Maria Pańków

Aby wyjaśnić te różnice sprecyzujmy najpierw co oznacza pojęcie „wiosna astronomiczna”. W podręcznikach astronomii ogólnej czytamy, że wiosna astronomiczna rozpoczyna się w momencie przejścia Słońca przez punkt Barana, czyli punkt równonocy wiosennej. Inaczej mówiąc jest to moment, w którym deklinacja Słońca zmienia się z ujemnej na dodatnią, albo jeszcze inaczej, gdy Słońce w swym pozornym ruchu rocznym przekracza równik przechodząc z półkuli południowej na północną. Kolejne przejścia Słońca przez punkt Barana odbywają się regularnie, w rytmie rocznym, a ściślej po upływie kolejnego roku zwrotnikowego. W tym też rytmie przebiega kolejne następstwo pór roku. Rok zwrotnikowy nie wyraża się, niestety, całkowitą liczbą dni, ponieważ trwa 365,2422d, to jest 365d 5h 48m 46s. Skoro tak to jasne jest, że moment przejścia Słońca przez punkt Barana niemal nigdy nie zbiega się z początkiem doby. Przyzwyczailiśmy się już jednak do tego, że w naszej rachubie kalendarzowej wiosna umownie rozpoczyna się 21 marca. Warto podkreślić, że obecnie, a potrwa to aż do roku 2043, wiosna astronomiczna każdorazowo rozpoczyna się 20 marca. Sięgnijmy do kalendarza obejmującego bardzo długi interwał czasu, liczący kilka tysięcy lat. Dość pobieżna analiza prowadzi do wniosku, że po upływie czterech lat moment równonocy wiosennej następuje zawsze kilkadziesiąt minut wcześniej – bywa, że różnica ta wynosi ponad 40 minut. Podobne spostrzeżenia dotyczą też początków pozostałych pór roku. Interesujące nas informacje na ten temat odnajdujemy w pracy zatytułowanej „Astronomical Tables of the Sun, Moon, and Planets”, której autorem jest Jean Meeus. W tabeli 1 są zawarte niektóre informacje, zaczerpnięte z cytowanej książki.

Oznaczenia kolumn:
1 – w tej kolumnie podaje się czteroletni interwał czasu, wyrażony w latach od.... do...
kolumny od 2 do 5 - Każda kolejna kolumna, informuje (podaje liczbę minut) o ile wcześniej rozpoczyna się określona pora roku, po czterech latach, to jest w roku uwidocznionym w drugim wierszu pierwszej kolumny.
I tak na przykład w roku 745 lato rozpoczęło się o 48 minut wcześniej niż w roku 741. W roku 2930 natomiast astronomiczna jesień rozpocznie się o 40 minut wcześniej niż przed czterema laty, to jest w roku 2926.

Tabela 1

Sięgając do cytowanej książki, można odnaleźć szereg innych ciekawostek. Oto kilka przykładów. Po czterystu latach astronomiczny początek każdej pory roku, przypada zazwyczaj około 3 godzin wcześniej. Są jednak ciekawe wyjątki i tak na przykład w roku 2000 Słońce osiągnęło stanowisko letnie 8 godzin wcześniej niż w roku 1600; podczas gdy początek zimy astronomicznej 2000 „spóźnił się” o trzy godziny w stosunku do zimy 1600. Zdarzają się dość długie interwały czasu (na przykład od 1616 do 1701), podczas których początek wiosny astronomicznej „omija” datę 21 marca. W roku 1796 równonoc wiosenna nastąpiła już 19 marca, a powtórzy się to dopiero w roku 2044. Początek jesieni umownie przypada na datę 23 września. Bywa jednak i tak, że Słońce przechodzi przez punkt Wagi 22 września.

Zdarzyło się to w roku 1897, a powtórzyło w 1968. Równonoc jesienna w dniu 21 września nastąpi w 2092 roku, a będzie to po raz pierwszy od reformy kalendarza i wprowadzenia kalendarza gregoriańskiego. Powtórzy się to po czterech latach, a następnie ponownie w 2464 roku. Podobne igraszki z kalendarzem można przedłużać.

Z informacji zawartych w tabeli 1 można bardzo wyraźnie i słusznie wnioskować, że dokładne wyliczenie w którym momencie przypada astronomiczny początek danej pory roku jest skomplikowane. Aby zastosować w tym celu odpowiednie wzory, trzeba sięgnąć do podręcznika mechaniki nieba. Wszak wyznaczenie momentu początku którejkolwiek pory roku wymaga określenia położenia Ziemi na orbicie okołosłonecznej. Aby to zadanie rozwiązać trzeba znać elementy heliocentrycznej orbity Ziemi, a co więcej trzeba również uwzględnić fakt, że wskutek perturbacji elementy te nieustannie się zmieniają. Objaśnienie jak i dlaczego ulegają one zmianom wykracza poza ramy tego artykułu. Zagadnieniu temu poświęcimy inne rozważania. Obecnie poprzestańmy na stwierdzeniu, że długotrwałe zmiany elementów orbity ziemskiej powodują między innymi zmiany długości trwania pór roku. Jean Meeus w cytowanej uprzednio pracy, podaje informacje również na ten temat. Część z nich zawiera tabela 2.

Tabela 2

Objaśnieni kolumn:
1 = rok;
w kolumnach od 2 do 5 podano czas trwania poszczególnych pór roku, wyrażony w dobach.

Nawet pobieżna analiza tabeli 2 pozwala uchwycić pewne prawidłowości. I tak widzimy, że w rozważanym interwale czasowym, długość wiosny i zimy nieznacznie, ale systematycznie maleją; natomiast lato i jesień nieznacznie się wydłużają.

Na koniec warto dodać, że chociaż wszystkie elementy orbity ziemskiej podlegają zmianom spowodowanym perturbacjami, to za zmianę długości pór roku odpowiadają głównie dwa, a mianowicie mimośród orbity i długość perihelium.

Wenus wraz z Merkurym należą do planet wewnętrznych. Oznacza to, że okrążają Słońce w odległościach mniejszych niż Ziemia. Z tego powodu na naszym, ziemskim niebie pojawiają się zawsze w niewielkiej kątowej odległości od Słońca. Bywają więc widoczne albo wieczorem na zachodnim niebie, po zachodzie Słońca, albo nad ranem na wschodnim niebie, przed wschodem Słońca. Wenus może oddalać się od Słońca nawet o 45^o, może więc być widoczna dość długo po zachodzie Słońca. Merkury nawet w najkorzystniejszej konfiguracji ze Słońcem bywa widoczny krótko i jest zawsze w pobliżu horyzontu. Nic dziwnego, wszak może oddalać się od Słońca o niewiele ponad 20^o!

Mamy więc aż dwie planety, które bywają widoczne jako „gwiazdy” poranne lub wieczorne. Zdarza się jednak o dziwo!, że Wenus jest równocześnie i „gwiazdą” poranną i wieczorną! Dlaczego?

Odpowiedź na to pytanie znajdziemy w jakimkolwiek podręczniku astronomii sferycznej.
Sięgnijmy do wzoru:

cos t = - tg δ tg ϕ

w którym:
t = kąt godzinny wschodu lub zachodu gwiazdy
δ = deklinacja gwiazdy
ϕ = szerokość geograficzna miejsca obserwacji.

Rozwiązując to równanie trygonometryczne obliczamy długość łuku dziennego gwiazdy; a jeśli rozważamy Słońce – to otrzymujemy długość dnia. Jeśli ustalimy szerokość geograficzną, to znaczy wybierzemy jakieś dowolne, stałe miejsce obserwacji, to widzimy, że długość łuku dziennego zmienia się i rośnie w miarę wzrostu deklinacji. Odwołując się ponownie do Słońca, możemy powiedzieć, że w ustalonym miejscu na Ziemi, na przykład w Warszawie, dzień jest tym dłuższy im większa jest deklinacja Słońca. U nas w lecie dni są długie, właśnie dlatego że deklinacja Słońca jest wtedy duża – największa, gdy Słońce osiągnie stanowisko letnie, to znaczy około 22 czerwca.

Wenus, podobnie jak inne planety, na tle gwiazd znajduje się zawsze stosunkowo blisko ekliptyki, nieco na północ lub na południe od niej. Dzieje się tak dlatego, że płaszczyzny orbit planet są nachylone do płaszczyzny ekliptyki. W przypadku Merkurego nachylenie to wynosi 7^o, a dla Wenus zaledwie 3,5^o. Zdarza się, że planeta zawędruje powyżej ekliptyki, osiąga wówczas szerokość ekliptyczną dodatnią. Bywa i tak, że Wenus, znajdując się na tle gwiazd powyżej ekliptyki, jest jednocześnie w bliskim sąsiedztwie Słońca. Mając deklinację większą niż Słońce, ma - oczywiście – łuk dzienny dłuższy niż Słońce. Wschodzi więc nieco przed wschodem Słońca, a zachodzi później niż Słońce, pełniąc rolę „gwiazdy” porannej i wieczornej.

Systematyczne obserwacje Wenus prowadzą do wniosku, że jej ruchy na sferze niebieskiej są dość zawiłe. Krążąc po orbicie wewnętrznej Wenus (podobnie jak i Merkury) wchodzi niekiedy między Słońce a Ziemię, co umożliwia obserwowanie jak przesuwa się ona na tle tarczy Słońca.

Takie zjawisko, zwane przejściem Wenus przed tarczą Słońca to bardzo smakowity kąsek dla astronomów - zarówno zawodowców jak i amatorów. Zjawisko tym bardziej atrakcyjne, że zdarza się bardzo rzadko - zaledwie cztery razy w ciągu 243 lat, zawsze w czerwcu lub w grudniu. Na tle Słońca wędruje też niekiedy Merkury, który pojawia się tu w maju lub w listopadzie. Obserwacje tych zjawisk zapoczątkowano w pierwszej połowie XVII wieku. Przejście Markurego, zapowiedziane przez Keplera na dzień 7 listopada 1631 roku, obserwował Gassendi. Horrocs (1618 – 1641) wyznaczył jako pierwszy datę przejścia Wenus i obserwował je dnia 4 grudnia 1639 roku, a następnie - na podstawie tych obserwacji – określił, że paralaksa Słońca wynosi 14”. W kolejnych stuleciach przygotowywaniem efemeryd tych zjawisk, ich obserwacjami, a także wykorzystaniem wyników tych obserwacji zajmowali się liczni astronomowie, wśród nich między innymi Heweliusz, Halley i Leverrier.

W dwu kolejnych stuleciach z przejść Wenus przed tarczą Słońca otrzymano podane w tabeli wartości paralaksy Słońca.

Paralaksa Słońca z przejść Wenus

Opracowując obserwacje przejścia planety przed tarczą Słońca, można również wyznaczyć paralaksę planety, a więc jej odległość od obserwatora i inne dane dotyczące na przykład atmosfery planety. Łatwiej niż Merkurego można śledzić Wenus na tle tarczy Słońca. Niestety, zjawisko to (jak wyżej wspomniano) zdarza się znacznie rzadziej, a bywa i tak, że obserwacje utrudniają, albo i nawet uniemożliwiają kaprysy pogody.

Ostatnie przejście Wenus odbyło się 8 czerwca 2004 roku. Było ono obserwowane między innymi z obszaru Polski – na ogół przy dobrej pogodzie. Najbliższe przejście Wenus na tle tarczy Słońca będzie widoczne 6 czerwca 2012 r. Niestety, będziemy mogli obserwować tylko końcówkę zjawiska tuż po wschodzie Słońca (w Warszawie ok. 4:17 czasu letniego), aż do końca zjawiska przejścia Wenus przed tarczą Słońca, tj. do ok. 6:50.

Kolejne przejścia będą miały miejsce dopiero w następnym stuleciu, a konkretnie 11 grudnia 2117 roku i 8 grudnia 2125 roku. Nie będą one jednak widoczne z obszaru Polski.

Najbliższe przejście Merkurego przed tarczą Słońca nastąpi 9 maja 2016 roku.

Z mechaniki nieba wiadomo, że elementy orbity każdej planety nieustannie, choć bardzo wolno, zmieniają się na skutek perturbacji planetarnych. Z tego powodu wędrują też węzły ich orbit. Można obliczyć, że węzły orbit Merkurego i Wenus spotykają się co 11 tysięcy lat. Jean Meeus i Aldo Vitagliano obliczyli, że w bardzo odległej przyszłości, a konkretnie w roku 69 163, obie planety – i Merkury i Wenus – pojawią się na tle Słońca w dniu 26 lipca. Wcześniej, bo „zaledwie” w 15 232 roku, w dniu 5 kwietnia, nastąpi zaćmienie Słońca, któremu będzie towarzyszyło przejście Wenus przed tarczą Słońca.

Każdego dnia wyłania się ono u nas spod horyzontu i po zakreśleniu łuku – dłuższego latem, a krótszego zimą – znika pod horyzontem. Najwyższą pozycję każdego dnia osiąga ono w południe. Czy każdy zegarek w tym momencie wskazuje co dzień rzeczywiście godzinę 12.00? Łatwo przekonać się, że tak nie jest. Dlaczego? Aby odpowiedzieć na to pytanie trzeba sięgnąć do podręcznika astronomii. Z niego dowiemy się, że astronomowie odróżniają dwa pojęcia czasu słonecznego – prawdziwy i średni. Konieczność wprowadzenia tych pojęć narzuciło nam Słońce, które pozornie bardzo kapryśnie porusza się na tle gwiazd. Wydaje się nam, że w tym ruchu stale zmienia ono prędkość. W rzeczywistości to my poruszamy się okrążając Słońce wraz z Ziemią, która służy nam jako swoisty statek kosmiczny. Krąży on po heliocentrycznej orbicie, która jest elipsą, a wiemy, że zgodnie z II prawem Keplera (prawo pól) prędkość liniowa na elipsie stale się zmienia – od maksymalnej w peryhelium do minimalnej w aphelium. Z tego powodu wydaje się nam, że to Słońce nieco zmienia swą prędkość w ruchu na tle gwiazd. Nie trzeba więc tłumaczyć, że czas mierzony według tak niesfornego Słońca nie upływa idealnie jednostajnie. Ten czas, tak zwany prawdziwy słoneczny, wskazują poczciwe zegary słoneczne, które od zarania dziejów towarzyszą ludziom. Widziały one jak człowiek uczył się uprawiać ziemię, jak powoli i mozolnie zaczynał kojarzyć, że okresowe zmiany długości dnia są ściśle powiązane z przebiegiem pór roku i powtarzają się w rytmie rocznym . Wymyślne i coraz bardziej skomplikowane, powstawały te zegary w różnych punktach kuli ziemskiej, służąc jednakże tylko przy słonecznej pogodzie. Z tego powodu utraciły one rolę wiodących czasomierzy, ale do lamusa jednak nie trafiły. Obecnie służą one jako znakomite przyrządy dydaktyczne i jako elementy dekoracyjne. Widnieją na frontonach niektórych budowli, w parkach i na placach wielu miast świata. Niektóre z tych zegarów są skonstruowane tak dowcipnie i pomysłowo, że - aby odczytać ich wskazania - trzeba stanąć w wyznaczonym punkcie i, pełniąc rolę wskazówki, obserwować kierunek własnego cienia, który wskazuje na tarczy aktualny czas. Jest to, oczywiście, przednia zabawa, ale niemal tylko zabawa.

Do właściwej organizacji życia społecznego konieczny jest czas, który upływa jednostajnie, czas którego wartość możemy odczytać w każdej chwili, bez względu na kaprysy aury i porę doby. Takie warunki spełnia powszechnie używany czas średni słoneczny. Jest on mierzony kątem godzinnym słońca średniego i upływa na tyle jednostajnie, że można według niego regulować zegary mechaniczne różnych typów. Pozwala on wprowadzić czas urzędowy i leży u podstaw podziału kuli ziemskiej na strefy czasowe. W Polsce zimą obowiązuje czas środkowoeuropejski, którego definicja jest następująca. Jest to czas średni słoneczny miejscowy piętnastego południka długości geograficznej wschodniej. Przechodząc do czasu letniego powiększamy wskazania zegarów o jedną godzinę, czyli wprowadzamy czas sąsiedniej, wschodniej strefy czasowej. W tle tych rozważań przez cały czas jest Słońce, które powoli i majestatycznie wędruje po nieboskłonie. Obserwując je dokładnie, łatwo stwierdzimy, że istotnie jego wskazania są w pewnej kolizji z tym, co odczytujemy z zegarków uregulowanych wg czasu średniego. Różnica obu czasów – prawdziwego i średniego słonecznego nosi nazwę równania czasu. Wielkość ta w okresie rocznym zmienia się z dnia na dzień . Aktualną wartość równania czasu można odczytać w roczniku lub kalendarzu astronomicznym. Niejednostajność obserwowanego, pozornego ruchu Słońca można stwierdzić naocznie. Jest to zadanie dla zainteresowanych, zarazem bardzo cierpliwych miłośników astronomii. Wypada jednak dodać, że tylko nieliczni cechują się tak ogromną konsekwencją i wytrwałością, które umożliwiłyby wykonywanie odpowiednich obserwacji przez cały rok. Poszukiwany efekt jest do uchwycenia na właściwie wykonanych fotografiach Słońca.

Porządek czynności jest następujący:

• Wykonanie serii próbnych obserwacji fotograficznych w celu doboru czasu ekspozycji i ustalenia wszystkich warunków, które będą decydowały o jakości zdjęć Słońca. Trzeba pamiętać również o tym, że Słońce w różnych porach roku będzie w momencie obserwacji na coraz innej wysokości. Warto zadbać o to, by skierować aparat w okolicę, gdzie znajdują się jakieś ciekawsze fragmenty krajobrazu.
• Wybór i ustalenie miejsca obserwacji. Jest to czynność bardzo ważna, ponieważ obserwacje trzeba będzie wykonywać w różnych porach roku.
• Ustawienie w tym określonym miejscu aparatu fotograficznego, gdyż poszukiwany efekt najłatwiej uchwycić w wyniku obserwacji fotograficznych.
• Prowadzenie obserwacji. Wystarczy wykonywać je co kilka dni. Każdorazowo na tej samej kliszy utrwala się pozycję Słońca.
• Ustalenie momentu obserwacji. Pamiętajmy o tym, że wszystkie obserwacje muszą być przeprowadzane dokładnie o tej samej godzinie. Zazwyczaj wykonuje się je o godzinie 12:00 czasu średniego słonecznego. U nas zimą jest to godzina 12:00 czasu środkwoeuropejskiego, latem natomiast jest to godzina 13:00 czasu wschodnioeuropejskiego. Przy każdej obserwacji posługujmy się więc tym samym kontrolowanym zegarkiem.

W wyniku opisanej serii obserwacji otrzymamy analemmę, czyli coś na kształt zwichrowanej ósemki, wzdłuż której ułożą się kolejne obrazy Słońca. Kształt analemmy doskonale obrazuje roczny przebieg równania czasu.

Pełnej satysfakcji dostarczy nam porównanie "naszej" analemmy z innymi otrzymanymi przez wytrawnych znawców sztuki fotografowania nieba, którzy z ogromną pomysłowością wykonują takie obserwacje. Warto opisać chociaż jeden przykład. Tunc Tezel, znakomity i słynny autor fotografii astronomicznych, mieszka w miejscowości Bursa odległej o 500 km od miasta Antalya położonego w płd. zach. Turcji, gdzie 29 mara 2006 można było obserwować całkowite zaćmienie Słońca. Po obserwacji całkowitego zaćmienia Słońca w sierpniu 1999 roku, Tunc Tezel wpadł na oryginalny i nowatorski pomysł, aby analemmę złożoną ze zdjęć Słońca wykonywanych o tej godzinie (13.56 miejscowego czasu), o której przypadał moment maksymalnej fazy całkowitego zaćmienia. Aby osiągnąć zamierzony cel, rozpoczął serię obserwacji 17 lipca 2005 roku.

I jeszcze jeden przykład. Wśród wspaniałych zdjęć astronomicznych, wykonanych przez wybitnego znawcę przedmiotu Greka o nazwisku Anthony Ayiomamitis, na szczególną uwagę zasługują analemmy fotografowane na tle znakomicie zachowanych zabytków kultury antycznej.

W sieci, pod adresem "Astronomical Picture of the Day" można podziwiać analemmy pod datami: 23-12-2006; 17-06-2007; 02-10-2007; 04-12–2007; 21-12-2008; 20-12-2009.

Do ciekawych wniosków dochodzi się rozważając wygląd analemmy obserwowanej z powierzchni innych planet. Na Merkurym na przykład doba trwa aż dwa tamtejsze lata. Po wystarczająco długich obserwacjach można by otrzymać jako analemmę odcinek linii prostej zorientowanej w kierunku wschód – zachód. Wenusjański rok liczy zaledwie dwie tamtejsze doby. Na skompletowanie obserwacji tworzących analemmę trzeba by więc tu prowadzić obserwacje przez wiele lat. Analemmy dla Księżyca i Marsa są w cytowanym już informatorze "Astronomical Picture of the Day" pod datami 13 lipca 2005 i 13 grudnia 2006 roku.

Wytrwałym życzę udanych obserwacji i pełnej satysfakcji z nich
Maria Pańków

Zastanówmy się więc jak praktycznie można wyznaczyć położenie na sferze niebieskiej miejscowego południka astronomicznego, który bywa też nazywany południkiem miejsca obserwacji. Posłużą temu łatwe obserwacje, które można przeprowadzić w dzień (Słońce) lub nocą (gwiazdy). Obecnie skoncentrujemy uwagę na obserwacjach dziennej wędrówki Słońca nad horyzontem, a do pomiarów będzie potrzebny gnomon i prawidłowo wyregulowany zegarek.

Porządek czynności jest następujący:

• Przygotowanie gnomonu.

Jeśli chcemy wyznaczyć południk w terenie, na przykład na szkolnym boisku, w ogrodzie, czy też na podwórku - to będzie potrzebny duży gnomon. Może nim być pionowo ustawiony, dość wysoki, ostro zakończony słupek. Jeśli zamierzamy przeprowadzić obserwacje na balkonie, albo na parapecie okiennym zastosujemy mały gnomon w postaci, na przykład, doskonale zaostrzonego ołówka, gwoździa lub spiczastego kołka. Gnomon, ostro zakończony, musi być tak wysoki, że jego najdłuższy cień (tuż po wschodzie Słońca lub bezpośrednio przed jego zachodem) w całości mieści się na tarczy, nawet zimą, gdy Słońce świeci nisko, więc cienie są długie.

• Przygotowanie dokładnie spoziomowanej tarczy.

Może nią być na przykład kamienna tafla boiska, lub karton rozpięty na poziomej desce. Obieramy na tarczy punkt, który ma być podstawą gnomonu i wspólnym środkiem wielu okręgów. Następnie wykreślamy współśrodkowe okręgi - co najmniej kilka, lepiej kilkanaście. Kolejna czynność to przymocowanie pionowego gnomonu we wspólnym środku uprzednio narysowanych okręgów.

• Obserwacje.

Łuk, który zakreśla Słońce od momentu wschodu do górowania („przedpołudniowy”) można uważać za identyczny z „popołudniowym”¹. Dlatego też wydaje się, że jeśli przed południem zaznaczymy na dowolnym okręgu punkt, który wskaże koniec cienia gnomonu, a następnie – po górowaniu Słońca – zaznaczymy koniec cienia na tym samym okręgu to, połowiąc cięciwę łączącą te punkty, znajdziemy punkt na miejscowym południku. Byłaby to prawda, gdyby obserwacje były dokładne. Tak jednak nie jest z kilku powodów. Najważniejsze są dwa. Pierwszy z nich to zjawisko, któremu nadano nazwę „rozwiew cienia”. Polega ono na tym, że cień każdego przedmiotu, nawet o ostrych obrzeżach, jest przeważnie nieostry. Im niżej jest Słońce na niebie, tym bardziej cień jest rozmyty. Drugi powód wynika z własności atmosfery ziemskiej. Jej warstwy, nagrzane Słońcem powodują drganie końca cienia gnomonu, tym większe im silniejszy jest wiatr. Aby więc dokładnie wyznaczyć przebieg linii południkowej, trzeba wykonać serię pomiarów. Powinna się ona rozpocząć rano, jak najwcześniej, najlepiej tuż po wschodzie Słońca. Obserwacje polegają na zaznaczaniu na okręgach punktów, które kolejno wskazuje koniec cienia. Pomiary należy wykonywać najlepiej co kilkanaście minut i kontynuować je do późnego popołudnia.

• Opracowanie obserwacji.

W pierwszej kolejności wybieramy te okręgi, na których zaznaczono pozycję cienia dwukrotnie w ciągu dnia – przed i po górowaniu Słońca. Na każdym takim okręgu łączymy cięciwą punkty otrzymane w czasie kolejnych obserwacji. Następnie konstrukcyjnie połowimy każdą cięciwę. Środki tych cięciw powinny leżeć dokładnie na linii prostej, czyli na linii południkowej, w rzeczywistości jednak (błędy obserwacji!!) rozbiegają się one nieco. W dalszym ciągu wykreślamy więc linię południkową, to jest półprostą wychodzącą z podstawy gnomonu. Prowadzimy ją tak, by jak najlepiej „pasowała” do znalezionych środków cięciw. Tak otrzymaną linię południkową należy trwałe zaznaczyć. Obserwując Słońce w innym, dowolnym dniu roku, wyznaczamy moment prawdziwego południa słonecznego, który przypada w chwili, gdy cień gnomonu pada dokładnie wzdłuż wyznaczonej linii. Uważny obserwator rychło stwierdzi, że zegarek ustawiony według czasu urzędowego każdego dnia w momencie górowania Słońca wskazuje nieco inną godzinę. Ten fakt wyjaśnimy niebawem.

Na koniec dodajmy, że poczciwy gnomon ma swą długą i niesłychanie ważną historię. Starożytne obeliski egipskie, pełniące rolę zegarów – to właśnie gnomony. Niektóre z nich zawędrowały do Europy.

Podróżując po kuli ziemskiej napotykamy na różnych kontynentach, w różnych miejscach intrygujące budowle kamienne. Mają one kształty monumentalnych obelisków, szeregów kamieni lub kręgów kamiennych. Te relikty przeszłości dobitnie świadczą o tym, że ludzie od zarania dziejów spoglądali na Słońce widząc w nim między innymi niezawodny zegar.

Maria Pańków

¹ długość „przedpołudniowego” łuku Słońca może się minimalnie różnić od długości jego „popołudniowego” łuku w przypadku, gdy deklinacja Słońca zmienia się dość szybko. Jeśli ona maleje, to łuk zakreślony nad horyzontem przez Słońce przed południem jest, oczywiście, nieco dłuższy od tego, który zakreśla Słońce po południu. W okresie, gdy deklinacja Słońca dość szybko rośnie jest, naturalnie, odwrotnie.

Dziś postarajmy się odpowiedzieć na pytanie czy ma sens pojęcie „doba księżycowa” rozumiana jako odstęp czasu między kolejnymi górowaniami Księżyca. Czy „doby księżycowe” mają stałą długość, a jeżeli nie – to dlaczego? Postawiłam to pytanie dlatego, że Księżyc łatwo obserwować. Jest bardzo jasny, wydaje się duży i łatwo znaleźć go na niebie, choć jest bardzo niesforny, nieustannie zmienia kształt i pozycję na tle gwiazd. Osobom zainteresowanym tym niebieskim wagabundą proponuję więc samodzielne obserwacje, które pozwolą odpowiedzieć na pytanie o sens pojęcia „doby księżycowej”. Otóż, jeśli codziennie w godzinach wieczornych poświęcimy kilka minut na obserwacje, to po kilku dniach wysnujemy ciekawe wnioski. Jakie obserwacje należy wykonać? Każdorazowo trzeba dokładnie zanotować moment górowania Księżyca. Górowanie, czyli kulminacja górna, następuje, gdy ciało niebieskie (nas w tym wypadku interesuje Księżyc) przechodzi przez południk miejsca obserwacji. Słońce robi to codziennie w południe. Czytelnikom, którzy nie wiedzą, gdzie na niebie znaleźć ten ważny południk przyda się informacja, że niebawem napiszę o tym szczegółowo.

A więc wracamy do wyznaczonych przez nas obserwacyjnie momentów górowania Księżyca... Jeśli policzymy odstępy czasu pomiędzy kolejnymi górowaniami Srebrnego Globu – stwierdzimy, że z dnia na dzień różnią się one. To bynajmniej nie jest błąd! Tak jest w rzeczywistości. Dlaczego? To ważne pytanie będzie znakomitym tematem kolejnego felietonu.

Codzienne obserwacje może zakłócić kapryśna pogoda. Czy taka niekompletna seria obserwacji ma jakąś wartość? Oczywiście! Trzeba tylko pamiętać, że w przypadku, gdy dwie kolejne obserwacje wykonano w odstępie na przykład trzech dni, to dzielący je interwał czasu trzeba podzielić przez trzy. W tym wypadku wynik nie będzie zbyt dokładny – ale można tak zrobić.

Uzyskanie opisanej serii obserwacji wymaga odpowiedniego przygotowania. Księżyc przecież bywa widoczny w różnych porach doby – czasem nawet w ciągu dnia. Najwygodniej rozpocząć pracę, gdy Księżyc - tuż po nowiu – jest na niebie wieczornym. Daty nowiu podają zazwyczaj kalendarze, można też znaleźć je w sieci.

Zainteresowanych Czytelników, którzy wykonają takie serie obserwacji proszę o zachowanie wyników, gdyż w niedalekiej przyszłości zaproponuję inne obserwacje Księżyca. Przy ich opracowaniu z pewnością wykorzystamy całość samodzielnie zebranego materiału obserwacyjnego.

Życzę wielu pogodnych, księżycowych nocy
Maria Pańków