Sfera niebieska

Sfera niebieska – fikcyjna powierzchnia kulista otaczająca Ziemię. Przyjmujemy, że środek tej sfery przypada w miejscu gdzie znajduje się obserwator a jej promień jest nieskończenie wielki w porównaniu z promieniem Ziemi. Sfera niebieska jest złudzeniem, wynikającym z ograniczonej możliwości percepcji odległości przez człowieka, które to umiejętności nie sięgają dalej niż klasyczny zasięg widnokręgu (kilkanaście km). Wszystkie obiekty jakie postrzegamy na niebie jawią się więc nam jako tak samo dalekie, układają się więc w naszym wyobrażeniu na powierzchni sfery, której środkiem jest obserwator.

Gwiazdozbiór – skupisko gwiazd na sferze niebieskiej tworzące charakterystyczny, pozorny układ. W rzeczywistości gwiazdy te nie muszą wcale znajdować się blisko siebie w przestrzeni, są jedynie widoczne w danym rejonie na sferze niebieskiej.

Podstawowe punkty i okręgi na sferze niebieskiej:

Bieguny niebieskie – Ziemia obraca się wokół własnej osi. Nie odczuwamy tego ruchu, natomiast odnosimy wrażenie jakby cała sfera niebieska obracała się wokół nas. Obserwując ruch dobowy sfery niebieskiej zauważamy, że część gwiazd wschodzi i zachodzi, inne natomiast nie wschodzą i nie zachodzą, zataczając na sferze niebieskiej koła, których środek jest w pobliżu gwiazdy Polarnej. Właśnie w tym kierunku jest skierowana oś obrotu Ziemi. Oś obrotu Ziemi nazywamy osią świata. Oś świata przebija sferę niebieską w dwu przeciwlegle położonych punktach, zwanych biegunami niebieskimi. Północny biegun niebieski jest w pobliżu gwiazdy Polarnej, jego odległość od tej gwiazdy wynosi około 52 minuty łuku. Biegun południowy jest w pobliżu gwiazdy sigma w gwiazdozbiorze Oktanta.
Zenit i Nadir - ustalamy w punkcie, w którym się znajdujemy. Zwisający swobodnie ciężarek ustala w tym punkcie kierunek prostej pionowej. Ta prosta przebija sferę niebieską w dwu przeciwlegle położonych punktach. Punkt położony nad nami to Zenit, punkt położony pod nami to Nadir (punkt przeciwległy do Zenitu). Horyzont – płaszczyznę prostopadłą do prostej zenit-nadir i przechodzącą przez środek sfery niebieskiej nazywamy płaszczyzną horyzontu. Linia horyzontu to przecięcie płaszczyzny horyzontu ze sferą niebieską.
Równik niebieski – płaszczyzna prostopadła do osi świata i przechodząca przez środek sfery niebieskiej to płaszczyzna równika niebieskiego. Jej przecięcie ze sferą niebieską nazywamy równikiem niebieskim. Równik niebieski dzieli sferę niebieską na północną i południową. Równik przecina linię horyzontu w dwu przeciwległych punktach zwanych wschodem (E) i zachodem (W). Równik – linia na sferze niebieskiej, która wyłania się nad horyzont w punkcie wschodu i w punkcie zachodu znika znowu pod horyzontem. Równik niebieski leży w tej samej płaszczyźnie co równik ziemski.
Południk niebieski – płaszczyzna na której leży prosta pionowa i oś świata nazywa się płaszczyzną południka niebieskiego. Jest prostopadła do płaszczyzny równika i do płaszczyzny horyzontu. Południk niebieski przecina linię horyzontu w dwu przeciwlegle położonych punktach zwanych punktami południa (S) i północy (N).

Rozmiar kątowy obiektu jest to kąt pomiędzy skrajnymi promieniami tworzącymi obraz tego obiektu, dobiegającymi do punktu, w którym znajduje się obserwator. Jednostką rozmiaru kątowego jest stopień.

1 stopień = 60 minut
1 minuta = 60 sekund

tl_files/materialy/sfera_niebieska/fig1.png

Odległość kątowa punktów na sferze – kąt między dwiema prostymi przechodzącymi przez środek sfery i każdy z punktów. Obrazowo można to wyrazić jako kąt pomiędzy prostymi łączącymi obserwatora z obserwowanymi obiektami. W astronomii za sferę przyjmuje się sferę niebieską a za jej środek przyjmuje się Ziemię. Obiekty położone w niewielkiej odległości kątowej może w rzeczywistości dzielić znaczna odległość liniowa.

Przykładowe kąty:

dookoła horyzontu: 360 stopni
od horyzontu do zenitu: 90 stopni

Przykładowe wielkości kątowe niektórych ciał niebieskich:

Księżyc — 29′20″ do 33′32″
Słońce — 31`31″ do 32′35″
Mars — 31″ do 25″
Jowisz — 30″ do 50″
Mgławica Pierścień M57 — 1′

Układy współrzędnych na sferze niebieskiej

Układ współrzędnych horyzontalnych – układ współrzędnych astronomicznych, w którym podstawową płaszczyzną odniesienia jest płaszczyzna horyzontu. Oś główną układu stanowi lokalny kierunek pionu. Biegunami układu są zenit i nadir, których położenie na sferze niebieskiej ściśle zależy od współrzędnych geograficznych obserwatora oraz szybko zmienia się wraz z upływem czasu, tak więc współrzędne horyzontalne opisują jedynie chwilowe położenie ciała niebieskiego.

W układzie tym położenie danego ciała niebieskiego określa się podając dwie współrzędne:

Wysokość astronomiczną h, określoną w stosunku do płaszczyzny horyzontu. Wysokość astronomiczna jest to kąt zawarty między płaszczyzną horyzontu a kierunkiem do danego ciała niebieskiego i zmienia się w zakresie od -90 do +90 stopni, przy czym ujemne wartości dotyczą obiektów znajdujących się pod horyzontem.

Azymut astronomiczny A, określony w stosunku do płaszczyzny południka niebieskiego. Azymut zmienia wartość w zakresie od 0° do 360°, zgodnie z kierunkiem ruchu wskazówek zegara. W astronomii odmierza się go od punktu południa – S, natomiast w geografii od punktu północy – N. Azymut jest to kąt zawarty między płaszczyzną południka niebieskiego a płaszczyzną koła wierzchołkowego poprowadzonego przez zenit, nadir i dane ciało niebieskie.

tl_files/materialy/sfera_niebieska/fig2.png

Przykłady:

Współrzędne horyzontalne Słońca w momencie zachodu w dniu 21 marca wynoszą: h = 0 stopni, A = + 90 stopni (współrzędne punktu zachodu).
Współrzędne horyzontalne Słońca w momencie wschodu w dniu 21 marca wynoszą: h = 0 stopni, A = 270 stopni (współrzędne punktu wschodu).
Współrzędne horyzontalne ciała niebieskiego znajdującego się w punkcie zenitu wynoszą h = 90 stopni, natomiast azymut jest nieokreślony.

Układ współrzędnych równikowych – to układ współrzędnych astronomicznych, którego płaszczyzną podstawową jest płaszczyzna równika niebieskiego. W zależności od tego, jaki punkt jest punktem początkowym układu, wyróżniamy:

Układ współrzędnych równikowych godzinnych
Układ współrzędnych równikowych równonocnych

Układ współrzędnych godzinnych – układ współrzędnych astronomicznych, którego kołem podstawowym jest równik niebieski, a punktem początkowym – przecięcie lokalnego południka z równikiem niebieskim. Biegunami tego układu są północny i południowy biegun niebieski. Koła wielkie przechodzące przez bieguny nazywa się kołami godzinnymi.

Położenie obiektu określa się podając kąt godzinny i deklinację, zdefiniowane w następujący sposób:

Kąt godzinny, t – kąt zawarty pomiędzy płaszczyzną lokalnego południka i płaszczyzną koła godzinnego danego obiektu. Kąt godzinny odmierza się w kierunku zgodnym z dziennym ruchem sfery niebieskiej, a przyjmuje on wartości od 0h do 24h lub od 0° do 360°.

Deklinacja, δ – kąt zawarty między równikiem niebieskim a kierunkiem na dany obiekt. Deklinacja zmienia się w zakresie od 90° (biegun północny) przez 0° (równik niebieski) do -90° (biegun południowy).

Układ współrzędnych równonocnych – układ współrzędnych astronomicznych, którego kołem podstawowym jest równik niebieski (będący rzutem równika ziemskiego na sferę niebieską), a punktem początkowym punkt Barana oznaczany symbolem ɤ (odpowiednikiem punktu Barana w systemie ziemskich współrzędnych geograficznych jest południk Greenwich). Biegunami układu są północny i południowy biegun niebieski.

Położenie obiektu określa się podając deklinację i rektascencję:

Rektascencja, α – jest kątem zawartym pomiędzy punktem Barana a płaszczyzną koła godzinnego danego ciała niebieskiego.

tl_files/materialy/sfera_niebieska/fig3.png

Wielkość gwiazdowa, magnitudo

Widoczne na niebie gwiazdy i planety świecą bardzo różnie. Dla określenia widomych jasności gwiazd wprowadzone zostało pojęcie wielkości gwiazdowej (nie chodzi jednak o rozmiary gwiazd tylko o ich jasności). Pojęcie wielkości gwiazdowych zdefiniowano już w starożytności. Nie było wówczas teleskopów, brano więc pod uwagę tylko gwiazdy widoczne gołym okiem. W zależności od ich widomych jasności przypisywano im wielkości gwiazdowe od 1 do 6, przy czym najjaśniejsze to gwiazdy 1 wielkości a najsłabsze to gwiazdy 6 wielkości. Tak określony system jest stosowany również obecnie, został jednak rozszerzony zarówno na gwiazdy słabsze jak i jaśniejsze. Ponadto, różnice między jasnościami podaje się teraz bardziej dokładnie. W 1856 roku Norman Pogson zauważył, że tradycyjny system można uściślić, przyjmując że ilość światła dochodząca od gwiazd różniących się o 5 wielkości gwiazdowych różni się o czynnik 100. To znaczy, że od gwiazdy pierwszej wielkości otrzymujemy 100 razy więcej światła niż od gwiazdy szóstej wielkości. Dla gwiazd różniących się o jedną wielkość gwiazdową czynnik ten równa się pierwiastkowi piątego stopnia ze 100. Liczba ta, zwana czynnikiem Pogsona, jest równa w przybliżeniu 2,5. Jasności dwu gwiazd różnią się o jedną wielkość gwiazdową, jeżeli pierwsza świeci około dwa i pół raza jaśniej niż druga. Im słabiej świeci gwiazda, tym większa jest jej wielkość gwiazdowa i na odwrót: im jaśniejszy obiekt tym mniejsza jego wielkość gwiazdowa.

Jednostka wielkości gwiazdowej: magnitudo

Zapis: 1 mag, 1^m

Przykłady:

Słońce: jasność -26.74 mag
Wega: jasność +0.1 mag
Syriusz: jasność -1.6 mag
Jasność planety Wenus może dochodzić do -4.3 mag
Jasność Księżyca: -12.6 mag