| andromeda |
| KONSUL IMPERIUM |
|
| |
| Dołączył: 24 Lis 2005 |
| Posty: 237 |
Przeczytał: 0 tematów
Ostrzeżeń: 0/10
|
| Skąd: GLIWICE |
|
|
 |
|
 |
|
Dlaczego gwiazdy mrugają ?
Gwiazdy są dla obserwatora na Ziemi punktowymi źródłami światła. Światło z takiego punktowego źródła łatwo jest "zachwiać". Atmosfera ziemska w różnych miejscach ma różną gęstość, temperaturę - a co za tym idzie - inaczej załamuje światło, poza tym "faluje". Dzięki temu niektóre gwiazdy "mrugają", wydaje się, że zmieniają barwę. Takie migoczące gwiazdy można zauważyć zwłaszcza dość nisko nad horyzontem. Zjawisko to nosi nazwę 'scyntylacja'.
W odróżnieniu od gwiazd, planety czy satelity mają już jakiś (niewielki, ale zawsze) rozmiar kątowy. Jeśli spojrzy się na planetę przez teleskop albo dobrą lornetkę, to można zobaczyć nie punkt, ale małą tarczkę, która ma swoją powierzchnię. Na takiej powierzchni ewentualne drgania nie będą widoczne. Można powiedzieć, że planety mają dużą "bezwładność" i nie da się tak łatwo wprowadzić ich światła w migotanie.
Tak więc planety ani satelity nie "mrugają"; jeśli na niebie widać coś, co mruga, to na pewno jest to gwiazda (no, ewentualnie samolot).
Co to jest noc astronomiczna ?
W astronomii definiuje się 3 rodzaje nocy:
cywilną,
nawigacyjną,
astronomiczną.
Występują one wtedy, gdy wysokość Słońca nad horyzontem jest mniejsza od, odpowiednio, xx, i (znak minusa oznacza, że Słońce jest pod horyzontem).
W praktyce mówi się (choć są to określenia mało dokładne), że zmierzch cywilny kończy się wtedy, gdy w bezchmurny wieczór jest już na tyle ciemno, iż należałoby zapalić lampy uliczne (i reflektory samochodowe - o ten moment czasu często pytają sądy w sprawach związanych z wypadkami drogowymi).
Noc nawigacyjna zaczyna się wówczas, gdy na morzu zanika linia horyzontu, a astronomiczna - gdy jasność tła nieba osiąga wartość typową dla środka nocy. Przykładowo, wysokość Słońca nad horyzontem 21 czerwca o północy lokalnej w Poznaniu wynosi około (czyli Słońce jest pod horyzontem), trwa zatem noc nawigacyjna, a nie ma nocy astronomicznej. Noc astronomiczna w Poznaniu "powraca" dopiero 24 lipca.
Jak na niebie odszukać gwiazdozbiory, planety ?
Na początku każdemu wydaje się, że niebo jest zapełnione przypadkowo ułożonymi punkcikami, których nie sposób zidentyfikować. Jednak dostrzeżenie na niebie jakiejś charakterystycznej konstelacji znanej wcześniej z obrazków, np. Wielkiego Wozu albo Oriona, od razu zmienia ten sposób widzenia. Wtedy staje się możliwe zaznajomienie się z całym niebem na zasadzie porównywania sąsiednich obszarów z mapkami - i tak przykładowo nad Orionem rozpoznamy Byka z Aldebaranem itd. Ze względu na to, że nie od razu wszystkie konstelacje są widoczne w dogodnych porach a część niknie akurat w blasku Słońca na dziennym niebie, poznanie wszystkich konstelacji dostępnych w Polsce zajmuje około roku. Planety wyglądają jak bardzo jasne gwiazdy. Mówi się, że można je poznać po niemigoczącym blasku (w przeciwieństwie do gwiazd) ale nie dla każdego początkującego różnice są tak wyraźne, zwłaszcza nisko nad horyzontem przy słabej widoczności nieba zaświetlonego miejskimi latarniami. Najbardziej aktualnie popularnym programem pokazującym między innymi aktualny wygląd nieba i położenia planet jest Skycharts czyli Cartes du Ciel, posiadający także polską wersję językową opracowaną przez Tomasza Ściężora.
Natomiast gotowe mapy nieba, z zaznaczonymi gwiazdozbiorami i aktualnymi położeniami planet, można odnaleźć w Internecie na witrynach:
[link widoczny dla zalogowanych]
[link widoczny dla zalogowanych]
[link widoczny dla zalogowanych]
[link widoczny dla zalogowanych]
[link widoczny dla zalogowanych]
Aktualne mapki publikowane są również w "Wiedzy i Życiu" (http://www.proszynski.pl/WiedzaiZycie), a szczegółowy kalendarzyk astronomiczny zawiera najstarsze polskie pismo miłośników astronomii: "Urania - Postępy Astronomii" (http://postepy.camk.edu.pl).
Jak wytłumaczyć takie dni, w których Księżyc nie wschodzi w ogóle ?
A dokładniej: Jak wytłumaczyć takie dni, w których księżyc nie wschodzi w ogóle, a poprzedniego dnia zachodził i tego samego dnia także zachodzi, jak to się dzieje?
Problem z dniami, w których brak wschodu (lub zachodu) Ksieżyca wynika z definicji doby. Dobę określamy w oparciu o ruch Słońca na niebie. Ponieważ w ciągu doby Słońce niewiele zmienia swe położenie względem nieruchomych gwiazd, zatem (z dokładnością do kilku minut) między jego kolejnymi wschodami (lub zachodami) upływają 24 godziny. Dla Książyca okres ten jest dłuższy, i wynosi około 25 godzin (tu wahania są większe, dochodzą do kilkunastu minut w jedną bądź drugą stronę). Może więc się zdarzyć, że jednego dnia (powiedzmy w poniedziałek), Księżyc wzejdzie o godz. 23:30, a drugiego dnia (we wtorek) wzejdzie o ok. godzinę później, czyli o 24:30. A godz. 24:30 to już środa, godz. 0:30. Zatem we wtorek nie było wschodu Księżyca! Podobnie jest z zachodami Księżyca. Zdarzają się więc dni, gdy Księżyc nie wschodzi lub nie zachodzi.
Dlaczego Księżyc na horyzoncie i zachodzące Słońce są duże ?
Cóż, tak naprawdę, to wcale nie są duże. Albo inaczej: Księżyc i Słońce nisko nad horyzontem nie są wcale większe, niż wtedy, gdy są wysoko na niebie. Jeśli trudno w to uwierzyć, można wziąć linijkę (albo jakiś inny przyrząd, którym można określić widomą wielkość Księżyca) i zmierzyć jego tarczę w obu tych przypadkach. Okaże się, że rozmiary te są identyczne. Dlaczego wobec tego WYDAJE SIĘ, że są większe nad horyzontem? Jest to kwestia ludzkiego postrzegania.
Jeśli widzi się np. lecący samolot, jest on większy, gdy znajduje się nad głowami. Jeśli zbliża się do horyzontu, staje się coraz mniejszy a nad samym horyzontem jest już zupełnie mały. Podobnie rzecz ma się z ptakami, balonami itd. Zresztą nie trzeba się ograniczać jedynie do obiektów na niebie - dotyczy to też statków czy samochodów. Wszystkie doświadczenia życiowe wskazują, że obiekty w pobliżu horyzontu maleją. Księżyc natomiast (i Słońce) nie maleje, czego spodziewają się zmysły, więc odbiera się tę sytuację, jakby stawał się nienaturalnie wielki.
Efekt ten występuje w każdej fazie Księżyca, ale w pełni najbardziej rzuca się w oczy.
A teraz ciekawostka. Nie dość, że nasz satelita i gwiazda dzienna nisko nad horyzontem nie są większe, to w rzeczywistości są MNIEJSZE! Naprawdę. Np. zachodzące Słońce jest lekko spłaszczone, a więc jego wysokość jest mniejsza, niż normalnie. Dzieje się tak dlatego, że atmosfera załamuje promienie światła, działając trochę jak soczewka. Widzi się nieco więcej sfery niebieskiej, niż by to wynikało z geometrii. W efekcie to, co znajduje się nisko nad horyzontem jest "ściśnięte", dlatego Słońce jest nieco spłaszczone, gdy zachodzi albo wschodzi.
Inne wyjaśnienie:
Podane wyżej wyjaśnienie nie jest jedynym znanym. Poniżej znajduje się jedno z "konkurencyjnych", które pozwala spojrzeć na zagadnienie w nieco inny sposób.
Wielkość kątowa ciała nie zmienia się w funkcji wysokości. Natomiast sfera niebieska nie jest sferą. Jest silnie spłaszczona. Wysokość sklepienia niebieskiego jest ok. 2,5 raza mniejsza, niż odległość do horyzontu - oczywiście w subiektywnym odczuciu. I oczywiście ciało o tej samej wielkości kątowej wydaje się mniejsze, jeśli jest bliżej.
To efekt psychologiczny. Wszelkie obiekty niebieskie wydają się obserwatorowi na Ziemi "przylepione do sfery niebieskiej". Przy czym to wyobrażenie sfery jest bardzo zniekształcone: odległość do niej w zenicie jest mniejsza niż odległość na horyzoncie (jest spłaszczona).
Rzeczywista wielkość obiektów oceniana jest na podstawie ich rozmiarów kątowych i wiedzy o odległości, w jakich się znajdują. A skoro wydaje się, że sfera nad głową jest bliżej niż na horyzoncie, a średnica kątowa Księżyca jest zawsze taka sama, więc na horyzoncie Księżyc wydaje się większy.
Co to jest "rok świetlny" ?
Rok świetlny (LY – light year) jest to odległość, jaką światło pokonuje w ciągu jednego roku ziemskiego. Jest to więc jednostka odległości (długości) a nie czasu, jak niektórzy sądzą! Mówienie, że "minęły już lata świetlne" jest niestety popularnym bełkotem.
Oprócz roku świetlnego można też mówić o innych, mniejszych jednostkach jak minuty świetlne czy godziny świetlne.
W innych jednostkach rok świetlny wynosi:
9,4605x1012 km,
9,4605x1015 m,
63.281 AU,
0,3066 PS.
Niektóre wielkości podane w jednostkach świetlnych:
4,06x10-8 LY (1,3 sekundy świetlnej) wynosi odległość od Ziemi do Księżyca,
1,58x10-5 LY (8 minut i 20 sekund świetlnych) wynosi odległość od Ziemi do Słońca czyli Jednostka Astronomiczna,
6,25x10-4 LY (5 godzin i 29 minut świetlnych) wynosi średnia odległość Plutona od Słońca,
4,22 LY wynosi odległość od najbliższej gwiazdy, Proximy Centauri,
3,262 LY to jeden parsek (1 PS)
ok. 80.000 LY wynosi średnica Drogi Mlecznej,
2,2 mln LY wynosi odległość od najbliższej dużej galaktyki M32 w Andromedzie,
kilkanaście miliardów lat świetlnych wynoszą odległości do najdalszych obiektów dostępnych największym teleskopom.
Czym jest "supernowa" ?
Duże gwiazdy w ciągu swego życia przechodzą przez szereg etapów, w których kolejne pierwiastki zmieniają się w coraz cięższe. Najcięższym pierwiastkiem, jaki może zostać w ten sposób wyprodukowany, jest żelazo (mniejsze gwiazdy nie dochodzą do tego etapu). Później ciśnienie wewnątrz gwiazdy jest zbyt małe i jądro zapada się pod wpływem grawitacji powodując "zgniatanie" atomów – elektrony i protony reagują ze sobą wydzielając ogromną energię uwalnianą w wybuchu supernowej. Zewnętrzna otoczka gwiazdy zostaje odrzucona a błysk jest tak silny, że może przyćmić blask całej galaktyki.
Pozostałością po supernowej jest nieregularna mgławica, w środku której tkwi pulsar – szybko obracająca się gwiazda neutronowa o ogromnej gęstości ok. 1015 kg/m3.
Jeszcze masywniejsze gwiazdy zapadają się dalej i kończą swe życie jako czarne dziury (CD).
Jaka jest liniowa prędkość Słońca wględem jądra Galaktyki ?
Pełny obieg Słońca (a z nim całego US) wokół centrum Drogi Mlecznej wynosi ok. 230 mln lat. Słońce znajduje się ok. 28.000 LY od centrum Galaktyki, więc porusza się z liniową prędkością ok. 230 km/s.
Jednak ruch gwiazd w galaktykach jest nieco inny niż np. ruch planet w US, w którym prawie cała masa skupiona jest w środku (Słońce). Im bliżej jądra Galaktyki, tym mniejszą masę obiegają gwiazdy, więc prędkość rotacji jest mniejsza a okres obiegu dłuższy, niż by to wynikało z prostej ekstrapolacji tego, co się dzieje w US.
W układach planetarnych im większy promień orbity, tym mniejszą prędkość liniową ma planeta (dla uproszczenia przyjęto model z okręgowymi orbitami). Np. w US najszybciej porusza się Merkury a najwolniej - Pluton. W przypadku ruchu gwiazd w galaktykach sytuacja jest inna. Prędkość liniowa gwiazd jest praktycznie niezależna od promienia ich galaktycznej orbity (z wyjątkiem jądra galaktyki i jego otoczenia) i utrzymuje się na stałym poziomie. Nadal jednak prędkość kątowa gwiazd o niższych orbitach jest większa (szybciej wykonują pełny obrót).
Co to jest "Droga Mleczna" ?
Jest to po prostu dawne określenie Galaktyki.
Można ją obserwować nieuzbrojonym okiem przy bezchmurnym niebie, czystym powietrzu, z dala od świateł miast. Ma postać nieregularnego, świetlistego pasa, który powstaje wskutek zlewania się świateł wielu miliardów gwiazd znajdujących się w obrębie dysku galaktycznego, wzdłuż równika Galaktyki (nachylonego pod kątem ok. 62° do płaszczyzny równika niebieskiego). Szerokość pasa - od 5° do 50°.
Czy Mikołaj Kopernik coś udowodnił albo odkrył ?
Teoria Kopernika wcale nie tłumaczyła lepiej obserwacji niż teoria Ptolemeusza. Kopernik był zmuszony stosować epicykle, gdyż planety poruszały się u niego po okręgach, a nie elipsach. Wykorzystywał więc nadal zasadę przybliżania złożonego ruchu planety przez szereg harmoniczny, realizowany geometrycznie poprzez epicykle.
Zaletą teorii Kopernika było co innego - po raz pierwszy dała możliwość podania fizycznych, realnych rozmiarów Układu Planetarnego. U Ptolemeusza promienie orbit mogły być dowolne, natomiast w systemie Kopernika już nie. Kopernik wyznaczył względne promienie orbit (w odniesieniu do promienia orbity Ziemi) i okresy obiegu planet (w dobach). Były one bliskie wartościom przyjmowanym obecnie. Brak paralaksy gwiazd - podstawowy zarzut stawiany mu przez innych - tłumaczył ich znaczną odległością od obserwatora. Dopuszczał nawet możliwość nieskończoności wszechświata, choć w swoim dziele rozstrzygnięcie tej kwestii wolał pozostawić filozofom (zapewne wiedział, ze zbyt nikłe były podstawy obserwacyjne, by rozważać te kwestie).
Tłumacząc dobowy ruch sfery niebieskiej rotacją Ziemi wokół osi usunął przeszkodę, uniemożliwiającą zaakceptowanie ogromnej - w porównaniu do rozmiarów Układu Planetarnego - odległości do gwiazd. Ptolemeusz argumentował, że sfera gwiazd stałych nie może być zbyt wielka, gdyż się obraca, a praktyka posługiwania się choćby kołem garncarskim pokazywała, co dzieje się z garnkiem o zbyt dużej średnicy, wprawionym w szybki ruch wirowy...
Trzeba też pamiętać, że Kopernik zburzył podział świata na powłokę ziemską (do sfery Księżyca) i niebieska. W ten sposób te same prawa można było odnosić do ruchu kamienia rzuconego w górę, jak i do ruchu komety. Sir Isaakowi Newtonowi było już więc łatwiej...
Jeśli chodzi o zgodność obliczonych położeń planet z obserwacjami, to istotny krok do przodu wykonał dopiero Kepler. W jego obrazie Układu Planetarnego nie było co prawda mowy o perturbacjach orbit, ale w przypadku większości planet są one niewielkie. Obliczenie efemerydy planety (byle nie Merkurego) metodą Keplera daje dokładności rzędu minut kątowych, a metodami Kopernika i Ptolemeusza - rzędu stopni.
Na pytanie - czy Kopernik coś udowodnił, trudno odpowiedzieć tak lub nie. Podał on oczywiście kilka faktów, wspierających jego model (np. znaczne zmiany jasności Marsa, świadczące o znacznych zmianach odległości tej planety od Ziemi w ciągu roku; w modelu Ptolemeusza odległość Mars-Ziemia zmieniała się w dużo mniejszym stopniu, wynikającym jedynie z ruchu tej planety po epicyklu). Pisał również, ze kiedyś powinno być możliwe zaobserwowanie faz u Wenus (niestety, Kopernik nie miał jeszcze teleskopu...). Wytłumaczył też zarzuty mu stawiane (z koronnym, o braku paralaksy gwiazd, na czele).
Jak orientować się na niebie, czyli o układach współrzędnych słów kilka.
Już Kopernik zdawał sobie sprawę, że to Ziemia obiega Słońce, a nie na odwrót. Astronomowie lubią jednak zapominać o tym fakcie.
Opis nieba znacznie upraszcza się, jeśli przyjmiemy, że wszystkie obiekty poruszają się wokół nas (nie licząc ruchu planet na tle gwiazd). Z tego powodu wprowadzono pojęcie sfery niebieskiej.
Jest to wyimaginowana sfera, w której środku znajduje się obserwator, a ciała niebieskie niejako poruszają się po jej powierzchni. W ten oto sposób można używać niektórych pojęć znanych z geografii odnośnie nieba, jednakże dynamika tego obrazu, w odróżnieniu od statycznej powierzchni Ziemi, wymaga wprowadzenia nowych pojęć i układów współrzędnych tak, aby można je było dostosować do konkretnego zagadnienia.
Wyobraźmy więc sobie obserwatora, który siedzi w środku tej sfery. Pierwszym pojęciem, które wprowadzimy, będzie równik niebieski. Jest to po prostu rzut ziemskiego równika na sferę niebieską. Utworzy on koło wielkie (tzn. takie koło, które leży na płaszczyźnie przecinającej środek sfery). Zastanówmy się kolejno jak na naszej sferze będzie ono wyglądało kolejno z bieguna, równika oraz Polski. Na pewno horyzont będzie zawsze przecinało w punktach wschodu i zachodu. Zależnie od szerokości geograficznej będzie się ono obracało, odpowiednio dla bieguna pokryje się z linią horyzontu, dla równika przejdzie przez zenit (czyli punkt znajdujący się dokładnie nad obserwatorem), dla szerokości geograficznej Polski będzie to jakaś pozycja pośrednia. W każdym razie można wydedukować, że kąt nachylenia równika niebieskiego do horyzontu równy jest 90°-fi, gdzie fi - szerokość geograficzna obserwatora.
Warto sobie teraz uświadomić, że w wyniku rotacyjnego ruchu Ziemi wszystkie ciała niebieskie będą wędrować, w ruchu dobowym, po kołach równoległych do równika niebieskiego, ze wschodu na zachód. Zajmiemy się tym za chwilę, a teraz, skoro mamy już równik niebieski, to możemy, przez analogię do szerokości geograficznej, wprowadzić jakąś współrzędną, określającą odległość kątową od równika niebieskiego.
Nazywa się ją deklinacją, oznacza literką 'delta' i mierzy w stopniach. Nie ma tutaj, tak jak dla szerokości geograficznej, deklinacji północnej i południowej, jest po prostu dodatnia (w kierunku północnego bieguna niebieskiego) i ujemna (w kierunku południowego, przy czym biegun niebieski jest po prostu rzutem bieguna ziemskiego na sferę niebieską). Aby mieć kompletny układ potrzebujemy jeszcze drugiej współrzędnej. Przez analogię do długości geograficznej będziemy ją mierzyli wzdłuż równika niebieskiego. Trzeba tylko wybrać autorytatywnie jakiś południk niebieski, dla którego przyjmiemy wartość zerową (dla długości geograficznej przyjmuje się w tym celu południk przebiegający przez Greenwich). Przyjmując za zerowy rzut południka, na którym stoi obserwator, na niebo, dostaniemy tzw. pierwszy układ równikowy godzinny. Kąt między kołem godzinnym zerowym (czyli właśnie owym rzutem), a obiektem na niebie, liczonym ze wschodu na zachód nazywa się kątem godzinnym. Można by go oczywiście mierzyć w stopniach, ale wygodniej jest mierzyć go w godzinach, minutach i sekundach kątowych. Po prostu 24 godziny to 360 stopni, jedna godzina to 60 minut, a jedna minuta to 60 sekund kątowych, na tej podstawie można przeliczać jedną miarę na drugą.
Warto zauważyć, że w tym układzie wszystkie ciała niebieskie górują, gdy ich kąt godzinny wynosi zero. Oczywiście ich współrzędne zależą od długości geograficznej, na jakiej znajduje się obserwator. Układ ten jest przydatny do wielu zagadnień (np. znając kąt godzinny Słońca można pokusić się o znalezienie czasu lokalnego, można wyliczać czasy górowań itp.), ale oczywistą wydaje się potrzeba stworzenia jakiegoś układu uniwersalnego, dla którego gwiazdy będą miały swoje ustalone i niezależne (od położenia czy czasu) współrzędne. Taki układ powstanie, jeśli przyjmiemy jakieś stałe względem gwiazd koło zerowe.
Pewnie astronomowie długo głowili się jaki obiekt na niebie wyróżnić, ale w końcu za zerowe koło przyjęli koło przechodzące przez punkt barana. Czym jest punkt barana - za chwilę. W każdym razie wybierając takie koło, nową współrzędną, którą liczmy w godzinach kątowych z zachodu na wschód i nazywając ją rektascensją, dostajemy drugi układ równikowy. Rektascensję oznacza się literą 'alfa'. W ogólności obiekty na niebie lokalizuje się właśnie przez te dwie współrzędne. Dla gwiazd pozostają one prawie niezmienne, dla planet odczytuje je się z tabel. Niestety punkt barana ma tę wadę, że na skutek precesji przemieszcza się on nieco na tle gwiazd, więc rektascensję podaje się na konkretny rok (deklinacja pozostaje stała), ale jest to zmiana niewielka no i oczywiście współrzędne te nie zależą od miejsca obserwacji.
Czym jest więc punkt barana?
Zastanówmy się przez chwilę jak porusza się Słońce na tle gwiazd (w ruchu rocznym). Gdyby oś ziemska nie była nachylona (tzn. była prostopadła do płaszczyzny orbity), to Słońce zawsze leżałoby na równiku. Jednak oś jest nachylona o 23.5 stopnia, dlatego Słońce będzie wędrowało przez rok po kole wielkim, nachylonym o tyle samo do równika niebieskiego. Czyli raz w roku będzie o 23.5 stopnia ponad równikiem niebieskim (środek lata na półkuli północnej, tzw. przesilenie letnie), raz będzie o 23.5 stopnia poniżej równika (przesilenie zimowe), a dwa razy będzie na równiku (równonoc). To koło wielkie nazywa się ekliptyką, a punkt równonocy wiosennej (czyli jeden z punktów przecięcia się obu kół wielkich) jest właśnie punktem barana.
Jak więc mając deklinację i rektascensję znaleźć gwiazdę na niebie?
Przede wszystkim trzeba znać czas dla środka naszej strefy czasowej. Następnie wprowadzić niewielką poprawkę do tego czasu, wynikłą z naszej odległości od środka strefy (1 stopień na zachód to 4 minuty wcześniej, czas strefowy obowiązuje tylko dla środka strefy, dodatkowo trzeba ew. wprowadzić godzinną poprawkę na czas letni). Czas określa nam kąt godzinny Słońca (z grubsza, o tym za chwilę), tzn. północ to kąt 12 godzin, a południe to zero (Słońce góruje). Znając dzień roku znamy (z grubsza) rektascensję Słońca. Tzn. jeśli jest to dzień równonocy wiosennej, to oczywiście rektascensja Słońca wynosi 0h, dla przesilenia letniego będzie to 6 godzin (Słońce podróżuje po ekliptyce z zachodu na wschód) itd. Znamy więc różnice w rektascensji Słońca i szukanej gwiazdy, stąd znając kąt godzinny Słońca znamy kąt godzinny gwiazdy. Jeśli przypadkowo gwiazda ta akurat góruje, to dodając do 90°-fi deklinację gwiazdy (z odpowiednim znakiem) dostaniemy jej wysokość nad horyzontem. W innym przypadku musimy posłużyć się odpowiednimi wzorami trygonometrii sferycznej, lub oszacować na oko. A dlaczego kąt godzinny i rektascensja Słońca są określone tylko z grubsza? Dlatego, że porusza się ono (w miarę) równomiernie po ekliptyce, a nie równiku. Rektascensję liczmy po równiku, więc bierzemy rzut z ekliptyki. Dlatego też prędkość zmiany rektascensji jest nierównomierna. W czterech punktach (przesilenia i równonoce) rektascensja jest określona dokładnie, w pozostałych już niezbyt. Aby dostać ją dokładną dla Słońca (wraz z uwzględnieniem niekołowości orbity Ziemi), trzeba zastosować równanie czasu, ale to już zagadnienie na osobny artykuł.
W związku z powyższymi problemami rzutowania ekliptyki na równik wymyślono jeszcze inny układ współrzędnych, zwany układem współrzędnych ekliptycznych. Wygląda on analogicznie do poprzedniego, lecz tym razem mamy szerokość ekliptyczną (beta), liczoną od ekliptyki w "górę" i "dół", oraz długość ekliptyczną (lambda), liczoną z zachodu na wschód od punktu barana wzdłuż ekliptyki, obie w stopniach.
Istnieją jeszcze inne układy współrzędnych, np. galaktyczny, w którym za płaszczyznę podstawową przyjmuje się płaszczyznę Galaktyki. Jeszcze tylko jedna uwaga - do określania chwilowych położeń ciał niebieskich na niebie używa się układu horyzontalnego (azymut, wysokość nad horyzontem), ale różni się on od znanego z wojskowości czy harcerstwa tym, że azymut astronomiczny liczy się od południa w kierunku zachodu i dalej, a nie od północy w kierunku wschodu. |
|
