|
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.
|