|
Gwiazdozbiory
Spoglądając na
wieczorne niebo, można dostrzec na nim gołym okiem około 6 tysięcy
migoczących gwiazd. Jedne świecą silniejszym światłem, inne słabszym,
ale wszystkie jednakowo fascynują człowieka. Astronomowie Egiptu,
Mezopotamii, Chin, Indii i Mezoameryki doszukiwali się w gwiazdach
boskiego pierwiastka i zapewne dlatego tworzyli całe systemy
kosmologiczne, które miały wyjaśnić tajemnicę tych odległych ciał
niebieskich. W epoce antycznej Grecy i Rzymianie podjęli próby
uporządkowania gwiezdnego nieba. Największe sukcesy w tej dziedzinie
odnieśli uczeni z Aleksandrii, którzy podzielili całą dostępną dla ich
obserwacji północną półkulę nieba na gwiazdozbiory.
U podstaw rozważań starożytnych astronomów leżał dawny pogląd
Arystotelesa, że gwiazdy znajdują się na trwałej, nieruchomej sferze
niebieskiej, zwanej sferą gwiazd stałych. Pozostają zatem w jednakowej
odległości od Ziemi, a więc również dystans, jaki dzieli je od siebie,
nie może być zbyt wielki i z powodzeniem da się mierzyć metodami
trygonometrycznymi. Od samego początku uczeni greccy zwracali uwagę na
fakt, że gwiazdy tworzą pewne niezmienne układy, które można opisać za
pomocą przypominających je figur czy kształtów. Tak narodził się
pomysł usystematyzowania całej dostępnej ówczesnym badaczom wiedzy o
gwiazdach. Wyodrębnienie konstelacji miało również przynieść korzyści
praktyczne w postaci lepszej orientacji nocą w kierunkach świata. Było
też potrzebne astrologom do opracowywania lepszych horoskopów.
Początkowo obserwacje ograniczały się do sfery niebieskiej znajdującej
się bezpośrednio nad basenem Morza Śródziemnego, Bliskim Wschodem i
północną Afryką. Dlatego dostrzegane przez astronomów gwiazdozbiory
odpowiadały mniej więcej średnim szerokościom geograficznym na
północnej hemisferze nieba. Ponieważ wiedzieli, że Ziemia ma kształt
kulisty (choć w późniejszych wiekach o tym zapomniano), rozumieli, że
taki sam kształt posiada nieboskłon. Nie widząc drugiej półkuli
niebieskiej, a chcąc także ją uporządkować, rozciągnęli nazwy znanych
sobie gwiazdozbiorów na niewidoczną część nieba. Ten sprytny zabieg
pozwolił więc stworzyć pierwszą kompletną klasyfikację gwiazdozbiorów
na całej sferze niebieskiej. Dokonania starożytnych Greków przetrwały
aż po czasy nowożytne, przynajmniej w łacińskiej wersji nazewnictwa
konstelacji. Rzymskie i średniowieczne podróże poniżej równika, a
przede wszystkim wielkie odkrycia geograficzne odsłoniły przed
badaczami południową półkulę nieba. Konieczne okazało się więc
uzupełnienie antycznej klasyfikacji gwiazdozbiorów. Problem jednak
polegał na tym, że do XVII wieku nie istniały żadne przyrządy optyczne
umożliwiające dokładniejsze obserwacje. Wszystkie pomiary ograniczały
się zatem do gwiazd bardzo jasnych, które były wyraźnie widoczne gołym
okiem. W 1603 roku niemiecki astronom Johann Bayer po raz pierwszy w
swoim atlasie nieba nadał wszystkim sklasyfikowanym w konstelacjach
gwiazdom nazwy, wykorzystując małe litery greckie. Gdy alfabet grecki
okazywał się niewystarczający, Bayer wprowadzał do nazewnictwa gwiazd
również minuskułę łacińską. Choć w klasyfikacji gwiazd starał się
uwzględniać różnice w ich jasności i oznaczać je kolejno od
najjaśniejszej do świecącej najsłabiej, brak teleskopu sprawiał, że
ocena ta była wielce nieprecyzyjna. W drugiej połowie XVII wieku
sytuację próbował ratować gdański astronom Jan Heweliusz. Dysponując
prostym teleskopem, na nowo dokonał oceny jasności gwiazd i wyodrębnił
z gwiazd o słabej jasności zupełnie nowe gwiazdozbiory na północnej
półkuli nieba. Tak pojawiły się: Sekstans, Lis, Gołąb, Ryś,
Jaszczurka, Żyrafa i Tarcza Sobieskiego, której w czasach zaborów
niemieccy uczeni odebrali drugi człon nazwy i została po prostu
Tarczą.
Innym problemem, z jakim borykali się astronomowie od początku prac
nad systematyką gwiazdozbiorów, był brak ściśle wyodrębnionych
pomiędzy nimi granic. W znacznej mierze wynikało to z braku silnych
teleskopów, zdarzały się jednak lokalne, narodowe interpretacje
układów gwiezdnych. W 1922 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna
zadecydowała o podzieleniu całej sfery niebieskiej na 88
gwiazdozbiorów, jednocześnie precyzyjnie określając ich granice
względem równoleżników niebieskich i łuków kół godzinnych. Te ostatnie
linie można traktować jako południki, z definicji bowiem są to wielkie
koła na sferze niebieskiej przechodzące przez niebieskie bieguny. W
tym samym roku przyjęto także zasady oznaczania gwiazd w
poszczególnych gwiazdozbiorach na podstawie kryterium ich jasności.
Tak więc zachowana została reguła, że otrzymują one jako swe miano,
poczynając od najjaśniejszej, a na najsłabszej kończąc, kolejne litery
alfabetu greckiego bądź liczby. Również w sytuacji, gdy alfabet grecki
nie wystarcza, przypisuje im się litery łacińskie. Ponieważ wyniki
oceny jasności gwiazdy początkowo różniły się u różnych badaczy,
zdarza się, że najjaśniejsza w danym gwiazdozbiorze gwiazda nie
otrzymała należnej sobie litery alfa, a nazwano ją beta. Tak jest z
gwiazdozbiorem Bliźniąt, w którym najjaśniejsza gwiazda Polluks
została oznaczona dopiero drugą literą alfabetu greckiego. Być może
powodem pewnego zamieszania w nazewnictwie gwiazd jest tradycja, która
zachowała wiele gwiezdnych imion w postaci słownych określeń, m.in.
bohaterów mitycznych. Wspomniany gwiazdozbiór Bliźniąt to przecież
nieodłączni bracia Kastor i Polluks.
Dopóki układ konstelacji na nieboskłonie wydawał się prosty, położenie
poszczególnych gwiazd w gwiazdozbiorze określano za pomocą
współrzędnych ekliptycznych, czyli odnoszących się do płaszczyzny
ekliptyki. Długość ekliptyczną, oznaczaną jako lambda wyrażał kąt
dwuścienny, zawarty pomiędzy dwiema płaszczyznami prostopadłymi do
płaszczyzny ekliptyki. Pierwsza z nich przechodziła przez punkt Barana
(punkt przecięcia się dwóch kół wielkich: ekliptyki i równika
niebieskiego, w którym Słonce osiąga punkt równonocy wiosennej), druga
- przez obserwowaną gwiazdę. Szerokość ekliptyczna (β)
natomiast to odległość kątowa pomiędzy płaszczyzną ekliptyki a ową
gwiazdą. W miarę odkrywania coraz większej liczby gwiazd słabych
współrzędne ekliptyczne okazały się niewystarczające. Już od czasów
Heweliusza stopniowo zaczęto z nich rezygnować i stosować układ dwóch
współrzędnych równikowych: rektascensji (α) i
deklinacji (δ). Pierwsza z nich to kąt
dwuścienny pomiędzy płaszczyzną przechodzącą przez punkt Barana i
bieguny niebieskie a płaszczyzną przechodzącą przez obserwowaną
gwiazdę i wspomniane bieguny. Druga jest wyrażona kątem pomiędzy
płaszczyzną równika niebieskiego a danym ciałem niebieskim. Przyjmuje
się, że deklinacja dla obiektów na północnej hemisferze jest dodatnia,
a na południowej ujemna. Współrzędne równikowe okazały się
wygodniejsze od ekliptycznych z racji tego, że teleskopy mają tak
zwany montaż paralaktyczny, czyli są ustawione w taki sposób, aby
łatwo było je obracać wokół dwóch osi: równoległej do osi obrotu Ziemi
(zwanej godzinną lub biegunową) i prostopadłej do niej osi
deklinacyjnej. Pozwala to śledzić zmianę położenia na niebie dowolnego
obiektu w wyniku przemieszczania się obserwatora. Ważnym elementem
jest też epoka, czyli czas, dla jakiego podaje się współrzędne. Wiąże
się to z precesją osi ziemskiej, to znaczy nadaniem jej przez Słońce,
Księżyc i inne planety ruchu sprawiającego, że zakreśla ona na sferze
niebieskiej powierzchnię stożkową, ustawioną prostopadle do
płaszczyzny ekliptyki. Powoduje to przemieszczanie się bieguna świata
po niewielkim okręgu wokół bieguna ekliptyki, a co za tym idzie -
zmianę zarówno współrzędnych równikowych, jak i długości ekliptycznej
gwiazd względem obserwatora na Ziemi. Dopiero znając wszystkie
powyższe elementy, można bezbłędnie zidentyfikować ciało niebieskie w
gwiazdozbiorze.
Poza jedyną gwiazdą - Słońcem, umiejscowionym w centrum naszego Układu
Słonecznego, mniej więcej 150 milionów kilometrów od Ziemi,
gwiazdozbiory znajdują się od nas w znacznej odległości. Najbliższy -
gwiazdozbiór Centaura, oddalony jest od Ziemi o przeszło 4 lata
świetlne, czyli prawie 40 bilionów kilometrów. Pozostałe konstelacje
leżą w odległości przeszło 5 lat świetlnych. Oczywiście, nie można
precyzyjnie określić dystansu, jaki dzieli kulę ziemską od
gwiazdozbioru. Można jedynie obliczyć jej odległość od poszczególnych
gwiazd. Sztuczny podział nieba na konstelacje sprawia bowiem, że w
jednym gwiazdozbiorze mogą się znajdować gwiazdy oddalone od siebie o
całe lata świetlne, a zatem równie niejednakowo oddalone od Ziemi.
Rozmiary gwiazdozbiorów bywają tak wielkie, że w ich obszarze mogą
znajdować się całe galaktyki. Przykładem tego jest gwiazdozbiór
Andromedy, zawierające galaktykę spiralną o średnicy 50 kiloparseków,
zwaną Wielką Mgławicą Andromedy. Pomimo znacznej odległości od Ziemi
widać ją z naszej planety gołym okiem.
Dzięki pracy astrologów już w starożytności wyróżniono wzdłuż
ekliptyki pas 12 gwiazdozbiorów zwany Zwierzyńcem Niebieskim.
Odpowiadają one znakom zodiaku, tyle że sprzed 2 tysięcy lat, gdyż na
skutek precesji ich położenie uległo zmianie i gwiazdozbiory przestały
dokładnie pokrywać się ze znakami. |