc wysokością kątową bieguna nad horyzontem. Szero- kość geograficzna i wysokość biegunowa określają obszar -> gwiazd okołobieguno- wych. Wielkość, miara jasności ciał niebieskich (łac. Magnitudo, skrót m). Nie ma nic wspó- lnego z rzeczywistymi rozmiarami ciała niebieskiego. Gołym okiem można do- strzec obiekty do szóstej wielkości (6m), jasność słabszych gwiazd wyraża się więk- szymi liczbami, jaśniejszych mniejszymi. Za gwiazdami 6m idą gwiazdy coraz słab- sze: 7m, 8m itd. Najjaśniejsze gwiazdy są wielkości 1m, a aby uwzględnić obiekty je- szcze jaśniejsze rozszerza się skalę na 0m, -1m, -2m itd. Najjaśniejszą gwiazdą na ca- łym niebie jest Syriusz w Wielkim Psie; ma on wielkość -1m,5. Skalę wielkości podzie- lono dodatkowo na ułamki dziesiętne, set- ne, itd. Do zwykłych celów wystarczy pier- wsza cyfra po przecinku, a obecnie moż- liwe są dokładniejsze pomiary z dokładno- ścią do trzeciej cyfry po przecinku. Stosu- nek jasności w dwu sąsiednich wielko- ściach wynosi około 2,5. Inaczej mówiąc, gwiazda pierwszej wielkości jest 2,5 razy jaśniejsza od gwiazdy drugiej wielkości, ta 2,5 razy jaśniejsza od gwiazdy trzeciej wie- lkości itd. Za wielkość graniczną dla lunety uważa się najsłabsze gwiazdy, których ob- serwację umożliwia jeszcze dana luneta; na przykład dla lunety o średnicy 5 cm wynosi ona od dziewiątej do dziesiątej wie- lkości, a przy średnicy 10 cm w pobliżu jedenastej wielkości. Współrzędne, dane określające położenie ciała niebieskiego na sklepieniu niebie- skim, na przykład -» rektascencja i -> de- klinacja lub -» azymut i -» wysokość, albo punktu na powierzchni Ziemi (szerokość i długość geograficzna). Wysokość, kąt między ciałem niebieskim a horyzontem. Wysokość bieguna, odległość północnego (południowego) bieguna niebieskiego od punktu północy (południa) na horyzoncie. Odpowiada szerokości geograficznej miej- sca obserwacji. Zmierzch, czas przejściowy od zachodu Słońca do zupełnej ciemności lub odwrot- nie, od pełnej ciemności do wschodu Słoń- ca. Rozróżnia się zmierzch cywilny (Słońce stoi 6° poniżej horyzontu, widoczne pierw- sze gwiazdy), średni lub żeglarski (Słońce 12° poniżej horyzontu, widoczne gwiazdy średniej jasności) i astronomiczny (Słońce 18° poniżej horyzontu, zupełna ciemność). Zodiak, strefa na sklepieniu niebieskim, w której poruszają się Słońce, Księżyc i planety. Istnieje 12 gwiazdozbiorów Zodiaku. Do tego dochodzi południowa część Wężownika jako trzynasty gwiaz- dozbiór. Przez Zodiak przebiega -» eklip- tyka. Pojęcia, których nie podano tutaj, można znaleźć w Skorowidzu na stronie 286, gdzie podano miejsce ich omówienia w tekście. 284 Autorzy fotografii (Skróty: d. - na dole, d.p. - na dole po prawej, d.l. - na górze po prawej, g.l. - na górze po lewej) ¦ na dole po lewej, g. - na górze, g.p. Arbeitsgemeinschaft Astrofotografie (AGN): str. 65 d., 103 d.,131 d., 143 d., 177 g., 177d., 225, 255, 259g., 259d.; Arbeitskreis Volks- sternwarte Recklingshausen (AVR): D. Ma- rkfort: str. 241d.; K. Pellinger: str. 9, 147g., 159d.p., 205d.p., 241g.; V. Robering: str. 91d., 107g., 111g., 129 g.; E. Stewermuer: str. 143 g.; Archiv J. Herrmann: J. Herrmann: str. 231g„ 231d., 281gl, 281g.p., 281d.l., 281d.p; Mt. Palomar Obsenratory: str. 47d., 75g., 75d.l., 251d.l, 261g., 261d.; Mt Wilson Observatory: str. 95g.; M. Wolf Sternwarte Kónigstuhl Heidelberg: str. 95d., 223d.; US Naval Observatory: str. 147d., 185d.; Kiepenheuer-lnstitut Freiburg i.B.: str. 187 g.; NASA, Skylab: str. 189g„ 207g., 207d.; Yerkes Obs.: str. 229d.; Westf. Volkssternwarte Recklinghausen: str. 279g.; Planetarium Stuttgart: str. 279d.; P. Stattmayer: str. 87d., 91g., 99d., 111d., 129d., 165, 205g.l„ 205g.p., 205g.l.; Bayer. Volkssternwarte Miinchen: str. 233, 251d.p.; D. H. Vehrenberg: str. 47g, 53g., 57d, 63g., 63d„ 71g„ 75d.p., 79d., 103g., 107d., 151, 155, 159d., 167d., 179g., 181g., 181d.; W. Weigel: str. 189d. 285 Skorowidz Skorowidz obejmuje gwiazdozbiory, ich nazwy polskie i łacińskie, oraz ogólne pojęcia astronomii. Ze względu na brak miejsca nie uwzględniono nazw gwiazd i symboli katalogowych gromad gwiazd i mgławic. Opisy gwiazd i innych obiektów znajdują się w tekście wraz z odpowiednimi gwiazdozbiorami. Andromeda 126 Antlia 172,174 Aphelium 186, 212 Apogeum 192 Apollo 206 Apus 172,180 Aquarius 120 Aquila 92 Ara 172, 176 Argelandera metoda oce ny stopni 248 Argon 168 Aries 130 Asocjacja gwiazd 252 Astrologia 18 Astronomiczny zmierzch 16 Auriga 156 Azymut 14, 282 Baran 130 Białe karły 242 Białoniebieskie nadolbrzy- my 240-244 Biegun niebieski 10 Bliźnięta 152 Sootes 76 Byk 144 Caelum 138 Camelopardalis 48 Cancer 166 Canes Venatici 64 Canis Maior 148 Canis Minor 160 Capricornus 118 Carina 172,174 Cassiopeia 54 Cefeidy 246 Cefeusz 50 Centaur 172,174 Centaurus 172,174 Cepheus 50 Cetus 124 Chamaeleon 172,180 Cień całkowity 198 Ciwinus 172,178 Columba 170 Coma Berenices 78 Corona Australis 172,176 Córom Borealis 84 Corvus 82 Crater 82 Crux 172,176 Cygnus 88 Cyrkiel 172, 176, 178 Czarna dziura 258-260 Czas letni 12 Czas lokalny 12 Czasy kontaktu 198 Czerwone olbrzymy 242 Dane kątowe 10 Deklinacja 14, 282 Delfin 114 Delphinus 114 Diagram Hertzsprunga Russella 242 Dorado 172,176 Draco 58 Droga Mleczna 252-258 Ekliptyka 282 Ekstynkcja 283 Elongacja 208 i d. Equuleus 114 Eridanus 134 Fazy Księżyca 190 Feniks 138 Fornali 136 Fotografowanie 278 Gwiazdy typu y Cas 250 Gwiazdy rozbłyskowe 248 Gwiazdy spadające 228 id. Gwiazdy typu Miry 246 Gwiazdy złożone 244 Gwiazdy zmienne 246, 284 Gwiazdy zmienne pulsu- jące 246 Halo 264 Hercules 96 Herkules 96 Horoskop 18 Horyzont 14 Hydra 80 Hydrus 172,180 Indianin 172, 176, 178 Indus 172,178 Interferometr 104 Jasność 234 i d., 283 Jaszczurka 66 Jednorożec 162 Jednostka astronomiczna 282 Jowisz 214 i d., 218, 224-226 Kulminacja Księżyca 196 Lacerta 66 Lądowanie na Księżycu 206 Leo 68 Leo Minor 70 Lepus 160 Lew 68 Libra 84 Libracja 200 Linia apsyd 192 Lis 112 Litery greckie 283 Lornetka 266 i d., 270 Lornetka pryzmatyczna 268 Luneta 172,176, 266 i d. Luneta paralaktyczna 272 Lupus 172,174 Lutnia 86 tyra 66 Lyra 86 Galaktyka 260 Gemini 152 Gęstość 240-244 Gołąb 170 Góra Stołowa 172,176,180 Góry Pierścieniowe 200-206 Granulacja 188 Greenwich 14 Gromady gwiazd 250-252 Gromady kuliste 250-252 Grus 136 Gwiazda okołobiegunowa 14,284 Gwiazda Polarna 10 Gwiazdozbiory Zodiaku 16 Gwiazdy neutronowe 242, 250 Gwiazdy podwójne 244, 282 K, kelwin 283 Kalendarz gregoriański 196 Kameleon 172,176,180 Kasjopea 54 Kąt pozycyjny 244, 284 Kelwin, K 283 Kil 172,174 Komety 232 Kompas 170 Koniunkcja 208-220 Korona Południowa 172 176 Korona Północna 84 Korona słoneczna 188 Koziorożec 118 Krater 200 i d. Kruk 82 Krzyż Południa 172,176 Księżyc 190-207 Kulminacja 14, 284 Łabędź 88 Malarz 172,174 Mała Niedźwiedzica 48 Mały Lew 70 Mały Pies 160 Mary Wąż Wodny 172,176, 180 Mały Wóz 48 Mars 214 i d., 218 i d. Masa 240 Mensa 172,180 Merkury 213 i d., 216 i. d. Meteoroid 232 Meteory 228 i d. Meteoryt 232 Mgławice ciemne 254 Mgławice emisyjne 254 Mgławice nieregularne 254 Mgławice odbijające 254 Microscopium 172,176 Miesiąc anomalny 192 Miesiąc smoczy 192 Miesiąc gwiazdowy 190 Miesiąc synodyczny 190 Mikroskop 172,176 Minuta kąta 10, 282 286 Moc promieniowania 236,240 Monoceros 162 Montaż azymutalny 272 Montaż paralaktyczny 272 Morze na Księżycu 200 i d. Mucha 172,178 Musca 172,178 Nadir 8 Nadolbrzymy białoniebieskie 240 id. Neptun 228 Norma 171,174 Nowa 248 Obserwatoria 278-281 Octans 172,180 Odległości 236 i d. Odległości od gwiazd 236-238 Odległość 282 Odległość kątowa 14, 244-246 Odległość od Słońca 186 Odpływ 192,194 Oktant 172,176,180 Okres synodyczny 208 Okular 270-275 Ołtarz 172,176 Ophiuchus 100 Opozycja 212-220 Orbita synchroniczna 262 Orion 12,140 Orzeł 92 Oś świata 14 Oś Ziemi 10,14 Panna 72 Paralaksa 236 Parsek 284 Paw 172,178 Paw 172,176,178 Pegasus 116 Pegaz 116 Perygeum 192 Perihelium 186, 212 Perseus 60 Perseusz 60 Phoenit 138 Pictor 172,174 Piec 136 Pisces 122 Piscis austrinus 132 Plamy słoneczne 186 Planetaria 278-281 Planetoidy 222-224 Planety 208 i d. Pluton 228 Pływy morskie 194 Pływy słoneczne 196 Pochodnie słoneczne 188 Pole kalibracyjne ? 110 Południk 284 Pompa 172,174 Półcień 198 Precesja 18 Protuberancje 188 Przesłanianie gwiazd 198 i d. Przypływ 194 Psy Gończe 64 Puchar 82 Pulsary 250 Punkt równonocy wiosennej 18 Puppis 168 Pyxis 170 Radioastronomia 108 Rajski Rak 172,176,180 Rak 166 Reflektor 274 Refraktor 274 Rektascencja 14, 284 Reticulum 172,176 Rok przestępny 196 Rok świetlny 236,284 Rok zwrotnikowy 196 Równik 282 Równik gwiazdowy 14 Równik Ziemi 14 Różnice barw 238 Różnice jasności 246 Ruch radialny 258 Ruch wsteczny 214 Rufa 168 Ryba Latająca 172,176 Ryba Południowa 132 Ryby 122 Rylec 138 Ryś 66 Rzeźbiarz 132 Sagitta 112 Sagittanus 108 Saros 194 Satelity 262-263 Saturn 214, 220, 226-228 Scorpius 104 Sculptor 132 Scutum 94 Sekstans 82 Sekunda kąta 10,282 Serpens 102 Sextans 82 Sieć 172,176 Siła odśrodkowa 194,196 Sklepienie niebieskie 8,14 Skorpion 104 Słońce Słońce pozorne 264 Słońce 182 i d. Smok 58 Stopień 283 Stopień kąta 10, 282 Strony nieba 8,12 Strzała 112 Strzelec 108 Supernowa 248 Synodyczny okres 108 Szerokość geograficzna 283 Świecące obłoki nocne 264 Tarcza 94 Taurus 144 Telescopium 172,176 Teleskop Cassegraina 276 Teleskop zwierciadlany 272-276 Temperatura powierzchni 238 Triangulum 130 Triangulum australe 172,178 Trójkąt 130 Trójkąt Południowy 172, 176, 178 Tucana 172,178 Tukan 172,176,178 Układy gwiazd 234-261 Układy promieni 202 Uran 228 Ursa maior 44 Ursa minor 48 ke/a 172,174 Virgo 72 Volans 172,176 Vulpecula 112 Waga 84 Warkocz Bereniki 78 Wąż 102 Wąż Wodny 80 Wenus 213 i d, 216-218 Węgielnica 172,174 Węzły Księżyca 192 Wężownik 100 Wiatr słoneczny 232 Widmo 242 Wielka Niedźwiedzica 44 Wielki Pies 148 Wielki Wóz 8,10,44 Wielkości gwiazd 234-236, 283 Wieloryb 124 Wilk 172,174 Wodnik 120 Wolarz 76 Woźnica 156 Współrzędne 14, 283 Wysokość 283 Wysokość bieguna 284 Wysokość kątowa 14 Zaćmienie Księżyca 196 i d. Zaćmienie Słońca 188, 196 id. Zając 160 Zbliżenie do Słońca 186 Zegar 172,176 Zegar wskazówkowy 12 Zenit 8 Zjawiska atmosferyczne 264 Zjawisko Dopplera 258 Zliczanie gwiazd 110 Złota Ryba 172,176 Zmienne zaćmieniowe 246, 282 Zmierzch 282 Zodiak 16,284 Zorza polarna 264 Zwierciadło płaskie 274 Zwierciadło zbierające 274 Źrebię 114 Żagiel 172,174 Żuraw 136 Żyrafa 48 LEKSYKON PRZYRODNICZY To seria książek bogato ilustrowanych kolorowymi fotografiami i rysunkami. Każdy z tomików poświęcony jest grupie roślin, zwierząt lub okazów przyrody nieożywionej, reprezentowanej przez kilkaset gatunków. Seria obejmuje następujące tytuły: Drzewa Grzyby Ptaki lądowe Skamieniałości Płazy i gady Ryby słodkowodne Minerały Owady Ssaki Gwiazdy Ptaki wodne Tereny wilgotne Motyle Trawy Zioła i owoce leśne Życie i przeżycie Ryby morskie I LEKSYKON PRZYRODNICZY ftt Kolorowy, wyczerpujący, podręczny leksykon dla miłośników przyrody W dawnych czasach ludzie wyobrażali sobie niebo jako olbrzymie sklepienie. I chociaż wiemy od dawna, że taka półkula w rzeczywistości nie istnieje, to jednak przy obserwacji nieba i wyszukiwaniu ciał niebieskich jej wyobrażenie odgrywa ciągle ważnq rolę. Niniejszy przewodnik podaje praktyczne wskazówki, w jaki sposób astronom-amator może za pomocą lornetki lub lunety dokonywać obserwacji nieba, znajdować gwiazdy, gwiazdozbiory i planety, a także sztuczne satelity. Obserwacje można prowadzić każdego dnia - pomocne w tym będą mapy nieba na każdy miesiąc. 78 zdjęć kolorowych, 66 kolorowych ilustracji, 58 map nieba ISBN 83-7129-589 9 788371"295898' Nr 1806