Ziemia, Słońce, Księżyc. Kosmiczny spektakl w Układzie Słonecznym

Choć nasza Ziemia to jedna z najbliższych Słońcu kosmicznych sąsiadek, pod istotnym jego wpływem pozostaje nie tylko siedem pozostałych, bliższych i dalszych planet, lecz także wiele mniej lub bardziej masywnych ciał niebieskich, składających się na niesłychanie liczną grupę obiektów zwanych Układem Słonecznym. Pomijając te drobniejsze i najdrobniejsze, do których zaliczyć moglibyśmy między innymi planetoidy, komety czy meteoroidy, pozostaje znaczna grupa – z kolei blisko związanych z planetami – ich naturalnych satelitów, potocznie nazywanych księżycami planet.

Szczególnie liczne na przełomie XX i XXI wieku, kontynuowane do dziś odkrycia satelitów planet spowodowały, że wciąż rosnąca ich liczba sięga obecnie prawie 200, a wraz z satelitami planet karłowatych i planetoid przekracza 600. Przyglądając się niebu z powierzchni Ziemi, zajmiemy się przede wszystkim zdecydowanie dominującym na nim Słońcem, a w drugiej kolejności Księżycem, jedynym jak dotąd obiektem, na którym w latach 1969–1972 stanęły stopy dwunastu ziemskich astronautów, którym dane było na własne oczy podziwiać niebo nad naszym naturalnym satelitą.

Głównie jednak przypatrzymy się niezbyt powszechnie znanym niuansom wyglądu naszego nieba, którym zdecydowanie, głównie swym grawitacyjnym oddziaływaniem, zarządza Słońce. Dzięki Mikołajowi Kopernikowi, który zresztą już w starożytności miał kilku prekursorów optujących za heliocentrycznym systemem – jak to wówczas nazywano – budowy Świata, od setek lat wiemy, że pozornie okrążające Ziemię z częstością jednej doby Słońce, Księżyc, planety i gwiazdy to jedynie złudzenie, wynikające głównie z ruchu obrotowego naszej planety, na który nakłada się ruch obiegowy Ziemi wokół Słońca i podobne, choć z różnymi częstotliwościami, ruchy planet wokół centralnej gwiazdy.

Dalsza część artykułu pod materiałem wideo

To już, bardziej niż można by się spodziewać, różnicuje obraz nieba każdej kolejnej nocy i biorąc pod uwagę jedynie wzajemne układy pięciu najjaśniejszych, widocznych gołym okiem planet oraz Księżyca, można by śmiało powiedzieć, że na przestrzeni setek, jeśli nie nawet tysięcy lat nie ma dwóch nocy o identycznym wystroju nieba. A jednak często spotykamy się z bardzo uproszczonym, wręcz błędnym wyobrażeniem tego, jak bardzo różni się wygląd nieba nie tylko w zależności od czasu, lecz także miejsca jego obserwacji, co postaramy się uzmysłowić, nawet ograniczając się jedynie do obszaru średniej wielkości kraju, jakim jest Polska.

Powszechnie spotykaną w różnych mediach nieścisłością, wręcz błędem, jest podawanie godzin wschodów i zachodów Słońca bez informacji, jakiego miejsca one dotyczą. Dane te różnią się bowiem znacznie, zarówno w zależności od długości, jak i szerokości geograficznej danego miejsca. Z każdym stopniem wzrostu długości geograficznej miejsca obserwacji, niezależnie od pory roku, nie tylko wschody, górowania i zachody Słońca, Księżyca i planet, ale i każdego innego obiektu naszego nieba, mają miejsce o 4 minuty wcześniej. Przy niemal dokładnie 10-stopniowej różnicy długości geograficznej pomiędzy wschodnimi a zachodnimi krańcami Polski (14° – 24° E) czyni to 40 minut stałej różnicy przez cały rok.

Na to, już w nie tak prosty sposób, nakładają się zmienne w ciągu roku skutki różnicy szerokości geograficznej – największe w pobliżu letniego i zimowego przesilenia, zanikające podczas wiosennej i jesiennej równonocy. Szerokość geograficzna terenu Polski zawiera się pomiędzy 49,0°N na południowo-wschodnich a 54,8°N na północnych krańcach kraju.

Sumarycznym skutkiem obu różnic współrzędnych geograficznych jest to, że pierwszy dzień astronomicznego lata w Ustrzykach Górnych (22,7°E/49,1°N) jest maksymalnie, aż o 61 min dłuższy niż w Jastrzębiej Górze (18,3°E/54,8°N), a dzień zimowego przesilenia odwrotnie, o 61 min krótszy. Natomiast porównując miejscowości ze skrajnych rejonów na linii: północny wschód – południowy zachód, największa różnica w długości dnia między Suwałkami (22,9°E/54,1°N) a Bogatynią (15,0°E/50,9°N) podczas letniego przesilenia wynosi 34 min na korzyść Bogatyni, a podczas zimowego 34 min na korzyść Suwałk. Około wiosennej i jesiennej równonocy, w całej Polsce dzień i noc trwają jednakowo długo, po 12 godzin, jednak na najdalej na wschód wysuniętych terenach zaczynają się i kończą 40 min wcześniej niż na krańcach zachodnich.

Tak duże różnice długości dnia, będące latem skutkiem wcześniejszych do ponad pół godziny wschodów i o tyleż późniejszych zachodów Słońca (w drugim przytoczonym przykładzie o 17 minut), zimą zaś o tyle samo późniejszych wschodów i wcześniejszych zachodów, wymagałyby w każdym przypadku dodatkowego informowania, którego miejsca w Polsce dotyczą. W ogólnopolskich mediach stosunkowo najmniejsze rozbieżności zapewnia więc podawanie godzin wschodów i zachodów dla centrum kraju, np. 19°E /52°N, w lokalnych zaś – dla centralnej miejscowości danego regionu.

Kolejnym, niekiedy spotykanym wręcz nieporozumieniem jest, wprawdzie słuszne traktowanie dnia jako pory, gdy niebo i ziemię rozświetla Słońce, ale nocy jako części doby, gdy tę rolę przejmuje Księżyc. Przykładem może być niefortunny tytuł dwugodzinnego nocnego programu jednej z rozgłośni Polskiego Radia: Trójka pod Księżycem, używanego niezależnie od tego, czy danej nocy Księżyc w ogóle znajduje się na niebie, zwłaszcza gdy z natury w okolicy nowiu towarzyszy on Słońcu za dnia. Wyjaśnijmy więc, że podobnie jak Ziemia wskutek grawitacyjnego oddziaływania Słońca okrąża je z okresem 365,256 dni (rok gwiazdowy), tak Księżyc, głównie pod wpływem ziemskiej, ale nie bez udziału słonecznej grawitacji, krąży wokół Ziemi z okresem 27,322 doby (miesiąc gwiazdowy), co w ciągu roku daje 13,369 okrążeń.

Usytuowanie w danej chwili Księżyca względem Słońca i Ziemi decyduje o aktualnym stopniu oświetlenia widocznej z Ziemi księżycowej tarczy. Pełnia ma miejsce, gdy Księżyc znajdzie się w opozycji do Słońca, czyli po przeciwnej stronie Ziemi niż Słońce, nów podczas koniunkcji ze Słońcem, czyli gdy po tej samej stronie mija na niebie Słońce, nieco wyżej lub niżej, niekiedy nawet na krótko, częściowo lub całkowicie zasłaniając słoneczną tarczę (zaćmienie Słońca).

Pozostałe fazy występują pomiędzy tymi dwiema skrajnymi konfiguracjami. Choćby w części, faktycznie "pod Księżycem", wspomniany blok programowy mógłby być emitowany jedynie przez niespełna 2,5 tygodnia, pomiędzy pierwszą kwadrą a nowiem Księżyca, najlepiej jednak wtedy, gdy dominuje on na nocnym niebie, a więc w okolicach pełni, tak jak to miało miejsce jeszcze kilka lat temu, przed kontrowersyjnymi zmianami w tej stacji.

Bywa również, że zbyt upraszczane jest wyobrażenie ruchów obiegowych, nie tylko planet, w Układzie Słonecznym. Wbrew pozorom sama centralna gwiazda, Słońce, również podlega takiemu ruchowi, w ciągu 240 milionów lat (rok galaktyczny) dokonując jednego okrążenia centrum naszej Galaktyki. Jednak z "ziemskiego" punktu widzenia możemy Słońce traktować jako nieruchome centrum naszego układu planetarnego.

Ekliptyka, czyli trasa pozornej rocznej wędrówki Słońca na tle gwiazd, jest wprost skutkiem obserwacji naszej Dziennej Gwiazdy z krążącej wokół Słońca Ziemi. Obserwowana z innych planet trasa ta przebiega inaczej, ponieważ płaszczyzny ich okołosłonecznych orbit są usytuowane pod nieco odmiennymi kątami w stosunku do ziemskiej orbity. Orbita Merkurego nachylona jest do ekliptyki pod kątem 7,0°, Wenus 3,4°, Saturna 2,5°, Marsa 1,85°, Neptuna 1,8°, Jowisza 1,3°, najmniej zaś orbita Urana – 0,8°. Dotyczy to również naszego Księżyca, którego orbita nachylona jest do płaszczyzny orbity Ziemi (a więc tym samym do ekliptyki) średnio pod kątem 5°09’.

Jednymi z ciekawszych zjawisk astronomicznych w naszym układzie planetarnym są koniunkcje planet, częstsze z Księżycem, rzadsze ze Słońcem, ale także Księżyca ze Słońcem. Gdyby orbity wszystkich tych obiektów były współpłaszczyznowe, to podczas każdego spotkania skutkowałyby częściowym lub całkowitym zakryciem jednego obiektu przez drugi. Niemal jednakowe kątowe średnice oglądanego z Ziemi Słońca (31,6’–32,8’) i Księżyca (29,3’–33,5’) corocznie prowadziłyby do 12–13 całkowitych lub obrączkowych zaćmień Słońca. Podobna też byłaby każdego roku liczba zakryć każdej z planet przez Księżyc, a każde zrównanie na niebie poruszających się wzdłuż ekliptyki w różnym tempie planet prowadziłoby do efektownych ich wzajemnych, częściowych lub całkowitych zakryć.

A jednak takie ekstremalne zbliżenia są bardzo rzadkimi zjawiskami, nawet jeśli uczestniczą w nich rozległych rozmiarów Księżyc lub Słońce. Na przykład Saturn, podczas trwającego prawie 29,5 lat jednego pełnego obiegu Słońca, w odstępach nieco ponad jednego roku, "zalicza" 29 koniunkcji ze Słońcem, z czego zazwyczaj tylko dwie skutkują zakryciem planety przez słoneczną tarczę. Podczas obecnie trwającego takiego pełnego cyklu koniunkcji, 13 października 2011 roku Saturn minął Słońce w odległości 2,3° na północ od środka słonecznej tarczy, podczas koniunkcji 7 kwietnia 2027 roku znajdzie się w podobnej odległości na południe od Słońca, by ponownie powrócić do największego oddalenia na północ 20 października 2041 roku. W tym czasie tylko dwukrotnie, 13 stycznia 2020 i 17 lipca 2034 roku, słoneczna tarcza zasłoni Saturna, mijającego Słońce w odległości około 2’ od jego centrum.

Przypomnijmy, że w przypadku planet górnych, od Marsa do Neptuna, mogą mieć miejsce dwie charakterystyczne pozycje względem Słońca – omówiona już na przykładzie Saturna koniunkcja, gdy planeta mija Słońce na niebie oraz opozycja, gdy znajdzie się dokładnie po przeciwnej stronie Ziemi niż Słońce. W pierwszym przypadku dostrzeżenie nawet jasnej planety w blasku bardzo bliskiego Słońca najczęściej może okazać się niemożliwe bez użycia specjalnego sprzętu optycznego. Najlepsze warunki stwarza opozycja, gdy planeta znajdzie się po przeciwnej stronie Ziemi niż Słońce i tym samym najbliżej nas, na dodatek widoczna na ogół przez całą noc.

Planety dolne: Merkury i Wenus, których orbity leżą bliżej Słońca niż ziemska orbita okołosłoneczna, nie mogą osiągać opozycji, za to wykazują się dwoma rodzajami koniunkcji: dolną, gdy mijając Słońce planeta porusza się pomiędzy Ziemią a Słońcem oraz górną, gdy wędruje poza Słońcem. W obydwu jednak tych przypadkach obserwacja planety jest równie trudna, jak w przypadku koniunkcji planet górnych, choć pomocne może być duże nachylenie orbity Merkurego i wyjątkowo duża jasność Wenus.

Powtarzające się średnio 6–7 razy w roku, na przemian górne i dolne koniunkcje Merkurego, niezbyt często skutkują zakryciem planety lub – co znacznie ciekawsze – przejściem planety na tle słonecznej tarczy, czyli tranzytem. Zdecydowanie jeszcze rzadsze są zakrycia lub tranzyty Wenus. Tranzyty to jedyne przypadki, gdy w pełnym blasku Słońca, na tle jego tarczy możemy, wyposażonym w odpowiednio ciemny filtr teleskopem, oglądać Merkurego lub Wenus.

Ostatnie przypadki przejścia Wenus na tle słonecznej tarczy miały miejsce w czerwcu 2004 i 2012 roku, kolejne – dopiero w końcu 2117 roku. Spośród w sumie 14 w tym stuleciu tranzytów Merkurego obserwować można 11 – ostatni (czwarty z kolei) w listopadzie 2019 roku widoczny był jedynie w swej początkowej fazie, najbliższy zaś – dopiero w listopadzie 2032 roku – będzie można obserwować w całości. Czarny punkcik planety podczas tranzytu Merkurego ma średnicę blisko 200 razy mniejszą niż Słońce, a w przypadku tranzytu Wenus jest on zazwyczaj 30–35 razy mniejszy od kątowej średnicy słonecznej tarczy.