Treść książki
Przejdź do opcji czytnikaPrzejdź do nawigacjiPrzejdź do informacjiPrzejdź do stopki
40
2.Astronomiasferyczna
znaszejperspektywy.Gwiazdozbiorydługoozda-
bianorysunkamifigurmitologicznych(fot.2.4a).
WydanyprzezArgelanderaw1843r.atlasUrano-
metriaNovaprezentujeetapprzejściowykunowo-
czesnymmapom-figurysąledwonaszkicowane.
NatomiastkreślącmapydoBonnerDurchmuste-
rung,Argelanderjużcałkowiciejepominął.Nie
matamnicopróczgwiazdisiatkiwspółrzędnych
(fot.2.4b).
Większośćmapopierasięnakatalogach.Foto-
grafiaumożliwiłatworzeniemapbezkatalogowa-
nia.Najważniejszymreprezentantemtejfilozofii
jestatlas,któregopełnanazwabrzmi:TheNational
GeographicSociety–PalomarObservatorySky
Atlas.Wykonanogowlatach50.XXw.przyużyciu
1,2-metrowejkamerySchmidtawobserwatorium
naMountPalomar.Składasięz935parzdjęć:każde
polesfotografowanowświetleniebieskimiczerwo-
nym.Zdjęciawykonanowformacie35cm×35cm,
akażdeznichpokrywapole6,60×6,60.Odbitki
sąnegatywowe(czarnegwiazdynajasnymtle),
ponieważwtensposóblepiejwidaćsłabeobiekty
(fot.2.4c).Jasnośćgranicznawynosi19mwdziedzi-
nieniebieskieji20mwczerwonej.
AtlasPalomarskipokrywanieboodbieguna
północnegododeklinacji-300.Zadaniesfotogra-
fowaniaresztyniebapodjęłypóźniejdwaobserwa-
torianapółkulipołudniowej:SidingSpringwAu-
straliiiEuropejskieObserwatoriumPołudniowe
(EuropeanSouthernObservatory,ESO)wChile.
Użyteinstrumentyiskalazdjęćjestpodobnado
fotografiipalomarskich,aletenatlasjestrozpo-
wszechnianywpostaciklisz,aniepapierowych
odbitek.
Istniejewieleamatorskichatlasówniebarozma-
itegorodzaju.Niektóreznichwspomnianowbi-
bliografii.Wielekatalogówjestdostępnychwsieci.
Każdy,ktopotrafiprogramować,możewięcryso-
waćwłasnemapy,wedługswoichpotrzeb.
2.13.Czassłonecznyigwiazdowy
RachubęczasumożnaoprzećnarotacjiZiemi,jej
obieguwokółSłońcalubzegarachatomowych.To
ostatnieprzedyskutujemywnastępnympodroz-
dziale.Terazzajmiemysięzwiązkiemczasusło-
necznegoigwiazdowegozobrotemZiemi.
Zdefiniowaliśmyczasgwiazdowyjakokątgo-
dzinnypunktuBarana.Wygodnąjednostkąpod-
stawowąjestdobagwiazdowa,czylisyderyczna
(czasemmówimyndzieńgwiazdowy”),którajest
odstępemczasupomiędzydwomakolejnymigóro-
waniamipunktuBarana.Poupływiedobygwiaz-
dowejsferaniebieskapowracadopierwotnegopo-
łożeniawzględemobserwatora.Biegczasugwiaz-
dowegojestnatylejednostajny,nailejednostajna
jestrotacjaZiemi.Tapowolizwalnia,więcdzień
gwiazdowysięwydłuża.Natengładkitrendna-
kładająsięjeszczenieregularnezmianynapozio-
miemilisekund.
Czasgwiazdowywystępujewdwóchod-
mianach:prawdziwejiśredniej.Prawdziwyczas
gwiazdowyjestokreślonyprzezpołożenierzeczy-
wistegopunktuBarana,awięcwyznaczasięgo
bezpośredniozobserwacji.
Precesjazwiększadługośćekliptycznąpunktu
równonocyook.50″rocznie.Jesttoruchrówno-
mierny.Nutacjapowodujebardziejzawiłekołysa-
nie.Średnipunktrównonocywiosennejtomiejsce,
gdzieznajdowałbysiępunktBarana,gdybynie
byłonutacji.Średniczasgwiazdowytokątgodzin-
nyśredniegopunktuBarana.
Różnicępomiędzyprawdziwymczasemgwiaz-
dowymΘ
aaśrednimΘ
Mnazywamyrównaniem
równonocy:
(2.42)
gdzieεjestnachyleniemekliptykiwdanymmo-
mencie,aΔψnutacjąwdługościekliptycznej.
Wielkośćtajeststablicowananakażdydzieńroku,
np.wnTheAstronomicalAlmanac”lubnRoczniku
AstronomicznymIGiK”.Możnająrównieżwyli-
czyćzewzorówpodanychwramce2.1.Wynosico
najwyżejok.1s,więcuwzględniasięjątylkowte-
dy,gdywymaganajestwielkadokładność.
Narysunku2.27Ziemiawchwilirównonocy
wiosennejznajdujesięwpunkcieA.Słońcegóruje
Rys.2.27.Dobagwiazdowatoczaspomiędzydwoma
kolejnymigórowaniamipunktuBarana.Wtymczasie
ZiemiaprzesuwasięzpunktuAdoB.KątΔwrzeczywi-
stościniejesttakwielkijaknarysunku;jestnieco
mniejszyod10
