Nasze Gwiazdozbiory

 

 

 

 

 

 

Obserwowany ruch Ksi篹yca

        Orbita Ksi篹yca wok馧 S這鎍a ma kszta速 z這穎nej krzywej. Ksi篹yc przecie nie obiega S這鎍a sam, ale wsp鏊nie z Ziemi. W uk豉dzie Ziemia-Ksi篹yc oba cia豉 obiegaj wsp鏊ny rodek masy, kt鏎y nazywamy barycentrum. Poniewa masa Ksi篹yca w por闚naniu do masy Ziemi jest stosunkowo du瘸, barycentrum nie znajduje si blisko rodka Ziemi, lecz jest po這穎ne oko這 1600 km pod jej powierzchni. Ruch Ksi篹yca wok馧 S這鎍a sk豉da si z ruchu barycentrum uk豉du Ziemia-Ksi篹yc wok馧 S這鎍a i ruchu Ksi篹yca wok馧 barycentrum. Droga Ziemi, a tak瞠 droga Ksi篹yca w ka盥ym swym punkcie jest 逝kiem zwr鏂onym wkl瘰章 stron w kierunku S這鎍a.

        Z這穎no ruchu Ksi篹yca w przestrzeni przejawia si te w jego obserwowanym ruchu na niebie. Sk豉daj si na: ruch Ksi篹yca ze wschodu na zach鏚, b璠鉍y odbiciem obrotu Ziemi, i rzeczywisty ruch Ksi篹yca wok馧 Ziemi. W ci鉚u doby Ksi篹yc przechodzi po swej orbicie dooko豉 Ziemi w przybli瞠niu 13. Porusza si przy tym z zachodu na wsch鏚. Poniewa jednak i S這鎍e przesuwa si na niebie w przybli瞠niu o 1 w ci鉚u doby w tym samym kierunku co Ksi篹yc, Ksi篹yc pozostaje za S這鎍em na niebie mniej wi璚ej 12 w ci鉚u doby. Gdyby to nast瘼owa這 dok豉dnie tak, jak m闚ilimy, Ksi篹yc codziennie wschodzi豚y o 50 min pniej. Jednak pr璠ko Ksi篹yca w ruchu wok馧 Ziemi nie jest sta豉, a st鉅 i jego ruch na niebie nie jest jednostajny. Codzienne opnienie si wschodu Ksi篹yca waha si od 38 do 66 min.

        Chocia Ksi篹yc dokonuje pe軟ego obiegu Ziemi w ci鉚u miesi鉍a gwiazdowego, potrzebuje dalszych dw鏂h dni, aby znale si w tej samej fazie. Odst瘼 czasu pomi璠zy dwiema kolejnymi identycznymi fazami nazywamy miesi鉍em synodycznym.

        D逝go tego miesi鉍a - 29d12h44m02,89s - jest w przybli瞠niu r闚na d逝goci miesi鉍a kalendarzowego. Zgodno ta nie jest przypadkowa. Ju w zamierzch造ch czasach pojawi豉 si potrzeba jednostki czasu wi瘯szej od doby. Opieraj鉍 si na regularnych zmianach faz Ksi篹yca, ludzie u這篡li kalendarz ksi篹ycowy. Gdy cz這wiek przeszed od koczowniczego 篡cia pasterskiego do osiad貫go trybu 篡cia rolnika, musia umie dok豉dnie wyznacza czas odpowiedni na siew, zbi鏎 p這d闚 rolnych i inne prace rolnicze. Kalendarz ksi篹ycowy ju nie wystarcza, ale oczywiste by這, 瞠 terminy prac rolniczych zale蕨 od ruchu S這鎍a po niebie. Powsta wi璚 kalendarz s這neczny z podstawow jednostk - rokiem zwrotnikowym; w kalendarzu tym utrzyma豉 si mniejsza jednostka, miesi鉍 synodyczny, zaokr鉚lony do pe軟ych dni.

        Obserwowany ruch Ksi篹yca po niebie w ci鉚u miesi鉍a jest mniej wi璚ej taki sam jak obserwowany ruch S這鎍a po niebie w ci鉚u roku. Zale篡 on zatem, podobnie jak dla wszystkich cia niebieskich, nie tylko od rzeczywistego ruchu tych cia w przestrzeni, ale r闚nie od szerokoci geograficznej miejsca obserwacji. Poniewa orbita Ksi篹yca jest nachylona do ekliptyki pod niewielkim k靖em, mo積a przyj寞, 瞠 Ksi篹yc te porusza si po ekliptyce, ale 12 razy szybciej ni S這鎍e. Z rozdzia逝 o dziennym (dobowym) ruchu S這鎍a wiemy, 瞠 S這鎍e w czasie przesile mo瞠 oddali si maksymalnie na 23,4 na p馧noc albo na po逝dnie od r闚nika niebieskiego, wykonuje zatem sw鎩 obserwowany fuch roczny oko這 r闚nika niebieskiego w strefie o szerokoci 46,8. Ksi篹yc w czasie letniego przesilenia mo瞠 si znale najwy瞠j na p馧noc nad ekliptyk i, na odwr鏒, w czasie zimowego przesilenia najni瞠j na po逝dnie pod ni. Strefa, w kt鏎ej si mo瞠 porusza Ksi篹yc ko這 r闚nika niebieskiego, jest zatem szersza ni 46,8, i to o warto dok豉dnie dwa razy wi瘯sz ni nachylenie orbity Ksi篹yca wzgl璠em ekliptyki. St鉅 obserwowany ruch Ksi篹yca ko這 r闚nika niebieskiego odbywa si w strefie o szerokoci 57.

        Widoczno Ksi篹yca i jego wysoko nad horyzontem jest uzale積iona od wzajemnego po這瞠nia S這鎍a i Ksi篹yca oraz od szerokoci geograficznej miejsca obserwacji. Dlatego w nowiu Ksi篹yc znajduje si na niebie w tym samym kierunku co S這鎍e, a zatem wschodzi razem ze wschodem S這鎍a i zachodzi r闚noczenie z jego zachodem. Kr鏒ko po nowiu, kiedy Ksi篹yc jest ju widoczny, wschodzi w godzinach przedpo逝dniowych, a zachodzi wieczorem. Ka盥y nast瘼ny wsch鏚 Ksi篹yca opnia si, jak ju wspomnielimy, rednio o 50 min. W pierwszej kwadrze Ksi篹yc pozostaje na niebie za S這鎍em o 90, wschodzi zatem oko這 po逝dnia i zachodzi ko這 p馧nocy. W pe軟i Ksi篹yc znajduje si z przeciwnej strony nieba ni S這鎍e, wschodzi wraz z zachodem S這鎍a i zachodzi przy jego wschodzie. W ostatniej kwadrze Ksi篹yc jest znowu oddalony od S這鎍a o 90, ale z przeciwnej strony ni w pierwszej kwadrze. Ksi篹yc wschodzi wtedy oko這 p馧nocy i zachodzi ko這 po逝dnia.

        Gdy znamy w danym dniu faz Ksi篹yca, nie jest trudno oceni, kiedy zobaczymy na niebie Ksi篹yc, a kiedy nie. Na odwr鏒, z po這瞠nia Ksi篹yca na niebie mo積a wyznaczy jego faz. Pomoc mnemotechniczn przy okrelaniu faz Ksi篹yca mog by s這wa dope軟ia si" i cofa si". W pobli簑 pierwszej kwadry Ksi篹yca terminator, czyli linia oddzielaj鉍a owietlon cz powierzchni od nie owietlonej, przesuwa si po tarczy Ksi篹yca z prawej strony do lewej, pozostawiaj鉍 za sob owietlon cz powierzchni ksi篹ycowego globu. Kszta速 owietlonej czci tarczy Ksi篹yca przypomina du蕨 liter D" (dope軟ia si). Po pe軟i za terminatorem, kt鏎y znowu przesuwa si po powierzchni Ksi篹yca z prawej strony na lew, pozostaje nie owietlona cz powierzchni. Po ostatniej kwadrze kszta速 owietlonej czci powierzchni Ksi篹yca przypomina liter C" (cofa si).

        Najdogodniejsza pora obserwacji Ksi篹yca przypada w pobli簑 jego g鏎nej kulminacji, kiedy Ksi篹yc przechodzi przez po逝dnik miejscowy. W pobli簑 nowiu po這瞠nie to Ksi篹yc osi鉚a w tym samym czasie co S這鎍e, a zatem ko這 po逝dnia. W pierwszej kwadrze Ksi篹yc jest najwy瞠j wieczorem, po zachodzie S這鎍a, w pe軟i - oko這 p馧nocy, w ostatniej kwadrze - rano, przy wschodzie S這鎍a. Wysoko Ksi篹yca mo瞠my oceni na podstawie aktualnego po這瞠nia ekliptyki. W nowiu Ksi篹yc kulminuje na tej samej wysokoci co S這鎍e. W pierwszej kwadrze wysoko Ksi篹yca przy przejciu po逝dnika miejscowego b璠zie w przybli瞠niu taka, jak b璠zie mia這 kulminuj鉍e S這鎍e za trzy miesi鉍e. W pe軟i odpowiednia wysoko kulminuj鉍ego Ksi篹yca b璠zie r闚na wysokoci kulminuj鉍ego S這鎍a za p馧 roku, a w ostatniej kwadrze taka, jak mia這 S這鎍e przed trzema miesi鉍ami.

         Bior鉍 pod uwag po這瞠nie Ksi篹yca wzgl璠em S這鎍a przy takich samych fazach i po這瞠nia ekliptyki wzgl璠em r闚nika niebieskiego w ci鉚u roku, mo瞠my oceni, kiedy Ksi篹yc znajduje si w momencie kulminacji najwy瞠j nad horyzontem. W nowiu przypadnie to w czerwcu, w pierwszej kwadrze w marcu, w pe軟i - w grudniu i w ostatniej kwadrze we wrzeniu.

Fazy Ksi篹yca

       Ksi篹yc nie ma w豉snych r鏚e wiecenia. Jest cia貫m ciemnym, kt鏎e wieci tylko odbitym wiat貫m s這necznym. Powierzchnia Ksi篹yca jest dlatego zawsze owietlona tylko w po這wie.Gdy Ziemia znajduje si mi璠zy S這鎍em i Ksi篹ycem, przy czym S這鎍e, Ziemia i Ksi篹yc nie le蕨 dok豉dnie na jednej prostej, na niebie wieci pe軟a tarcza Ksi篹yca. M闚imy, 瞠 Ksi篹yc jest w pe軟i. Po pe軟i widzimy coraz mniejsz z ka盥ym dniem cz owietlonej powierzchni Ksi篹yca. Po obiegni璚iu przez Ksi篹yc czwartej czci drogi wok馧 Ziemi widoczna b璠zie tylko lewa po這wa owietlonej czci jego powierzchni. Ksi篹yc jest wtedy w ostatniej kwadrze. Po przejciu dalszej 獞iartki swojej drogi Ksi篹yc znajdzie si mi璠zy S這鎍em i Ziemi. W tym momencie zwraca ku nam swoj nieowietlon cz. Na niebie go nie wida, jest w nowiu. Nieca貫 dwa dni po nowiu zauwa篡my na niebie w頊iutki sierp nowego" Ksi篹yca, kt鏎y w kolejnych dniach stale narasta. Siedem dni po nowiu zobaczymy ju ca章 praw po這w owietlonej powierzchni Ksi篹yca. Ksi篹yc jest w pierwszej kwadrze. Po up造wie dalszych siedmiu dni Ksi篹yc jest znowu w pe軟i. Przebieg wszystkich czterech faz Ksi篹yca nazywamy lunacj. Wielko Ksi篹yca w lunacji nazywa si zwykle jego wiekiem. W nowiu wiek Ksi篹yca wynosi 0,0 dni, w pierwszej kwadrze w przybli瞠niu 7,4 dnia, w pe軟i 14,8 dnia, w ostatniej kwadrze 22,1 dnia.

        Wystarczy jednak瞠, gdy zapami皻amy, 瞠 poszczeg鏊ne fazy w lunacji nast瘼uj po sobie w przybli瞠niu co siedem dni.

        S豉be pojanienie nieowietlonej czci powierzchni Ksi篹yca, tzw. wiat這 popielate, mo積a dostrzec kilka dni przed lub po nowiu. wiat這 popielate powstaje wskutek owietlenia powierzchni Ksi篹yca odbitym od Ziemi wiat貫m s這necznym. W豉nie blisko nowiu Ziemia jest dla Ksi篹yca w pe軟i i silnie owietla jego nocn stron. wiat這 popielate jest bardzo s豉be. Ksi篹yc odbija tylko 7% dochodz鉍ego z Ziemi wiat豉, na powierzchni Ziemi wraca jedynie cz z niego.

STRONA G紟NA

 

 

ASTROFOTOGRAFIA

 

P茛NOCNY CI乎 BIEGUNOWY

 

JASNOCI GWIAZD

 

TELESKOPY ASTRONOMICZNE

 

ZJAWISKA WIETLNE W ATMOSFERZE

 

JEDNOSTKI CZASU

 

RUCH SΜ哸A

 

RUCH KSI坒YCA

 

ZA鱟IENIA

 

POWR紘

 

 

 

 

Opracowano na podstawie ksi嘀ki E.Pittich D.Kalmancok - "Niebo na d這ni"