Geografia nieba

7. ROZPOZNAWANIE I LOKALIZACJA NAJBARDZIEJ ZNANYCH OBIEKTÓW

Niebo jest tą częścią otoczenia, która nie uległa zmianie od tysięcy lat - teraz widzimy je niemal takim samym jakim widzieli je nasi odlegli przodkowie. Patrząc na nie, patrzymy nie tylko na ogrom przyrody lecz i na przedmiot historii naszej kultury. Z pewnością dlatego niemal każdy chce wiedzieć, gdzie grecy widzieli Andromedę, Pegaza czy Perseusza. Ci zaś, którzy czują się przyrodnikami, poza ogólną orientacją na niebie, powinni choć raz zobaczyć na własne oczy kilka szczególnie ważnych obiektów i umieć odnajdywać je w przyszłości.

Do poznania nieba niezbędna będzie mapa. Można do tego celu wykorzystać atlas nieba, obrotową mapę nieba, programy komputerowe lub mapy zamieszczone w dodatku C. Korzystanie z atlasu nieba przez osobą zupełnie nie znającą nieba jest trudne - na której stronie otworzyć atlas, jak ustawić prostokąt mapy względem horyzontu, jak dużym kątom na niebie odpowiadają odległości na mapie. Ten kłopot usuwa częściowo obrotowa mapa nieba, która po odpowiednim ustawieniu, pokazuje tylko tą część nieba, która dla zadanej daty i godziny jest widoczna ponad horyzontem. Jej wadą jest bardzo mała skala (dużym odległościom kątowym pomiędzy obiektami odpowiadają bardzo małe odległości na mapie) zmniejszająca czytelność mapy. Osoby korzystające z takiej mapy po raz pierwszy muszą pamiętać o tym że konfiguracje gwiazdozbiorów położonych w pobliżu horyzontu mogą być zniekształcone (trochę niepodobne do konfiguracji widocznej na niebie). Zniekształcenie to, jest spowodowane odwzorowaniem sfery na płaszczyznę. Programy komputerowe są znakomitą pomocą, lecz skorzystanie z nich (np. wydrukowanie odpowiedniego fragmentu mapy nieba) wymaga zazwyczaj wstępnego przygotowania astronomicznego. Do wykonania poleceń zawartych w tym zadaniu wystarczą mapy I-V zamieszczone w dodatku C, które zostały przygotowane z myślą o osobach zupełnie nie znających nieba. Zawierają one wszystkie obiekty, których odnalezienie na niebie jest wskazane.

Poznawanie nieba rozpocznij od Wielkiej Niedźwiedzicy lub innego obiektu, który potrafisz zlokalizować na niebie i na mapie, a następnie porównując mapę z niebem, rozpoznawaj obiekty położone w sąsiedztwie. Jednym z pierwszych obiektów, jaki powinieneś odnaleźć na niebie jest Gwiazda Polarna. Jej odnajdywanie ułatwi ci korzystanie ze wszystkich map zamieszczonych w dodatku C. Niemal na każdej mapie Gwiazda Polarna jest widoczna, a jeśli jej nie, to podana jest kątowa odległość górnej krawędzi mapki od tej gwiazdy.

Do przybliżonej oceny kątowej odległości dwóch, niezbyt odległych, punktów na sferze nieba wystarczy pamiętać, że odcinek 1 cm oglądany z kierunku prostopadłego, z odległości wyciągniętej ręki dorosłego człowieka (60 cm) jest widziany, niemal dokładnie, pod kątem 1º. Tak więc kąt pod jakim widzimy dowolny przedmiot, trzymany w wyciągniętej ręce, wyrażony w stopniach, liczbowo jest niemal dokładnie równy wymiarowi przedmiotu wyrażonemu w centymetrach. Ponieważ najbardziej podręcznym przedmiotem jaki możemy umieścić przed oczyma jest dłoń, warto wiedzieć, że kątowa szerokość dłoni maksymalnie oddalonej od oczu, wynosi około 8º, a grubość kciuka - 2º. Bardzo przydatna do orientacyjnej oceny kątów, jest metrówka. Dla kilkunastocentymetrowych odcinków, liczba stopni będzie, niemal dokładnie, równa liczbie wysuniętych centymetrów. Błąd takiej oceny narasta ze wzrostem wysuniętego odcinka metrówki (im jest on dłuższy tym dłuższe są nieprostopadłe części wysuniętego odcinka). Błąd będzie najmniejszy jeśli metrówka będzie ustawiona tak, aby oko i końce wysuniętego odcinka metrówki tworzyły trójkąt równoramienny. Przy takiej konfiguracji, prosta zamiana centymetrów na stopnie powodowała będzie błędy: <1º dla odcinka metrówki mniejszego niż 40cm, <5º- dla odcinka <60cm, <10º- dla odcinka <80cm.

Pomimo tego, że identyfikacja niemal wszystkich wyszczególnionych obiektów jest możliwa bez pomocy jakichkolwiek przyrządów optycznych, bardzo użyteczna będzie lornetka. Jej brak uniemożliwi zobaczenie tylko kilku obiektów bądź niektórych ich cech.

Najlepszym sposobem zaprezentowania swoich dokonań w dziedzinie identyfikacji wyszczególnionych obiektów jest ich fotografowanie. Sposób wykonywania zdjęć nieruchomym aparatem jest opisany w dodatku B. Na odwrocie każdej wykonanej fotografii należy zapisać, zanotowane wcześniej, następujące informacje: datę i czas wykonania zdjęcia, nazwę obiektu, który był celem wykonania zdjęcia lub opis kierunku, w którym skierowany był obiektyw aparatu (np. azymut i kątową wysokość ponad horyzontem), czas otwarcia migawki oraz typ i czułość kliszy. Na odwrocie pozytywów (lub na doklejonej do nich kartce), należy wykonać przybliżony szkic sytuacyjny, na którym należy zaznaczyć najważniejsze zidentyfikowane na zdjęciu obiekty. Fotografowanie nieba jest niezwykle interesujące, a rezultaty bardzo satysfakcjonujące. Innym, bardziej żmudnym sposobem prezentacji swoich sukcesów w poznawaniu nieba jest zaznaczenie pozycji rozpoznanych obiektów na planszach, których wzór jest zamieszczony w dodatku A (rys. 1 i 2). W przypadku rozpoznania gwiazdozbioru, wystarczy zaznaczyć położenia kilku jaśniejszych

gwiazd. Na jednym rysunku można zaznaczyć położenie wielu obiektów lub gwiazdozbiorów. Na każdym z rysunków zaznacz kierunki E, S, N, W oraz zapisz datę i czas wykonania obserwacji.

Gwiazdozbiory

Każdemu kto rzadko spogląda w niebo, wydaje się, że gwiazdy są rozrzucone zupełnie chaotycznie. Orientację pośród mrowia podobnych do siebie obiektów znakomicie ułatwia łączenie ich w charakterystyczne układy - na niebie są to gwiazdozbiory. W tym zakresie jesteśmy dziedzicami wspaniałej, gwiazdowej wersji mitologii. Stare mapy nieba zachwycają starannością, pięknem rysunku i dziwią skojarzeniami, gdyż zazwyczaj układ gwiazd wydaje się nie mieć nic wspólnego z postacią, narysowaną na ich tle. Niemal to samo można powiedzieć o obecnych, zgeometryzowanych formach takich rysunków - rysowanych czasem na mapach w postaci linii łączących gwiazdy.

Współcześnie, pod określeniem gwiazdozbiór rozumie się obszar nieba o ściśle określonych granicach. Granice te zostały określone w specjalnej uchwale Międzynarodowej Unii Astronomicznej i są czasem zaznaczane na drukowanych i komputerowych mapach nieba. Nazwy wyodrębnionych obszarów nieba są takie same jak historyczne nazwy gwiazdozbiorów, zawartych w ich granicach. Nazw gwiazdozbiorów używa się podając orientacyjną lokalizację jakiegoś obiektu. Wielu gwiazdom lub obiektom o pewnych szczególnych własnościach nadaje się efektownie brzmiące nazwy literackie, lub nazwy składające się z litery (greckiej lub łacińskiej) oraz ustalonego, trzyliterowego skrótu łacińskiej nazwy gwiazdozbioru, w którego obszarze jest on położony np.  Ori, δ Cep.

Twoim zadaniem będzie odnalezienie na niebie jak największej liczby spośród gwiazdozbiorów wymienionych w poniższej tabeli. W kolumnie „Mapa” są podane oznaczenia map, na których widoczne są wymienione gwiazdozbiory. W kolumnie „Skrót” jest zawarty międzynarodowy skrót nazwy gwiazdozbioru. W kolumnie „Widoczność” podane są, w przybliżeniu, te okresy roku, w których gwiazdozbiory są widoczne zaraz po zmierzchu.

Nazwa polska	Nazwa łacińska	Skrót	Mapa	Widoczność
Wielka Niedźwiedzica (Wielki Wóz)	Ursa Maior	UMa	V	Cały rok
Mała Niedźwiedzica (Mały Wóz)	Ursa Minor	UMi	I,II,V
Kasjopea	Cassiopeia	Cas	II,III
Perseusz	Perseus	Per	I,III,IV
Lutnia	Lyra	Lyr	II		Latem i jesienią
Łabędź	Cygnus	Cyg	II
Orzeł	Aquila	Aql	II
Andromeda	Andromeda	And	I,III
Byk	Taurus	Tau	IV		Zimą i wiosną
Orion	Orion	Ori	IV
Bliźnięta	Gemini	Gem	IV
Lew	Leo	Leo	V	Wiosną
Wolarz	Bootes	Boo	V	Wiosną i latem

Znane gwiazdy

Znajdź na niebie jak największą liczbę gwiazd spośród tych, które są wymienione w poniższej tabeli. Wszystkie wymienione gwiazdy mają podobne jasności obserwowane i są jednymi z najjaśniejszych gwiazd na niebie.

Nazwa	Oznaczenie	Mapa	r [lś]	T [K]	Widoczność
Gwiazda Polarna	 UMa	I,II,V	600	6300	Cały rok
Wega	 Lyr	II	24	11000	Latem i jesienią
Deneb	 Cyg	II	2000	9700
Altair	 Aql	II	15	8000
Aldebaran	 Tau	III	60	4400		Zimą i wiosną
Betelgeza	 Ori	III	400	3200
Rigel	 Ori	III	850	13500
Syriusz	 CMa	III	8	10000
Procjon	 CMi	III	10	6500
Arktur	 Boo	V	33	4500	Wiosną i latem

Poszczególne kolumny tabeli zawierają następujące informacje:

„Nazwa” - nazwa własna gwiazdy (najczęściej używana),

„Oznaczenie” - międzynarodowe oznaczenie gwiazdy,

„Mapa” - oznaczenia map, zamieszczonych w dodatku C, na których jest widoczna gwiazda,

„r” - odległość do gwiazdy wyrażona w latach świetlnych [lś],

„T” - temperatura powierzchni gwiazdy wyrażona w stopniach Kelwina [K],

„Widoczność” - pory roku, w których gwiazdy są widoczne zaraz po zmierzchu.

Podane w tabeli wartości liczbowe są, jak wiele wartości astronomicznych, obarczone znacznymi błędami, więc mogą się one różnić od wartości podawanych w innych źródłach. Przyczyną znacznych błędów wartości wyznaczanych w badaniach astronomicznych są, znacznie większe niż w fizyce, trudności natury obserwacyjnej i interpretacyjnej. Dane podawane przez źródła późniejsze są zazwyczaj bardziej wiarygodne.

Niżej podanych jest kilka dodatkowych informacji o niektórych z wyszczególnionych w tabeli gwiazd:

• Gwiazda Polarna jest kilkadziesiąt razy większa od Słońca. Jest gwiazdą zmienną. Zmiany jasności następują z okresem około 4 dób lecz są niewielkie. Gwiazda którą widzimy jest najjaśniejszym składnikiem układu wielokrotnego. Drugi co do jasności składnik, można dostrzec przez dobrą amatorską lunetę.

• Wega jest dla astronomów wzorcem jasności i widma.

• Betelgeza, Aldebaran i Arktur są tzw. czerwonymi olbrzymami. Taką nazwą określa się gwiazdy mające ogromne rozmiary i bardzo chłodne atmosfery. Niemal cała masa takich gwiazd jest skupiona w bardzo małym i bardzo gęstym jądrze. Jest ono otoczone ogromnych rozmiarów otoczką, chłodną i lekką. Stadium czerwonego olbrzyma poprzedza ostatni etap życia gwiazdy, którym może być stadium białego karła lub gwałtowny wybuch gwiazdy jako supernowej.

• Syriusz jest najjaśniejszą gwiazdą na całym niebie. Obecnie wiadomo, że gwiazda którą widzimy na niebie jest jaśniejszym składnikiem układu podwójnego - tzw. Syriusz A. W oparciu o obserwacje ruchu Syriusza A w 1844 roku przepowiedziano istnienie niewidocznego towarzysza - Syriusza B. Dostrzeżono go w 1862 roku, lecz dopiero w 1925 roku wyznaczono jego nietypowe parametry. Syriusz B był pierwszym białym karłem. Jasność składnika B jest znacznie mniejsza niż A, jednak można go zobaczyć przez amatorską lunetę lub teleskop, w czasie gdy jest w maksymalnej odległości kątowej od składnika A. Instrument obserwacyjny musi być jednak bardzo dobrej jakości i specjalnie dostosowany do takiej obserwacji. ^Okres obiegu składników układu wokół centrum masy ^{wynosi niemal dokładnie 50 lat}. Najbliższy okres, najdogodniejszy do zobaczenia Syriusza B, przypadnie na lata 2010 - 2040.

• Procjon jest gwiazdą bardzo podobną do Słońca. Nasz Układ Słoneczny oglądany z odległości 10 lat świetlnych wyglądałby niemal dokładnie tak, jak my widzimy Procjona - nawet Jowisz i Saturn byłyby niewidoczne przez największe teleskopy. Procjon, tak jak Syriusz ma towarzysza - białego karła.

• Syriusz, Wega są gwiazdami rozpoczynającymi życie i prawdopodobnie najmłodszymi spośród wszystkich wymienionych - około 10⁹ lat. Źródłem energii warunkującym ich stabilność i świecenie jest synteza jąder wodoru w jądra helu zachodząca w centrum (tak jak w Słońcu). Podobnymi, lecz nieco starszymi gwiazdami są Procjon i Altair. Gwiazdą kończącą życie i prawdopodobnie najstarszą jest Betelgeza. Gwiazda Polarna, Rigel i Deneb choć są gwiazdami młodymi, zdążyły już zużyć znaczną część dostępnych zasobów energii. Tempo przemian jądrowych we wnętrzu tych gwiazd jest wyjątkowo szybkie ze względu na znaczne masy gwiazd.

Oprócz odnajdywania na niebie wymienionych gwiazd, wykonaj następujące polecenia:

• Podane w tabeli wartości temperatur powierzchni gwiazd wykazują dużą rozpiętość. Jeśli powierzchnie gwiazd świecą, choćby w przybliżeniu, jak ciała doskonale czarne, to zgodnie z prawem przesunięć Wiena, gwiazdy o powierzchniach chłodniejszych powinny mieć barwę bardziej czerwoną niż gwiazdy o powierzchniach gorętszych. Sprawdź, czy te spodziewane różnice barw są dostrzegalne? Porównaj barwy najbardziej chłodnych i gorących gwiazd, które są widoczne jednocześnie ponad horyzontem. Zimą można porównać barwę Rigela lub Syriusza z barwą Betelgezy lub Aldebarana, a latem barwy Wegi lub Deneba z barwą Arktura.

• Ponieważ jasności obserwowane wszystkich gwiazd wymienionych w tabeli są podobne, więc niemal takie same są wartości energii promieniowania od każdej z nich, padającego na jednostkę powierzchni Ziemi, w jednostce czasu. Zakładając, że przestrzeń pomiędzy gwiazdami i Ziemią jest zupełnie pusta, wskaż najjaśniejszą i najsłabszą gwiazdę spośród wymienionych w tabeli. Określenia najjaśniejsza lub najsłabsza dotyczą całkowitej ilości energii emitowanej przez gwiazdę w jednostce czasu. Czy wybór uległ by zmianie gdyby odrzucić założenie pustej przestrzeni a przyjąć, że przestrzeń pomiędzy gwiazdami i Ziemią jest zapełniona materią o niewielkiej jednorodnej gęstości.

• Przyjmując założenie, że pomiędzy gwiazdami i Ziemią jest próżnia oraz założenie, że gwiazdy świecą tak jak ciała doskonale czarne, wskaż największą i najmniejszą gwiazdę spośród wymienionych w tabeli.

Układy podwójne i wielokrotne gwiazd

Takim mianem określa się zespół dwóch lub większej liczby gwiazd związanych grawitacyjnie. Oznacza to, że całkowita energia układu, równa sumie energii kinetycznej związanej z ich ruchem i potencjalnej energii grawitacyjnej, jest ujemna. Układy podwójne, których składniki można dostrzec przez instrumenty optyczne, są nazywane układami (lub gwiazdami) wizualnie podwójnymi. Układ wizualnie podwójny oglądany przez lornetkę lub lunetę widzimy jako dwie, bardzo bliskie siebie gwiazdy. Bliskość dwóch gwiazd na niebie nie jest jednak wystarczającym dowodem na przestrzenną bliskość gwiazd i ich grawitacyjne związanie. By stwierdzić czy rzeczywiście są one blisko siebie, konieczne są dodatkowe obserwacje. Wyznaczając odległość do każdej z gwiazd i mierząc ich odległość kątową, możemy obliczyć ich przestrzenną odległość i porównać ją ze średnią odległością pomiędzy gwiazdami. Jeśli okaże się ona znacznie mniejsza niż odległość średnia, to mamy prawo zakładać, że obserwowana para gwiazd jest układem podwójnym. Bezspornym dowodem na grawitacyjne związanie dwóch blisko położonych gwiazd jest dostrzeżenie ich ruchu względem siebie. Nie jest to łatwe ze względu na bardzo długie okresy obiegu gwiazd wizualnie podwójnych. By dostrzec różnicę w położeniach składników układu konieczne jest porównywanie ich położeń na przestrzeni dziesiątków lub setek lat. Jeśli okres jakiegoś układu wynosi np. 50000 lat, to w czasie obserwacji, prowadzonych od dwustu lat, gwiazdy przebiegły tylko znikomy ułamek swego toru i niemożliwa będzie wiarygodna ocena okresu obiegu i wartości parametrów określających orbity składników układu.

Ponieważ gwiazdy należące do układu podwójnego lub wielokrotnego powstały z materii tego samego obłoku i w tym samym czasie, więc ich wiek i początkowy skład chemiczny są takie same. Taka sama jest również ich odległość od Ziemi. Wynika stąd ważny wniosek, że jakiekolwiek różnice własności gwiazd należących do układu podwójnego mogą wynikać wyłącznie z różnic początkowych mas gwiazd. Wniosek ten dotyczy również różnic, które można dostrzec przez lornetkę, tj. różnic jasności i barwy.

Ocenia się, że co najmniej połowa wszystkich gwiazd jest składnikami układów podwójnych lub wielokrotnych. Badania układów podwójnych mają dla astronomii ogromne znaczenie, gdyż są one głównym źródłem informacji o masach gwiazd.

Znajdź na niebie co najmniej jeden z wymienionych układów wizualnie podwójnych i zanotuj swoje wrażenia dotyczące względnej jasności składników oraz ich barwy. Do oceny różnicy jasności i barw składników układu, przydatna będzie lornetka.

 Lyr - Położenie układu jest pokazane na mapie II (gwiazdozbiór Lutni, w pobliżu Wegi, najjaśniejszej gwiazdy tego gwiazdozbioru). Można go obserwować od wiosny do późnej jesieni. To jedyny układ podwójny, którego składniki widzimy bez żadnych przyrządów optycznych. Składniki układu widoczne „gołym okiem” są oznaczane jako ¹ i ². Chociaż ich przestrzenna odległość, wynosząca około 9000 jednostek astronomicznych, jest wyjątkowo duża, to jednak jest ona znikoma w porównaniu ze średnią odległością gwiazd w Galaktyce i grawitacyjny związek gwiazd nie podlega wątpliwości. Ze względu na ogromną, przestrzenną odległość gwiazd ich ruch jest na tyle powolny, że dotychczas nie określono okresu obiegu i parametrów orbity tego układu. Kierując na ten układ dobrą amatorską lunetę, można zobaczyć, że zarówno ¹ jak i ² są gwiazdami podwójnymi. Przez lunetę widzimy więc układ poczwórny - dwie ciasne pary tworzące parę wyższego rzędu. Okres obiegu pary ¹ wynosi 1100 lat, zaś ² około 600 lat. Dokładniejsze obserwacje wskazują, że cały układ składa się z dziewięciu gwiazd. Odległość do układu wynosi 140 lat świetlnych.

 Dra - Położenie układu jest pokazane na mapie II (gwiazdozbiór Smoka, łac. Draco). Układ można obserwować przez cały rok. Oba składniki układu są widoczne przez lornetkę o niewielkim powiększeniu - 7x lub 8x. Odległość do układu wynosi 85 lat świetlnych.

Albireo ( Cyg) - Położenie układu pokazuje mapa II (gwiazdozbiór Łabędzia). Układ można obserwować od wiosny do późnej jesieni. Składniki tego układu można zobaczyć przez niewielką lunetę. Układ jest bardzo atrakcyjny wizualnie ze względu na duże zróżnicowanie barw składników. Okres obiegu gwiazd wynosi 7270 lat. Odległość do układu wynosi 180 lat świetlnych.

Mizar ( UMa) - Położenie układu jest przedstawione na mapie V (druga gwiazda od końca dyszla Wielkiego Wozu). Układ można obserwować przez cały rok. Bardzo blisko Mizara jest widoczna słabsza gwiazda - Alkor. Mimo bliskości na niebie, przestrzenna odległość Mizara i Alkora jest na tyle duża, że prawdopodobnie nie stanowią one układu podwójnego. Układem podwójnym jest natomiast Mizar. Jego dwa składniki można zobaczyć przez dobrą amatorską lunetę lub teleskop. Okres obiegu gwiazd wynosi 57 lat. Obserwacje widm obu składników dowodzą, że każdy z nich jest również układem podwójnymi. Odległość do układu wynosi około 80 lat świetlnych.

Gwiazdy o zmiennej jasności

Zmiany jasności gwiazd mogą być powodowane procesami zachodzącymi w ich wnętrzu lub w otoczeniu. Te, których zmiany jasności są powodowane przyczynami wewnętrznymi, nazywamy gwiazdami zmiennymi fizycznie. W zależności od rodzaju procesu powodującego zmiany jasności, gwiazdy te dzieli się na kilka grup. Grupą najbardziej znaną są cefeidy. Jest to podgrupa gwiazd pulsujących, czyli gwiazd w których zmiany jasności są następstwem zmian rozmiarów i temperatury powierzchni. Badanie zmian jasności tych gwiazd doprowadziło do odkrycia bardzo ważnej dla astronomów zależności pomiędzy ich jasnością i okresem zmian jasności. Zależność ta umożliwia wyznaczanie odległości do skupisk gwiazd, których składnikami są cefeidy. W ten sposób po raz pierwszy wyznaczono odległość do galaktyki M31 - najbliższej, dużej galaktyki.

Wśród procesów zachodzących na zewnątrz gwiazd i powodujących zmiany ich jasności, najczęstszym przypadkiem jest okresowe zasłanianie się gwiazd w układzie podwójnym. Gwiazdy, których zmiany jasności są wywoływane taką przyczyną noszą nazwę gwiazd zaćmieniowych (lub układów zaćmieniowych). Odległości pomiędzy składnikami gwiazd zaćmieniowych są bardzo małe i niemal nigdy nie widzimy poszczególnych gwiazd tworzących układ.

Wyszczególnione niżej gwiazdy zmienne reprezentują oba wspomniane typy gwiazd zmiennych: Algol jest gwiazdą zaćmieniową zaś δ Cep i Mira są gwiazdami pulsującymi. Systematycznym i bardziej szczegółowym obserwacjom Algola i δ Cep jest poświęcone odrębne ćwiczenie.

Algol ( Per) - Położenie Algola jest przedstawione na mapie I i III (gwiazdozbiór Perseusza). Można go obserwować przez cały rok. Jest to jedna z pierwszych odkrytych gwiazd zmiennych (1667 r.). Od 1889 roku wiadomo, że jest to gwiazda zaćmieniowa. Odległość do układu wynosi około 70 lat świetlnych. Składnikami układu podwójnego są dwie gwiazdy o rozmiarach kilkakrotnie przewyższających rozmiary Słońca. Okres zmian jasności wynosi 2.82 doby. W takich odstępach czasu powtarza się wyraźne obniżenie jasności gwiazdy, trwające około 12 godzin. Jest ono tak duże, że można je dostrzec „gołym okiem”. By je zauważyć, należy systematycznie, co kilka godzin oceniać jasność gwiazdy.

δ Cep - Położenie tej gwiazdy jest zaznaczone na mapach I i II (gwiazdozbiór Cefeusza). To właśnie od nawy tej gwiazdy utworzono nazwę całej grupy gwiazd o podobnych własnościach - cefeidy. Mimo znacznej amplitudy zmian jasności, zmiany te zauważono dopiero w 1784 roku. Okres pulsacji gwiazdy δ Cep wynosi około 5.4 doby. Średni promień tej gwiazdy wynosi około 50 R_o . W trakcie pulsacji promień zmienia się o 4R_o 310⁶ km, a temperatura powierzchni waha się w zakresie 1000 K (od 5500 K do 6600 K). Odległość do gwiazdy wynosi 300 lat świetlnych. Jedno z następnych zadań jest poświęcone badaniu zmienności właśnie tej gwiazdy.

Mira ( Cet) - Jej położenie na niebie pokazuje mapa III (gwiazdozbiór Wieloryba, łac. Cetus). Należy do gwiazd pulsujących. Jest to pierwsza z gwiazd u której spostrzeżono zmiany jasności (1596r.). Jej jasność zmienia się blisko 1000 razy. W maksimum jasności jest gwiazdą, którą można zobaczyć z ulicy miasta. W minimum jasności jest niewidoczna nawet przez lornetkę. Okres zmian jasności 332 doby. Odległość 125 lat świetlnych. Po zmierzchu Miara będzie widoczna od października (po godzinie 21 będzie nad południowo-wschodnim horyzontem) do marca (po zmierzchu będzie widoczna nad południowo-zachodnim horyzontem). Po jej zlokalizowaniu, porównuj jej jasność z jasnością pobliskich gwiazd w miesięcznych odstępach.

Gromady gwiazd

Skupiska gwiazd nazywane gromadami charakteryzują się tym, że odległości pomiędzy należącymi do nich gwiazdami, są znacznie mniejsze, niż średnie odległości gwiazd w Galaktyce. Całkowita mechaniczna energia gwiazd składających się na gromadę (suma energii kinetycznej i potencjalnej wszystkich gwiazd gromady) jest ujemna. Ze względu na wygląd wyróżnia się gromady otwarte i kuliste. Okazało się, że ten, czysto morfologiczny podział, znajduje swoje uzasadnienie w ogromnych różnicach fizycznych pomiędzy nimi. Typowa liczebność gromad otwartych wynosi kilkaset gwiazd, a wiele cech wskazuje na bardzo młody wiek (dziesiątki milionów lat). Gromady kuliste składają się z setek tysięcy gwiazd i są najstarszymi obiektami w Galaktyce (kilkanaście miliardów lat). Ustalenie dokładnego wieku gromad kulistych jest bardzo ważne, gdyż jest on jednym z parametrów pozwalających weryfikować poprawność modeli kosmologicznych. Gromady gwiazd są bardziej liczebną kontynuacją układów podwójnych i wielokrotnych. Tak jak w przypadku tamtych układów, wszystkie gwiazdy należące do jednej gromady powstały z materii tego samego obłoku i w tym samym czasie, więc ich wiek i początkowy skład chemiczny są takie same. Wszelkie różnice pomiędzy gwiazdami gromady, zarówno zewnętrzne (moc świecenia, rozmiary, temperatura powierzchni) jak i ich budowa wewnętrzna, wynikają z różni ich mas w chwili narodzin.

Spośród wymienionych niżej gromad, odnalezienie na niebie gromad otwartych: h i  Persei oraz Plejad, będzie łatwe gdyż można je zobaczyć „gołym okiem”. Obserwując te gromady przez lornetkę, zwróć uwagę na ich liczebność oraz różnice jasności i barw gwiazd. Znacznie więcej trudu kosztowało będzie zobaczenie (tym razem tylko przez lornetkę) odległej i sędziwej gromady kulistej.

h i  Persei - Dwie gromady otwarte położone bardzo blisko siebie. Ich położenie na niebie pokazuje mapa I i III (gwiazdozbiór Perseusza). Są one widoczne przez cały rok. Kątowa średnica obu gromad wynosi około 1 (dwie średnice Księżyca, około 1/5 pola widzenia lornetki 7x). „Gołym okiem” widać je jako mdławy obłoczek. Lornetka uwidacznia ich gwiazdowy skład. Odległość 6000 lat świetlnych. Liczebność tych gromad przekracza 350 gwiazd w gromadzie h Persei i 300 gwiazd w  Persei. (liczby dotyczą gwiazd zarejestrowanych przy pomocy dużych przyrządów optycznych).

Plejady, M45 - Położenie gromady na niebie pokazuje mapa III (gwiazdozbiór Byka). Widoczna od późnej jesieni do wczesnej wiosny. Zwraca uwagę każdego, kto w tym okresie roku spojrzy w niebo - wzrok przyciąga kilkanaście jasnych gwiazd położonych bardzo blisko siebie. Gromady tej można użyć do sprawdzenia jakości wzroku. Dobre oko, w oddaleniu od sztucznego oświetlenia, powinno dostrzec co najmniej 10 gwiazd (wszystkie gwiazdy widoczne w powiększonym okienku na mapie III). Ze względu na układ gwiazd, gromada ta bywa często mylona z Małym Wozem. Na terenach wschodniej Europy gromada była nazywana Kurą z kurczętami. Średnica kątowa gromady jest nieco większa niż 1 (dwie średnice Księżyca, około 1/5 pola widzenia lornetki 7x). Liczebność gromady przekracza 130 gwiazd. Odległość 390 lat świetlnych.

M13 - To gromada kulista położona w gwiazdozbiorze Herkulesa. Jest to gwiazdozbiór odległy od Gwiazdy Polarnej i dlatego nie jest widoczny na żadnej z map I-V. Zainteresowani odnajdą lokalizację gwiazdozbioru Herkulesa i gromady M13 w każdym atlasie nieba. Pomimo tego, że jest to jedna z najjaśniejszych gromad kulistych widocznych z terenu Polski, do jej zobaczenia jest niezbędna lornetka. W niej, gromada będzie wyglądała jak maleńki, mglisty, kolisty obłoczek. Najłatwiej ją zobaczyć w okresie od czerwca do października, kiedy po zmierzchu jest położona wysoko na niebie. Gromada ta jest zbiorowiskiem blisko miliona gwiazd, mieszczących się w obszarze o rozmiarach około 70 lat świetlnych. Odległość do gromady wynosi około 15000 lat świetlnych.

Mgławice

Jeśli gazowo-pyłowy obłok znajdzie się w pobliżu gwiazdy to może stać się widoczny dla zewnętrznego obserwatora. Świecenie obłoku może być rezultatem rozpraszania światła gwiazdy na cząsteczkach obłoku lub pobudzania do świecenia atomów obłoku. Ziemskimi przykładami obu procesów prowadzących do uwidocznienia gazu są rozpraszanie światła słonecznego w atmosferze i na obłokach oraz świecenie gazu w rurze jarzeniówki. Książki popularyzujące astronomię zawierają wiele bardzo efektownych zdjęć znanych mgławic: Wielka Mgławica w Orionie, Łeb Konia, Krab.

Wielka Mgławica w Orionie (M42) - Położenie na niebie tej to najbardziej znanej mgławicy pokazuje mapa IV. Jest to jedyna mgławica widoczna „gołym okiem”. Wyglądem przypomina zamgloną (rozmazaną) gwiazdę. Znacznie lepiej jest widoczna przez lornetkę. Jej zdjęcia można znaleźć niemal w każdej książce poświeconej astronomii. Dużo satysfakcji dostarczy wykonanie własnego, barwnego zdjęcia tego obszaru nieba. We wnętrzu mgławicy znajduje się liczna grupa bardzo młodych gwiazd, które powstały z części materiału zgromadzonego w obłoku. Są to jedne z najmłodszych gwiazd, spośród wszystkich widocznych na niebie. Ich wiek nie przekracza miliona lat (prawdopodobnie zaledwie 300000 lat). Gdy patrzymy „gołym okiem” lub przez lornetkę, wszystkie nowopowstałe gwiazdy widzimy jako jedną. Cztery najjaśniejsze, nazywane Trapezem Oriona, można zobaczyć osobno przez niedużą lunetę. Widoczna mgławica jest tą częścią obłoku, która pozostała po narodzinach gwiazd i widzimy ją dzięki promieniowaniu gwiazd powstałych w jej wnętrzu. Odległość do mgławicy wynosi około 2000 l.ś.

Galaktyki

Patrząc w niebo dobrze jest uzmysławiać sobie swoje położenie we Wszechświecie. Patrzymy w otaczającą nas przestrzeń z wnętrza skupiska stu miliardów gwiazd i innych obiektów, mającego kształt płaskiego dysku o średnicy około 100000 lat świetlnych. Skupisko to nazywamy Galaktyką (jest to nazwa własna i piszemy ją wielką literą). Wszystkie gwiazdy, które widzimy „gołym okiem” jak i te, które są widoczne na fotografiach wykonywanych za pomocą dużych teleskopów, należą wyłącznie do naszej Galaktyki. O obiektach położonych poza Galaktyką mówimy, że są obiektami pozagalaktycznym. Niemal wszystkie obiekty pozagalaktyczne jakie dotychczas widzimy są również skupiskami gwiazd. Nazywamy je galaktykami. Jedynym obiektem pozagalaktycznym widocznym „gołym okiem” z północnej półkuli Ziemi jest obiekt nazywany Wielką Mgławicą Andromedy lub oznaczany symbolem M31. Jest to galaktyka, która kształtem, rozmiarami i liczebnością przypomina Galaktykę. Powodem, dla którego w nazwie tego obiektu pojawia się słowo „mgławica” jest jego wygląd. Obrazy galaktyk oglądanych „gołym okiem” lub przez przyrządy optyczne bywa podobny do obrazu mgławic gazowych (mglisty, słabo świecący obłoczek) i dlatego przez długi czas mgławice gazowe i galaktyki były określane wspólnym terminem „mgławica”. Dopiero na początku XX wieku dokonano jakże istotnego rozróżnienia tych obiektów, zarówno pod względem ich natury jak i przestrzennego rozlokowania (wszystkie mgławice gazowe są obiektami naszej Galaktyki).

Wielka Mgławica Andromedy (M31) - Położenie galaktyki na niebie pokazują mapy I i III (gwiazdozbiór Andromedy). Jest to najbliższa, duża galaktyka spiralna, bardzo podobna do tej, z której patrzymy. Jej odległość wynosi około 2000000 lat świetlnych (20 średnic Galaktyki). Buduje ją około 10¹¹ gwiazd. Jest jedyną galaktyką widoczną „gołym okiem”. Określenie „widoczną” jest przesadne, bo nawet w oddaleniu od sztucznych świateł okiem spostrzegamy tylko słabo dostrzegalny, mglisty obłoczek. By widzieć ją lepiej, należy patrzeć nieco obok niej, „zezem” (należy patrzeć nieco obok miejsca, w którym jest położona galaktyka). Taka technika obserwacji wynika z budowy oka. Po krótkim treningu w odnajdywaniu jej położenia i techniki patrzenia, będzie można ją dostrzec nawet z centrum miasta. Zarówno okiem jak i przez lornetkę widać jest tylko jądro galaktyki. Jej pełne kątowe rozmiary ujawniają się dopiero na zdjęciach naświetlanych kilkanaście czy kilkadziesiąt minut. Zdjęcia takie można zobaczyć niemal w każdej książce poświęconej astronomii. Rozmiary kątowe tej galaktyki widoczne na fotografach są 6 razy większe od kątowych rozmiarów Księżyca. Jej obecność na niebie i położenie względem gwiazd można zarejestrować za pomocą zdjęcia wykonanego nieruchomym aparatem przy kilkuminutowym czasie naświetlania. Galaktyka uwidoczni się na takim zdjęciu jako rozciągnięte pojaśnienie, słabo kontrastujące z tłem nieba. Na zdjęciu naświetlanym tak samo długo, lecz wykonanym aparatem prowadzonym za gwiazdami, na tle punktowych obrazów gwiazd zobaczymy, oprócz jądra, fragmenty spiralnej struktury dysku.

Planety

Niemal na pewno, w trakcie poznawania nieba zwróci twoją uwagę obiekt, którego nie odnajdziesz na mapie pomimo jego dużej jasności. Jeśli jest on zdecydowanie jaśniejszy od najjaśniejszych gwiazd, prawie nie migoce i będzie widoczny na południu, zachodzie lub wschodzie to będzie to: Wenus, Jowisz, Saturn lub Mars. Jeśli obserwacjom planet chciałbyś poświęcić więcej uwagi, możesz podjąć się wykonania ćwiczenia im poświęconego.

Wyszczególnione informacje dotyczące kolejnych zdjęć nieba, powinny być starannie notowane w chwili ich wykonywania. Po wykonaniu pozytywów oglądając negatyw i cyfrowe wydruki na odwrocie pozytywu należy przepisać zanotowane informacje na odpowiednie pozytywy.

Jeśli pierwszy człon nazwy obiektu jest grecką literą (czasem są to inne znaki), to pozycja litery w alfabecie odpowiada, w przybliżeniu, pozycji gwiazdy w gwiazdozbiorze pod względem jej jasności - im bliższa początku alfabetu jest litera, tym jaśniejsza jest gwiazda.

Charakter zmian jasności Gwiazdy Polarnej wskazuje na to, że jest cefeidą. Jest to grupa gwiazd zmiennych, w których zmiany jasności są powodowane zmianami rozmiarów gwiazdy i temperatury ich powierzchni.

Z obserwacji Bessela wynikało, że tor ruchu Syriusza względem innych gwiazd jest linią falistą. Taki ruch może być wynikiem złożenia ruchu okresowego spowodowanego obecnością towarzysza (po eliptycznym torze, zgodnie z prawami Keplera) i ruchu jednostajnego całego układu.

Białe karły są gwiazdami bardzo różniącymi się od Słońca, które jest gwiazdą bardzo typową. Oddziaływanie pomiędzy swobodnymi elektronami znajdującymi się we wnętrzach białych karłów podlega prawom kwantowym i jest niezwykle silne (to ono przeciwdziała zapadaniu się gwiazdy). Przeciętna masa białych karłów jest porównywalna z masą Słońca, zaś typowe rozmiary są stukrotnie mniejsze (rozmiary białych karłów są porównywalne z rozmiarami Ziemi). Średnie gęstości białych karłów, sięgające 10¹⁰ kg/m³, są kilka milionów razy większe od średniej gęstości Słońca (1.410¹⁰ kg/m³). Temperatury na ich powierzchni sięgają 40000 K. Procesy produkcji energii w ich wnętrzu już nie zachodzą. Świecą kosztem zapasów energii termicznej zgromadzonej w czasie swego życia - stygną. Białe karły są końcowym stadium ewolucji gwiazd , których początkowe masy były mniejsze niż 8 mas Słońca.

Wyznaczona na podstawie obserwacji m^{asa Syriusza B} jest bliska ^masy ^{Słońca, rozmiary porównywane z Ziemi}ą, ^{a temperatura powierzchni około 25000K.} Czy potrafisz naszkicować rozumowanie, pozwalające wyznaczyć masę, rozmiary, a w rezultacie gęstość Syriusza B w oparciu o następujące dane otrzymane z obserwacji: odległość układu, kątowe rozmiary dużych półosi orbit gwiazd względem centrum masy oraz jasność i temperaturę powierzchni Syriusza B?

Gdyby Syriusz B był pojedynczą gwiazdą, można by go zobaczyć przez lornetkę. Jest on jednak blisko 10000 razy słabszy niż Syriusz A i nawet w największym oddaleniu (ok. 11 sek. łuku) jest wciąż bardzo blisko swego jasnego towarzysza. To dlatego tak trudno jest go dostrzec nawet przez dużą lunetę. Celem zabiegów przygotowawczych do obserwacji Syriusza B jest spowodowanie zmniejszenia ogromnej różnicy jasności pomiędzy składnikami A i B.

Wiadomo, że ilość energii emitowana w jednostce czasu z jednostki powierzchni ciała doskonale czarnego jest równa σT⁴ , gdzie σ jest stałą Stefana-Boltzmana.

Ze względu na obserwacyjne metody rozpoznawania podwójności gwiazd, poza gwiazdami wizualnie podwójnymi wyróżnia się jeszcze gwiazdy (lub układy) spektroskopowo podwójne i fotometrycznie podwójne (częściej nazywane gwiazdami zaćmieniowymi). W obu tych przypadkach przez teleskopy jest widoczny pojedynczy obiekt, a o jego podwójności dowiadujemy się z badań widma (gwiazdy spektroskopowo podwójne) lub badań zmian jasności gwiazdy (fotometrycznie podwójne).

Odległości między gwiazdami w wizualnych układach podwójnych są bardzo duże, gdyż tylko w takich luźnych parach, mamy szansę zobaczyć oddzielnie obie gwiazdy. Zgodne z prawem Keplera, duże odległości między składnikami układu, wymuszają długie okresy ich wzajemnego obiegu.

R_o oznacza promień Słońca 696000km.

Rozpraszanie światła zachodzi zawsze, a intensywność tego procesu zależy od strumienia światła gwiazdy docierającego do obłoku oraz jego gęstości. Warunkiem pobudzenia atomów obłoku do świecenia jest wysoka temperatura gwiazdy oświetlającej obłok. Im wyższa jest temperatura gwiazdy oświetlającej obłok, tym więcej jest kwantów o energiach wystarczających do jonizacji atomów obłoku.

Może to być zdjęcie wykonane aparatem nieruchomym. Sposób jego wykonania jest opisany w dodatku B.

Znacznie bliżej niż Wielka Mgławica Andromedy są położone Wielki i Mały Obłok Magellana. Są to dwie niewielkie galaktyki bardzo różniące się swoją budową od Galaktyki. Obłoki Magellana bywają widoczne ponad horyzontem tych mieszkańców Ziemi, których miejsce zamieszkania spełnia warunek <20. Jednak by je wyraźnie zobaczyć, trzeba mieszkać jeszcze dalej na południe, <10.

---