Ocena brak

Księżyc i zaćmienia

Autor /Domarat Dodano /14.02.2012

 

Obok Słońca, również Księżyc wykazuje zmienność w ustalonym rytmie i okresie, dokonujące się w krótkich przedziałach czasowych, a które można zauważyć nawet gołym okiem, bez żadnych przyrządów pomiarowych. Najlepiej widoczne z nich są zmiany kształtu (fazy Księżyca).

Od jednego nowiu do drugiego upływa zawsze 29 d 12 h 44' 2,9" i ten odstęp nazywa się miesiącem synodycznym. Po około dwóch dniach po niewidzialnym nowiu możemy przez krótki czas obserwować w zachodniej części horyzontu powiększający się sierp Księżyca tuż po zachodzie Słońca. Ile czasu upływa do pierwszego ukazania się „nowego" sierpa, zależy od pory roku.

W okresie między przesileniem letnim a zimowym nasz satelita znajduje się wkrótce po nowiu bardziej na południu w Zodiaku niż Słońce, a więc ma krótszy przebieg dzienny. W tym czasie upływa znacznie więcej dni (do trzech) nim sierp ukaże się po nowiu. Natomiast w czasie między przesileniem zimowym a letnim Księżyc po nowiu wznosi się w Zodiaku wyżej i dlatego staje się widoczny wcześniej, czasem już po upływie doby.

Interesujące jest również położenie sierpa względem horyzontu. W średnich lub północnych szerokościach geograficznych sierp Księżyca jest mniej lub więcej „wyprostowany" z ewentualnym niewielkim nachyleniem. Jednak nawet przy szerokościach geograficznych środkowej Europy ma czasem położenie prawie łódki, mianowicie wtedy, kiedy Zodiak (Ekliptyka) przebiega dość stromo względem horyzontu.

Tak dzieje się szczególnie późną zimą i wczesną wiosną gdy wschodzi rosnący księżyc oraz późnym latem i wczesną jesienią, gdy nad ranem zachodzi malejący. Z dnia na dzień Księżyc zachodzi średnio o 50 min później, a ten odcinek czasu zmienia się w ciągu miesiąca. Jeżeli Księżyc porusza się po wznoszącej się części Zodiaku, wówczas moment jego zachodu spóźnia się o prawie 1,5 h dziennie, lecz gdy porusza się po łuku opadającym, wówczas opóźnienie wynosi tylko 20 min.

Około 7 dni po nowiu rosnący Księżyc osiąga połowę jasnej tarczy czyli pierwszą kwadrę. Na półkuli północnej Ziemi prawa jego strona jest wtedy jasna, a lewa ciemna. Podczas pierwszej kwadry Księżyc znajduje się na ogół na południu podczas zachodu Słońca i zachodzi około północy, lecz i tu istnieją niewielkie odchylenia w poszczególnych porach roku. Księżyc osiąga pełnię po prawie 15 dobach po nowiu i na niebie znajduje się naprzeciw Słońca.

Oznacza to, że podczas zachodu Słońca wschodzi on po przeciwnej stronie horyzontu, o północy znajduje się na południu, a rano zachodzi podczas wschodu Słońca. Podczas pełni Księżyc wschodzi coraz później, a więc wkrótce staje się niewidoczny na niebie wieczornym.

Po około 22 dobach od nowiu mamy malejący Księżyc czyli trzecią kwadrę. Teraz jasna jest jego lewa strona, a prawa ciemna. Gdy oglądamy go na półkuli południowej, wówczas jest dokładnie odwrotnie. W ostatniej kwadrze Księżyc wschodzi mniej więcej o północy, a rano podczas wschodu Słońca znajduje się na południu.

Potem sierp coraz bardziej się zwęża i coraz krócej Księżyc jest widoczny przed wschodem Słońca, aż wreszcie po raz ostatni widać go o świcie na wschodzie 1 do 3 dni przed nowiem. Okres, który upłynął od ostatniego nowiu nazywa się wiekiem Księżyca i często podaje się go w ułamkach dziesiętnych doby, gdyż moment nowiu, podobnie jak i innych faz podaje się w rocznikach astronomicznych z dokładnością do minuty.

Jednak Księżyc porusza się po niebie na tle gwiazdozbiorów zodiakalnych. Ponieważ przez miesiąc synodyczny rozumiemy pełny cykl zmian położenia Księżyca względem Słońca, to podobny cykl jego położenia względem gwiazd, który określa się jako miesiąc gwiazdowy, musi być krótszy, gdyż w trakcie około czterech tygodni Słońce przesuwa się prawie o jeden gwiazdozbiór.

Miesiąc gwiazdowy trwa 27 dób 7 h 43 min 11,5 s. Podczas swego obiegu wokół Ziemi Księżyc co godzinę przesuwa się na niebie o pół stopnia, czyli mniej więcej o swoją średnicę. Jest to ruch na tyle szybki, że można go zauważyć nawet w ciągu jednej nocy. Księżyc nie porusza się dokładnie w płaszczyźnie ruchu naszej planety.

Płaszczyzna jego obiegu wokół Ziemi nachylona jest względem płaszczyzny orbity Ziemi wokół Słońca, czyli ekliptyki, o około 5° 9" i dlatego Księżyc znajduje się najczęściej albo powyżej Ekliptyki (nieco na północ) albo poniżej (na południe), a w dwóch przeciwstawnych miejscach tor Księżyca przecina ekliptykę. Te punkty określa się jako węzeł wstępujący nlub węzeł zstępujący u. Tak więc podczas połowy swego biegu Księżyc znajduje się powyżej ekliptyki (Księżyc górujący) lub poniżej jej (Księżyc dołujący).

Byłoby to łatwe do przedstawienia, gdyby węzły orbity Księżyca tkwiły nieruchomo na ekliptyce, ale w rzeczywistości wędrują one przez ekliptykę w kierunku ze wschodu na zachód; w ciągu roku wynosi to 20°, a do całkowitego powtórzenia obiegu mija 6798 dób czyli 18,61 lat. Tak więc również czas między dwoma przebiegami przez węzły wstępujące jest nieco krótszy od miesiąca gwiazdowego, mianowicie 27 dób 5 h 5 min 35,8 s. Ten przedział czasu określa się jako miesiąc smoczy.

A wreszcie orbita Księżyca nie jest dokładnie kolista, lecz stanowi dość silnie spłaszczoną elipsę i Księżyc nie zawsze znajduje się w takiej samej odległości od Ziemi. Jego średnia odległość wynosi 384400 km, największa 406740 km, najmniejsza 356410 km. Najbliższe i najdalsze położenie Księżyca nazywają się odpowiednio perygeum i apogeum.

Również te dwa punkty obiegają orbitę Księżyca, lecz z zachodu na wschód, a czas między kolejnymi przejściami przez perygeum wynosi 27 dób 13 h 18 min 33,2 s, a więc jest nieco dłuższy od miesiąca gwiazdowego; ten czas nazywa się miesiącem anomalnym. Odcinek łączący perygeum i apogeum nazywa się linią apsyd. Obieg linii apsyd wynosi 3232 doby czyli 8,85 lat.

Każdy wie, że pływy morskie, przypływ i odpływ, mają związek z obiegiem Księżyca, jednak prawidłowo możemy zrozumieć pływy dopiero wziąwszy pod uwagę, że również Ziemia porusza się wokół wspólnego środka masy układu Ziemia - Księżyc. Ponieważ jednak masa Księżyca jest 81 razy mniejsza od masy Ziemi, to ten punkt znajduje się 4800 km od środka Ziemi, a więc leży wewnątrz kuli ziemskiej. W trakcie obrotu Ziemi wokół wspólnego środka ciężkości powstaje siła odśrodkowa, a tylko w środkowym punkcie Ziemi siła przyciągania Księżyca i siła odśrodkowa są równe i przeciwnie skierowane, a więc znoszą się.

Natomiast od strony zwróconej ku Księżycowi jego przyciąganie jest nieco silniejsze niż siła odśrodkowa i dlatego powstaje tam przypływ (wysoka woda). Zgodnie z tym od strony przeciwnej siła odśrodkowa działa silniej niż przyciąganie Księżyca, więc i tam występuje przypływ. Są więc dwie kulminacje przypływu położone naprzeciw siebie, a między nimi występują odpływy (niska woda).

Jeżeli pominiemy szczegóły, to w każdej przystani w ciągu doby zauważymy dwa przypływy i dwa odpływy. Nie występują one jednak dokładnie w momencie kulminacji Księżyca, to znaczy wtedy, gdy osiąga on położenie najwyższe ponad lub najniższe pod horyzontem. W wyniku odbić fali przypływu i innych zjawisk zachodzących na wybrzeżu powstają opóźnienia, nawet wielogodzinne, a każdy port ma sobie właściwe czasy portowe.

Lecz istnieją i pływy wywołane działaniem Słońca, są jednak trzykrotnie słabsze od pływów wywołanych działaniem Księżyca. Gdy jednak Słońce, Księżyc i Ziemia znajdują się w jednej linii, jak to się dzieje podczas nowiu i pełni, wówczas działania Słońca i Księżyca wzmacniają się wzajemnie i mamy pływ duży (syzygijny). Natomiast podczas pierwszej i trzeciej kwadry, kiedy Księżyc, Ziemia i Słońce tworzą kąt prosty, przypływ słoneczny nakłada się na odpływ księżycowy i odwrotnie - mamy wtedy słabszy pływ kwadraturowy.

Nasz kalendarz wprowadzony w krajach Zachodu opiera się głównie na obiegu Ziemi wokół Słońca, lecz zauważymy ukryty w nim obieg Księżyca: nasze dzisiejsze miesiące są nieco dłuższe niż prawdziwy czas obiegu Księżyca, czy to księżycowy, czy gwiazdowy, dzięki czemu możemy w roku kalendarzowym umieścić 12 miesięcy. Sam rok jest dostosowany do obiegu wokół Słońca. Co prawda Ziemia nie obiega Słońca w dokładnie 365 dób, lecz 365,242 dób (rok zwrotnikowy), końcówki sumują się w ciągu czterech lat dając około jedną dobę, 29 lutego w roku przestępnym.

Pozostały nadmiar 0,008 doby powstajacy w ciągu roku gubi się w ten sposób, że lata kończące wiek są normalnymi latami o 365 dobach pod warunkiem, że numer roku nie jest podzielny przez 400. Ten system wprowadził papież Grzegorz XIII w ramach reformy kalendarza ogłoszonej w 1582 r. (kalendarz gregoriański). Występujący w nim błąd jest tak mały, że dopiero po 3000 lat zsumuje się w jedną dobę.

Nasz kalendarz ma jednak pewien związek z obiegiem Księżyca: zgodnie z decyzją Soboru Nicejskiego (325 r. n.e.) termin Wielkanocy ustala się na podstawie miesiąca księżycowego, według którego, Wielkanoc przypada w niedzielę po pierwszej wiosennej pełni Księżyca, czyli po pierwszej pełni po wiosennym zrównaniu dnia z nocą. W praktyce jednak oblicza się termin Wielkanocy według skróconej reguły i wobec tego mogą wystąpić drobne odchylenia od już podanej. Zwykle najwcześniejszym terminem jest 22 marca, najpóźniejszym 25 kwietnia.

Natomiast kalendarze: żydowski i mahometański są ściśle powiązane z obiegiem Księżyca, występują w nich prawdziwe miesiące synodyczne o długości 29 lub 30 dób. 12 takich miesięcy tworzy rok księżycowy o długości 354 dób (rok zwykły) lub 355 dób (rok przestępny).

Tak na przykład 27 sierpnia 1984 r. rozpoczął się żydowski rok 5745 i mahometański rok 1405. Lata żydowskie liczy się od 7 października 2761 r. p.n.e., kiedy to według przekonań żydowskich stworzony został świat, a Mahometanie liczą lata od 16 lipca 622 r. n.e. czyli od ucieczki Mahometa z Mekki.

Oczywiście, bez Księżyca nie byłoby żadnych zaćmień Słońca ani Księżyca, a z drugiej strony gdyby orbita Księżyca nie była nachylona do płaszczyzny obrotu Ziemi, wówczas przy każdym nowiu występowałoby zaćmienie Słońca, gdyż Księżyc musiałby wtedy przejść przez tarczę słoneczną, a przy każdej pełni zaćmienie Księżyca, gdyż musiałby on wtedy przejść przez cień Ziemi.

Jednak w rzeczywistości zaćmienie może się zdarzyć tylko wtedy, gdy Księżyc znajdzie się na nowiu lub w pełni w pobliżu węzła wstępującego lub zstępującego swej orbity. Średnio w roku zaćmienie Słońca zdarza się dwa lub trzy razy, a zaćmienie Księżyca raz lub dwa razy.

Ponadto nie są one widoczne na całej Ziemi, zwłaszcza zaćmienie Słońca jest widoczne tylko na bardzo ograniczonych obszarach, zaś zaćmienie Księżyca można zobaczyć wszędzie, gdzie w danym czasie panuje noc.

Z powodu przesuwania się linii węzłów po orbicie Księżyca terminy jego zaćmień ulegają z roku na rok przyspieszeniu o kilka dni, a takie same zaćmienia zdarzają się zawsze co 18 lat i 10 dób (okres sa-ros). W przypadku zaćmień Słońca rozróżnia się trzy ich rodzaje: podczas zaćmienia całkowitego na powierzchnię Ziemi pada cień Księżyca, a tarcza słoneczna oglądana z Ziemi jest całkowicie zakryta tarczą Księżyca.

Podczas zaćmienia częściowego znajdujemy się w półcieniu Księżyca, a jego tarcza tylko częściowo zakrywa słoneczną. Wreszcie zaćmienie obrączkowe zdarza się wtedy, gdy Księżyc znajduje się w apogeum, a więc w najdalszym punkcie swej orbity i wydaje się mniejszy od tarczy słonecznej, a na zewnątrz pozostaje niezaćmiony pierścień.

Zaćmienie całkowite można obserwować wzdłuż pasa ciągnącego się na powierzchni Ziemi z zachodu na wschód, który odpowiada ruchowi cienia Księżyca po powierzchni naszej planety. Ten tak zwany pas zaćmienia całkowitego ma zawsze szerokość około 200 km. Uwzględniając dalej, że cień Księżyca porusza się po powierzchni Ziemi z prędkością około 28km/min, to czas całkowitego zaćmienia wynosi najwyżej 8 min. Najbliższe całkowite zaćmienie, które będzie można obserwować w Europie, nastąpi 11 sierpnia 1999 r„ a strefa zaćmienia całkowitego będzie się rozpościerała przez północną Francję, południowe Niemcy i wschodnią część Austrii.

Całkowite zaćmienie obserwowano ponadto 24 lipca 1990 r. w Finlandii. Istnieją dwa rodzaje możliwości zaćmienia Księżyca: gdy cały znajdzie się w obszarze cienia Ziemi wtedy mamy zaćmienie całkowite, a gdy przejdzie przez ten obszar częścią swej tarczy, wtedy mamy zaćmienie częściowe. Jednak podczas zaćmienia całkowitego Księżyc nie znika zupełnie z nieba, można ciągle obserwować jego czerwonawy blask.

Przyczyną tego jest nasza atmosfera ziemska, która załamuje nieco światła słonecznego w obszar cienia Ziemi. Podczas długiej drogi promieni słonecznych przez atmosferę równoległą do powierzchni Ziemi w kierunku pełnego cienia ulega załamaniu głównie światło o falach długich, tzn. czerwone, zaś światło o innych barwach ulega rozproszeniu w atmosferze. Stopień ściemnienia Księżyca podczas zaćmienia zmienia się od przypadku do przypadku: czasem jest on jasnoróżowy, a czasem znika zupełnie.

Może się również zdarzyć, że Księżyc przechodzi tylko przez obszar półcienia Ziemi, lecz takie zaćmienie półcieniowe jest zupełnie bez znaczenia, gdyż obszar ten jest silnie rozjaśniony.

Tylko w obszarze graniczącym z obszarem pełnego cienia zachodzi silniejsze przytłumienie światła, dzięki któremu dostrzeżemy przyciemnienie, „zadymienie" tarczy Księżyca, gdy on się tam znajdzie. Na ogół takich zaćmień nie notuje się w rocznikach lub kalendarzach astronomicznych. Całkowite zaćmienie Księżyca trwa dłużej niż całkowite zaćmienie Słońca, mogą upłynąć nawet dwie godziny, nim Księżyc przejdzie przez cały obszar cienia Ziemi.

Łączny czas całego zjawiska jest jeszcze dłuższy, gdyż prawie dwie godziny trwa wchodzenie w obszar cienia i wychodzenie z niego. W ten sposób dochodzimy do 3,5-4 godzin, a gdy doliczymy czas przechodzenia przez półcień, wówczas otrzymamy łącznie czas trwania całkowitego zaćmienia Księżyca z fazą poprzedzającą je i z fazą końcową równy około sześciu godzinom.

Dzięki szybkiemu przebiegowi Księżyca przez pas Zodiaku dochodzi stosunkowo często do zakrywania przez niego gwiazd. Czasy tych zakryć podano w wielu kalendarzach i rocznikach astronomicznych. „Czasy kontaktu", to znaczy momenty wejścia gwiazdy za lewą, wschodnią krawędź Księżyca i jej wyjścia poza prawą, zachodnią, zależą od miejsca. Nawet dla miejscowości odległych o kilkaset kilometrów występują różnice liczone w minutach.

Najłatwiej jest zaobserwować wejście, gdyż można umiejscowić gwiazdę przed tym momentem i śledzić jej zniknięcie. Przy wyjściu jest to na ogół trudniejsze, gdyż często nie wiemy dokładnie, w którym punkcie krawędzi Księżyca gwiazda się pokaże i dlatego zwraca się uwagę na dokładne położenia kątowe, przy których się ona ukaże; i one są podane w rocznikach. Ponadto wygodniej jest obserwować moment przejścia przez ciemną krawędź Księżyca, jak to się dzieje przy rosnącym Księżycu.

Można wtedy śledzić aż do krawędzi tarczy księżycowej również słabsze gwiazdy, które często znikają w pobliżu krawędzi oświetlonej. Co za tym idzie, moment wyjścia wygodniej jest obserwować przy Księżycu malejącym, gdyż ciemna jest wtedy prawa strona tarczy. Czasami uzyskuje się „pasmowe" przesłonięcia gwiazd, gdy zdarzają się one w pobliżu jego bieguna północnego lub południowego.

Bardzo jasne gwiazdy w obrębie Zodiaku, które może zakrywać Księżyc, są nieliczne. Ponadto zakrycie gwiazdy każdorazowo zależy od tego, która z nich znajdzie się w węźle wstępującym lub zstępującym orbity Księżyca. Do tego rodzaju gwiazd pierwszej wielkości należą Aldebaran w Byku, Regulus w Lwie, Spica w Pannie i Antares w Skorpionie. Zakrywana gwiazda znika za krawędzią tarczy księżycowej zupełnie nagle i równie nagle wyłania się zza niej.

Przyczyną jest fakt, że gwiazdy stałe ukazują się nam jako punkty, a ponadto Księżyc nie ma atmosfery. Gdyby ją miał, to zawsze ulegałyby w niej rozproszeniu promienie gwiazdy o falach od krótszych do coraz dłuższych powodując osłabienie jej świecenia i gwiazda zanikałaby stopniowo na jednej krawędzi i stopniowo dorastałaby do początkowej jasności na drugiej. Nagłe znikanie gwiazd podczas zakrywania przez Księżyc jest niezbitym dowodem na to, że nie ma on atmosfery.

Nieco inaczej jest podczas zakrywania planet przez Księżyc, wtedy czas trwania zależy od rozmiarów tarczy planety. Szczególnie ciekawe są zakrycia planety Jowisz i jej czterech najjaśniejszych satelitów. W kalendarzach astronomicznych odnotowano i te wydarzenia, są one jednak znacznie rzadsze niż przesłonięcia gwiazd.

Choć tutaj mówimy o Księżycu, to należy również wskazać na możliwość zakrywania gwiazd przez planety. Ponieważ niektóre planety mają rozległe atmosfery (na przykład Wenus), to często dochodzi tu do stopniowego spadku i znowu do stopniowego wzrostu jasności gwiazdy. Zakrycia gwiazd przez planety są jednak niezwykłą rzadkością.

Księżyc jest kuszącym obiektem nawet dla obserwatora wyposażonego w niewielką lunetę, a najważniejsze szczegóły powierzchni można rozróżnić już gołym okiem. W podaniach ludowych ciemne plamy widoczne bez lunety interpretowano to jako twarz, to jako królika wyskakującego z krzaka, to jako prząśniczkę z kołowrotkiem, rolnika ze snopem, lub dzieci niosące kubeł wody.

W zasadzie oglądamy zawsze tę samą „twarz" Księżyca. Nasz satelita zwraca ku Ziemi zawsze tę samą stronę, pomijając drobne wahania zwane libracją. Księżyc obraca się wokół swej osi w takim samym czasie, w jakim jednokrotnie obiega Ziemię (synchroniczna rotacja). Jego odwrotną stronę poznano dopiero w 1959 r. za pomocą sondy kosmicznej.

Księżyc należy - w stosunku do swej planety - do największych satelitów Układu Słonecznego. Jego średnica wynosi 3476 km, a masa równa jest aż 1/81 masy Ziemi. Ciemne plamy są to tak zwane morza. Nieco wyraźniej widać je w lornetce teatralnej, a lornetka polowa ukazuje nawet największe kratery i łańcuchy górskie. Widok jest najpiękniejszy wtedy, gdy oglądamy go w fazie zbliżonej do półksiężyca.

W tym czasie promienie słoneczne padają pod ostrym kątem na półkulę Księżyca zwróconą ku nam i cienie dają plastyczną rzeźbę terenu. Natomiast podczas pełni nie można zaobserwować z Ziemi efektów plastycznych, ponieważ rozświetlona jest cała powierzchnia, a wzniesienia i zagłębienia są ledwie widoczne.

Morza otrzymały fantastyczne nazwy łacińskie, na przykład Oceanus Procellarum - Ocean Burz, Mare Imbrium - Morze Deszczów, Mare Nubium - Morze Chmur, Mare Humorum - Morze Wilgoci, Mare Sere-nitatis - Morze Jasności, Mare Tranquilita-tis - Morze Spokoju, Mare Nectaris - Morze Nektaru, Mare Foecunditatis - Morze Żyzności, Mare Crisium - Morze Przesileń i Mare Frigoris - Morze Zimna, Najefektowniejsze jest Morze Przesileń o średnicy około 1000 km. Przede wszystkim w sąsiedztwie zagłębień mórz rozciągają się długie łańcuchy górskie, którym nadano nazwy gór ziemskich, na przykład Morze Przesileń otaczają: Karpaty, Apeniny, Kaukaz, Alpy i Jura, a na skraju Morza Żyzności znajdują się Pireneje.

Najbardziej jednak rzucają się w oczy kratery i góry pierścieniowe, których nazwy pochodzą od imion lub nazwisk astronomów, filozofów, matematyków i innych badaczy z odległej przeszłości: Kopernik, Kepler, Platon, Archimedes, Ptolemeusz, Alphonsus i Gas-sendi. Kratery na niewidocznej stronie Księżyca otrzymały nazwy od osób żyjących w XX wieku.

Największe kratery zwróconej ku nam strony mają średnice około 300 km; zaliczają się do nich Bailly - 270 km i Clavius - 240 km. Ich ściany mogą mieć wysokości do 10000 m, jednak granica między największymi kraterami zwanymi czasem kotlinami a mniejszymi morzami jest nieostra, czego przykładem są Morze Przesileń i Morze Wilgoci. Z drugiej strony wielkie kotliny, jak Clavius, przypominają małe morza.

Za pomocą lunet o średnicy obiektywu od 6 cm widzimy na powierzchni Księżyca tyle szczegółów, że możemy się nimi zajmować całe lata, jeżeli chcemy dobrze poznać wszystkie widziane obszary, A jeżeli ktoś ma zdolności matematyczne, znajdzie tu dla nich zastosowanie.

Gdzieniegdzie na powierzchni Księżyca występują liniowe wyżłobienia, niektóre mają długość ponad 100 km. Najbardziej znana jest tak zwana Dolina Śrutu w pobliżu krateru Herodot i bruzda Hyginus w pobliżu krateru Hyginus położonego na Morzu Spokoju. Godny uwagi uskok, „Prosta Ściana", po łacinie Rupes, znajduje się na południowo-wschodniej stronie Morza Chmur w sąsiedztwie krateru Purbach. W poprzek przez Alpy biegnie słynna Dolina w Alpach widoczna nawet w małej lunecie.

Choć obserwowanie naszego satelity podczas pełni nie jest z pewnych względów zalecane, to właśnie w tym czasie szczególnie wyraźnie występuje ciekawe zjawisko: jasne układy smug rozchodzą się od niektórych kraterów. Najwyraźniejszy jest układ smug krateru Tycho, gdzie długość niektórych znacznie przekracza 1000 km, a więc rozciągają się one praktycznie na całą widoczną półkulę.

Przy obserwowaniu Księżyca w niewielkim powiększeniu wydaje się wręcz, że jakiś siłacz uderzył Księżyc w miejscu krateru Tycho ogromnym młotem powodując rozpryski we wszystkich kierunkach. Mniejsze układy smug występują przy górach pierścieniowych Kopernik, Kepler, Arystarch i Pro-klus. Nawet używając małej lunety można odbyć „spacer" po powierzchni Księżyca. Tutaj podano kilka szczególnie pięknych krajobrazów. Weźmy na przykład krater Kopernik i jego otoczenie.

Najlepiej jest obserwować go podczas rosnącego Księżyca w dwa lub trzy dni po pierwszej kwadrze, lecz dobrych obserwacji można też dokonać przy Księżycu malejącym mniej więcej dzień po trzeciej kwadrze. W obu tych czasach granica nocy z dniem (granica części oświetlonej) przebiega w sąsiedztwie tego krateru, tak że wszystkie nierówności terenu rzucają długie cienie.

Sam Kopernik ma średnicę około 90 km. Wyraźny jest tarasowaty spadek jego wału do wewnątrz dochodzący do 3500 metrów. W środku krateru znajduje się masywne wzniesienie centralne o wielu szczytach. Robi ono szczególne wrażenie, jeśli ogląda się je wtedy, gdy granica części oświetlonej posunęła się (lub cofnęła) tak, że wnętrze krateru jest już (lub jeszcze) całkowicie ciemne, a wierzchołki centralnego wzniesienia błyszczą jak punkty podobne do gwiazd.

Wał otoczony jest nieprzejrzaną plątaniną poszczególnych wzniesień i grzbietów górskich, przy czym niektóre z nich rozchodzą się promieniście od środka krateru. Od północy łączy się z Kopernikiem łańcuch górski Karpat o wysokości od 1500 do 2000 m przerywany w wielu miejscach.

Na północny zachód od Kopernika leży krater Eratostenes o średnicy 60 km, jego ściany wznoszą się aż do 5000 m ponad poziom wnętrza, które ze swej strony leży około 2500 m poniżej obszaru zewnętrznego. I w tym kraterze znajduje się wyraźne wzniesienie centralne. Godny uwagi obszar rozciąga się między Kopernikiem i Eratostenesem. Rozpoznajemy tu najpierw niewyraźny w obserwacji krater Sta-dius, który mierzy 60 km; określa się go czasem jako „krater-widmo".

Wyraźnie widać, że po powstaniu został on w znacznym stopniu zalany masami lawy. Na skraju i wewnątrz tego krateru widzimy w nieco większej lunecie amatorskiej niewielkie kratery, a na szczególną uwagę zasługuje ich łańcuch zaczynający się od północno--wschodniego skraju Stadiusa i biegnący dalej w tym kierunku ku Karpatom. Łańcuch tworzy kilka tuzinów maleńkich kraterów o średnicach niewielu kilometrów, ułożonych w nieco nieregularny szereg.

Urocze Morze Przesileń najlepiej obserwować trzy lub cztery dni po nowiu lub dwa dni po pełni. Ma ono średnicę 500 km. Oglądane z Ziemi wydaje się eliptyczne, jednak jest prawie koliste. W jego wnętrzu widzimy liczne zmarszczenia, zwłaszcza w stronie wschodniej. W tym obszarze można zauważyć jeszcze kilka mniejszych kraterów, zwłaczcza Picard położony bardziej na południe i - bardziej na północ - Peirce.

W północno-wschodniej części Księżyca leżą obok siebie trzy kratery: Theophilus, Cyrillus i Catharina. Najlepiej jest obserwować je w pięć dni po nowiu lub w cztery doby po pełni. Theophilus to wielki krater o średnicy nieco ponad 100 km, jego krawędź jest niezwykle ostra, a w środku widzimy kilka wzniesień centralnych. Podobnie jak w Koperniku, zbocze wewnętrzne jest tarasowate, a wysokość wału ponad wnętrzem wynosi 5000 m. Theophilus musi być kraterem stosunkowo młodym, gdyż południowy wschód jego wału nakłada się na starszy krater Cyrillus.

Ten ostatni ma średnicę około 90 km, a w jego wnętrzu widać co najmniej dwa wzniesienia środkowe i kilka mniejszych kraterów wtórnych, a ponadto pofałdowania i pęknięcia. Bardziej na południu znajduje się Catharina o średnicy 90 km i z wałem o wysokości 4800 m. Jest to najstarszy z wymienionych tu kraterów, jego wał uległ już częściowemu zniszczeniu, zaś na wale, jak i wewnątrz, odkrywamy wiele małych kraterów wtórnych.

Innym pięknym rejonem jest, położony daleko na północy, krater Platon i jego otoczenie. Najlepiej jest obserwować go w dobę po pierwszej kwadrze lub podczas trzeciej kwadry. Ma on średnicę 100 km, wał ma wprawdzie wysokość tylko 1000 m, lecz w niektórych miejscach osiąga on 2000 m.

Ponadto wał jest niezwykle ostry i wąski. W jego wnętrzu początkowo nie odkrywamy żadnych dalszych szczegółów, ani wzniesienia centralnego, ani krateru. Gdy jednak użyjemy lepszej lunety i prowadzimy obserwacje przy urozmaiconym oświetleniu, wówczas zauważamy ten lub inny minikrater i inne szczegóły.

Na południe od Platona widzimy na Morzu Deszczów grupę rozrzuconych gór. Należy do nich Pico o wysokości około 2300 m, a na wschód od niego góry Teneryfa. Bardziej na zachód od Platona leżą Alpy i już wspomniana poprzeczna Dolina w Alpach, a na wschód góry Jura, które najlepiej oglądać w trzy do czterech dób po pierwszej kwadrze lub w dwie doby po trzeciej kwadrze. Góry Jura tworzą półkole otaczające Zatokę Tęcz (Sinus Iri-dum).

Góry ograniczające Jurę od zachodu i od wschodu nazywają się odpowiednio Przylądek Laplace'a i Przylądek Heraklita. Na koniec należy wspomnieć o zagmatwanym mnóstwie kraterów i gór pierścieniowych na południowej półkuli Księżyca. Odkrywamy tu setki, a nawet tysiące, większych i mniejszych kraterów, często nakła-dajacych się na siebie.

Oczywiście obecnie wiemy znacznie więcej o powierzchni Księżyca, po lądowaniach ludzi, a także w wyniku badań i zdjęć wykonanych przez sondy bezzałogowe. Trudno byłoby astronomowi-amatorowi odkryć na Księżycu coś „nowego". Mimo to należy on do najpiękniejszych obiektów niebieskich, które możemy „podbić" nawet przy użyciu małych lunet. Pierwszego miękkiego lądowania na Księżycu dokonała 3.2.1966 r. Łuna 9, ludzie po raz opierwszy okrążyli go w grudniu 1968 r. na statku Apollo 8, a 20.7.1969 r. o godzinie 21 h 47' 46" czasu środkowoeuropejskiego Apollo 11 wylądował na Morzu Spokoju.

Astronauta Neil Armstrong jako pierwszy człowiek stanął na Księżycu dnia 21.7.1969 o godz. 3h 56' 20", a kilka minut później uczynił to Edwin Aldrin. Ostatnim lądowaniem człowieka na Księżycu był Apollo 17 11.12.1972 na półkuli północnej w rejonie Taurus-Littrow.

Podobne prace

Do góry