FAQ

Dlaczego asteroidy zbaczają z orbit?

Nierównomierne nagrzewanie się ciał kosmicznych sprawia, że planetoidy zbaczają z orbit i mogą uderzyć w Ziemię. Tzw. wieczorna strona ciała kosmicznego, nagrzana przez Słońce, emituje dużo więcej ciepła, niż strona poranna, znajdująca się w cieniu. Ma to wpływ przede wszystkim na ruch planetoid wielkości od kilkudziesięciu metrów do kilkunastu kilometrów. Różnica w emisji ciepła może działać jak siła odrzutowa - w zależności od kierunku rotacji albo hamująca, albo przyspieszająca ruch planetoidy. Dowody na to zjawisko znaleziono, obserwując grupy planetoid krążących między Marsem a Jowiszem.

Dlaczego gwiazdy mrugają?

Mruganie gwiazd spowodowane jest oddziaływaniem na nie atmosfery ziemskiej. Nie ma nic wspólnego z rzeczywistymi zmianami ich jasności. Zjawisko to zazwyczaj można obserwować gdy gwiazdy znajdują się dość nisko nad horyzontem. Ich światło pokonuje dłuższą drogę przez atmosferę niż gwiazdy świecące wysoko. Gęstość powietrza, przez które przechodzi promień świetlny, szybko się zmienia; w wyniku tego zjawiska zmienia się kierunek promienia, który załamuje się w powietrzu. Szybkie zmiany tego kierunku wywołują poruszenie się obrazu.

Skąd się biorą plamy na Słońcu?

Od prawie 400 lat ciemne plamy na Słońcu fascynują astronomów. Odkrył je już Galileusz, a w czasach nowożytnych w 1611 roku ich obecność potwierdził Johannes Fabricius. Plamy słoneczne to obserwowane w fotosferze słonecznej ciemne obszary o rozmiarach od kilkuset do 100 tys. km. Wiadomo, że plamy to miejsca, które są o około 2 tys. stopni Celsjusza chłodniejsze od otoczenia. Ich geneza jest jednak jak dotąd tajemnicą. Plamy występują zwykle parami, w trakcie obrotu Słońca ze wschodu na zachód. Typowa duża plama słoneczna ma w centrum tzw. cień, otoczony przez jaśniejszy obszar zwany półcieniem. Palmy istnieją nie dłużej niż, przez kilka miesięcy a wiele z nich zaledwie kilka dni.

Jak obliczyć odległość Ziemi od Słońca?

Radaru nie używa się do obliczania odległości Słońca od Ziemi, nie jest ono bowiem ciałem stałym. Astronomowie wykorzystują w swoich obliczeniach prawo ruchu planet, w tym przypadku trzecie prawo J.Keplera (1571-1630). Głosi ono, że drugie potęgi okresów obiegu planet dookoła Słońca są proporcjonalne do trzecich potęg średnich odległości planet od Słońca.
Dzisiaj wiadomo, że średnia odległość Słońca od Ziemi wynosi 149 597 870 km i jest definiowana jako jednostka astronomiczna (AU). Astronomowie wykorzystują ja do obliczania odległości dzielącą Wenus od Ziemi; gdy planety te znajdują się najbardziej siebie, wynosi ona 42 mln km. Astronomowie wiedza również, że jedno okrążenie Wenus wokół Słońca trwa 224,7 dnia (lub 0,615 roku). Zgodnie z prawem Keplera, odległość między Wenus i Słońcem wynosi zatem 0,72 AU.

Jak wyznaczyć odległość pomiędzy Ziemią i planetami Układu Słonecznego?

Do wyznaczania odległości pomiędzy Ziemią i planetami Układu Słonecznego astronomowie wykorzystują radar. Wcześniej wykorzystywano prędkość światła i metodę paralaksy. Obecnie w kierunku planet wysyła się fale radiowe, które po odbiciu od ich powierzchni powracają w postaci słabego echa. Fale radiowe rozchodzą się z prędkością światła, technika obliczania odległości jest zatem taka sama, jak w przypadku Księżyca.

Ile lat ma Ziemia?

Jak głosił arcybiskup James Ussher, stworzenie świata nastąpiło 22 października 4004r. p.n.e., o godzinie 8 wieczorem. Ten irlandzki duchowny przeprowadził swe obliczenia w połowie XVII stulecia, biorąc pod uwagę wiek patriarchów ze Starego Testamentu, historie dawnych rodów inne biblijne szczegóły. Tą teorie podważył w 1785 roku szkocki przyrodnik James Hutton, który stwierdził, że formowanie się pasm górskich i erozja dolin rzecznych musiały trwać miliony, a nie tysiące lat. Jednak dopiero odkrycie zjawiska radioaktywności, dokonane w 1896 roku przez francuskiego fizyka Antoine'a Henriego Becquerela, pozwoliło uczonym na dokładne ustalenie wieku Ziemi. Obecnie naukowcy są zgodni, że skorupa ziemska uformowała się ok. 4,7 mld lat temu. Obliczenie jej wieku było możliwe dzięki zbadaniu stopnia rozpadu różnych radioaktywnych minerałów. Do badania próbek skał można wykorzystać kilka różnych systemów ich datowania. Metoda dość popularną jest mierzenie stopnia rozpadu radioaktywnego potasu - 40, którego okres połowicznego rozpadu wynosi 11,9 mld lat. Często jako wskaźnika używa się uranu, który zamienia się w ołów w połowicznym czasie 4,5 mld lat. W wypadku Ziemi ok. połowa jej początkowej zawartości uranu zamieniała się już w ołów. Tak więc wiek Ziemi jest w przybliżeniu równy okresowi połowicznego rozpadu uranu.

Co widzimy na tarczy Księżyca?

Już za pomocą lornetki można dostrzec wiele szczegółów powierzchni księżyca, a dzięki teleskopowi - niemal spacerować po księżycowym gruncie. Powierzchnia Księżyca jest bardzo urozmaicona. Znajdują się na niej obszerne, szare równiny znane jako morza, co jest nazwą niewłaściwą, gdyż wody tam nigdy nie było. Jednym z największych i najbardziej interesujących mórz księżycowych jest Mare Imbrium o średnicy 960 km. Są tam tez góry, rozpadliny (znane jako rowy), grzbiety, wzniesienia (znane jako kopuły) i głębokie doliny. Na całej powierzchni przeważają okrągłe kratery. Średnice kraterów i otoczonych wałem górskim równin zawierają się w granicach od ponad 200 km do małych dołków na samej granicy widzialności. Niektóre są idealnie kołowe, inne - poprzerywane lub zniekształcone. Interesującym elementem księżyca są rozchodzące się promieniście jasne smugi i bruzdy. Charakterystyczne są zwłaszcza smugi kraterów Tycho, Kopernik i Kepler. Najwyższe ziemskie szczyty nie są zbyt okazałe wobec księżycowych gigantów, które wznoszą się jak np. Góra Leibnitza na wysokość ponad 10 km.

Jak astronomowie liczą gwiazdy?

Patrząc w pogodny wieczór w niebo wydaje się, że widać miliony gwiazd. W rzeczywistości gołym okiem można ich dostrzec nie więcej niż ok. 6 tys. Robiąc zdjęcia za pomocą olbrzymich teleskopów, można dziś liczyć gwiazdy na miliony. Jeszcze przed wynalezieniem teleskopu, ok. 1600r., astronomowie oznaczyli pozycję wszystkich gwiazd widoczne gołym okiem. Posługiwali się prostymi celownikami, podobnymi do tych, jakie dziś montowane są przy broni. W drugiej połowie XIX w. pruski astronom F.Argelander oznaczył pozycję wszystkich gwiazd widocznych z Bonn, posługując się teleskopem z soczewkami o średnicy 75mm. W jego katalogu znalazło się ostatecznie ok. 458tys. gwiazd. Największe teleskopy na świecie pozwalają dziś dostrzec gwiazdy świecące tysiąckroć słabej niż znajdujące się w tym katalogu. Zamiast liczyć je patrząc przez teleskop, astronomowie wykonują przez teleskop długo naświetlane zdjęcia i na kliszy fotograficznej mierzą pozycje gwiazd. Na tego rodzaju pojedynczej fotografii stłoczonych jest ponad milion obiektów. Ustalenie pozycji wszystkich gwiazd widocznych na jednej fotografii trwa kilka miesięcy. Obecnie proces ten znacznie przyspieszają lasery i komputery. Angielski astronom E. Kibblewith skonstruował aparaturę pomiarową, która wykonuje pomiar fotografii w ciągu godziny. Kiedy aparatura przeanalizuje zdjęcia całego nieba, zostaną zgromadzone informacje dotyczące ponad miliarda gwiazd.

Jak zmierzyć Wszechświat?

Wiele astronomów sądzi, że Wszechświat nie ma końca, a zatem nie można go zmierzyć. Możliwe jest jednak obliczenie odległości pomiędzy najdalszymi znanymi obiektami zdążającymi we wszystkich kierunkach, innymi słowy zmierzenie średnicy obserwowanego Wszechświata. Światło z najbardziej oddalonych galaktyk dociera do Ziemi po upływie 15-20 mld lat. Średnica Wszechświata, na tyle daleko, jak sięgamy wzrokiem, może zatem wynosić 40 mld lat świetlnych.

Czym objawiają się podstawowe wady (aberracje) układów optycznych?

Aberracje układów optycznych powodują zniekształcenia lub nieostrość obrazów uzyskiwanych przy ich pomocy. Wyróżniamy aberracje chromatyczne oraz aberracje geometryczne zależne od kształtu, materiału oraz sposobu jego oświetlenia (aberracja sferyczna, koma). Sposobem na zmniejszenie skutków chromatyzmu jest stosowanie układów soczewkowych wykonanych ze specjalnych gatunków szkła: kronu i flintu. Powstałe w ten sposób obiektywy zwane są achromatami. Aberracji chromatycznej pozbawione są układy optyczne oparte na zwierciadłach. W przypadku zwierciadeł z aberracją sferyczną ratunkiem jest parabolizacja powierzchni lustra, czyli wypłaszczanie brzegowych partii zwierciadła, tak aby całość przyjęła kształt paraboloidy obrotowej. Jednak i tu może wystąpić inna aberracja, zwana komą. Sprawia ona, że wiązka światła, która nie pada na zwierciadło równolegle do jego osi, nie daje w ognisku obrazu idealnie punktowego, lecz obraz kształtem przypominający przecinek (coma).

Refraktor czy reflektor? Jaki teleskop wybrać? Oto jest pytanie...

Są dwa główne typy teleskopów: pierwszy to refraktor, który zbiera światło soczewką (układem soczewek) zwaną obiektywem, drugi - to reflektor.
Zarówno amator jak i zawodowiec w dziedzinie astronomii nieuchronnie zmierza ku specjalizacji, a to wpływa na wybór teleskopu. Obserwator Słońca oczywiście będzie wolał refraktor, podczas gdy entuzjasta planet będzie chciał mieć największe powiększenia. Z drugiej strony, bardzo owocną, choć pracochłonną dziedziną badań jest polowanie na nowe komety. Do tego celu używa się stosunkowo niedużego powiększenia, za to szerokiego pola widzenia, a niektórzy specjaliści korzystają nawet z solidnych lornetek zamiast teleskopów.
Nierozsądnie jest wydawać pieniądze na refraktor o średnicy mniejszej od 7,5 cm lub na reflektor z głównym lustrem poniżej 15 cm. Bardzo mały teleskop, który może być rzeczywiście dość tani, ma małe pole widzenia, jest nieporęczny i daje małe powiększenie. Lepiej już zainwestować w dobra lornetkę, np. 7x50. Za jej pomocą nie będzie można co prawda zobaczyć np. pierścieni Saturna, lecz z pewnością będzie bardzo przydatna.

Większość amatorów wybiera reflektor, znowu więc pojawia się problem z wydaniem pieniędzy na bardzo mały teleskop, czyli o średnicy mniejszej niż 15 cm. Wielu amatorów z powodzeniem prowadzi obserwacje za pomocą 15 cm reflektora, zwłaszcza jeśli teleskop ma montaż równikowy i napęd zegarowy. Np. widać już wtedy szczegóły na tarczy Jowisza. Wrażenie robią pierścienie Saturna, a kiedy są one silniej nachylone, wspaniale widać ich układ. Gorzej jest z Marsem, ponieważ aby dostrzec jego szczegóły, potrzebne jest stosunkowo duże powiększenie - 250 lub 300 razy dla teleskopu 15 cm. Należy pamiętać, że im bardziej obraz jest powiększony, tym jest ciemniejszy i mniej ostry.
Dużymi teleskopami amatorskimi najczęściej są reflektory. 30 cm reflektor umożliwia dojrzenie gwiazd do 14 mag, w jego zasięgu znajdują się więc setki gwiazd zmiennych. Zobaczyć można księżycowe kratery o średnicy poniżej 2 km, wyraźnie widać pasy na tarczy Jowisza oraz wiele satelitów Saturna i jego pierścienie.
Refraktory są poręczniejsze niż reflektory i mniej podatne na uszkodzenia, lecz są droższe i mają tendencję do dawania lekko kolorowych obwódek wokół jasnych obiektów takich jak gwiazdy. Ostatecznie jednak wybór należy do Ciebie...