Небесні світила і небесна сфера.

Відносно земного спостерігача зорі розміщені на різних відстанях. Причому ці відстані настільки великі, що для людського ока вони здаються розміщеними на однаковій віддалі.

Зоряним небом називається сукупність небесних тіл, що розташовані в космічному просторі. Для розв`язку багатьох задач астрономії відстань до небесних тіл немає значення, а має значення лише їх розміщення на небі.

Тому розглядають допоміжну небесну сферу - уявну сферу довільного радіусу (переважно приймається умовно рівний одиниці), з центром, що співпадає з початком (центром) даної системи відліку. В якості центра системи може бути вибрана люба точка, напр. положення спостерігача, його око [топографічна система], центр мас Землі [геоцентрична], барицентр сонячної системи [барицентрична або геліоцентрична], центр галактики [галактоцентрична] і т. д. На небесній сфері можна фіксувати видиму кутову відстань між небесними світилами, вивчати видиме переміщення проекцій небесних світил, не знаючи їх розміщення в просторі.

Прямовисна лінія. Основний напрямок, зв`язаний з спостерігачем дає вертикальна, або прямовисна лінія, проведена через центр, яка збігається з напрямом сили тяжіння в пункті спостереження.

Зеніт і надир. Точка, що знаходиться над головою спостерігача і визначається як точка перетину прямовисної лінії, що проходить через око спостерігача з небесною сферою називається зенітом (z). Точка діаметрально протилежна зеніту називається надиром (z`).

Математичний горизонт. Площина перпендикулярна до прямовисної лінії і проходить через центр небесної сфери називається площиною математичного горизонту, а лінія її перетину з небесною сферою називається математичним горизонтом. Ця площина приблизно співпадає з дотичною площиною до сферичної поверхні Землі.

Великим колом називається переріз сфери площиною, що проходить через її центр. Всі решта кола на сфері називаються малими колами, їх радіуси менші.

Фізичний горизонт (реальний) - замкнута неправильна лінія, яка обмежує видиму частину земної поверхні, що в рівнинній місцевості і на морі здається плоскою. В рівнинній місцевості висота спостерігача над поверхнею мала в порівнянні з R, то різниця між математичним та фізичним горизонтами мала.

Вісь і полюси світу. Основний напрямок, який пов`язаний з небесною сферою є вісь світу – пряма паралельна до земної осі і проходить через центр небесної сфери. Перетин осі світу з небесною сферою дає дві точки, одна з яких розміщена біля Полярної зорі (кутова віддаль 52`- ближче до зеніту) називається північним полюсом світу (P). Діаметрально протилежна точка – південним полюсом світу(P`).

Небесний екватор – велике коло, площина якого проходить через центр допоміжної сфери перпендикулярно до осі світу. Він поділяє поверхню допоміжної сфери на дві півкулі : північну та південну. Небесний меридіан – велике коло, що проходить через зеніт, надир, північний та південний полюси світу. Він поділяє допоміжну небесну сферу на дві півкулі: східну і західну.

Північ, південь, схід, захід. Полуднева лінія. Перетин небесного меридіану з математичним горизонтом дає дві точки: ближча до північного полюсу світу називається точкою півночі N, протилежна - точка півдня S. Пряма, що з`єднує точки півночі і півдня називається полудневою лінією. Математичний горизонт перетинається з небесним екватором в точці сходу E і точці заходу W. В точці сходу світило розміщене на екваторі виходить при своєму русі з-за горизонту.

Вертикал (коло висоти) – півколо великого кола, що проходить через зеніт і надир. Зокрема ZWZ`EZ перпендикулярне до небесного меридіана – перший вертикал.

Площина в якій рухається Земля навколо Сонця, співпадає з площиною видимого річного руху Сонця відносно зір, називається площиною екліптики. Перетин цієї площини з небесною сферою називається екліптикою.

Екліптика - це велике коло, розміщене на небесній сфері, по якому відбувається видимий річний рух Сонця. Пряма, що проходить через центр небесної сфери і перпендикулярна до площини екліптики, називається віссю екліптики. Точки перетину цієї прямої з небесною сферою називаються полюсами екліптики. Полюс, розміщений в північній півкулі, називається північним полюсом екліптики, протилежний – південним. Північний полюс екліптики розміщений між Полярною зіркою і Вегою.

Проводячи виміри зенітної віддалі або висоти Сонця опівдні (полудень), тобто в момент його верхньої кульмінації на одній і тій же широті встановлено, що схилення Сонця на протязі року змінюється в межах від 23^о27’ до –23^о27’, два рази на рік проходячи через нуль. Екліптика нахилена до екватора під кутом, що визначається кутом між осями світу і екліптики ε=23^о27’. Екліптика перетинається з небесним екватором в двох точках – точках рівнодення. Точка, в якій Сонце при своєму річному русі переходить з південної півкулі в північну (з північної кулі в південну) називається точкою весняного рівнодення – 21 березня (^–овен) (осіннього рівнодення - 23 вересня (d–терези)).

Точки екліптики, найбільш віддалені від екватора називаються точками сонцестояння. Точка сонцестояння, що лежить в північній півкулі називається точкою літнього (a–рак 22 червня) ( зимового g–козеріг 22 грудня) сонцестояння.

Сузір’я.

Сузір’я – це певна ділянка зоряного неба з чітко окресленими межами, що охоплює всі належні їй світила і яка має власну назву. Більшість їхніх назв, які використовуються й сьогодні – це спадок від давніх греків. Так у творі «Альмагест» Птолемея перелічено 48 сузір’їв. Нові сузір’я з’явилися на небі після перших подорожей у південну півкулю Землі під час великих географічних мандрівок XVI-XVII ст., а також після винайдення телескопа. На початку ХХ ст. налічувалося 108 сузір’їв.

На конгресі Міжнародного Астрономічного Союзу 1922 р. було встановлено межі 88 сузір’їв.

Деякі відомі сузір'я містять добре помітні фігури, складені яскравими зірками, які легко впізнати, наприклад, Велика Ведмедиця (контур ковша), Оріон (фігура мисливця), Лев (контур лежачого лева), Скорпіон. Інші сузір'я не мають таких визначних контурів і містять менш яскраві зорі. Розподіл зір між сузір'ями довільний, і різні культури виділяють на небі різні сузір'я. Однак декілька найпомітніших контурів, складених яскравими зорями, виділяються більшістю культур, хоча, звичайно, вони отримують різні назви; такими є сузір'я Оріона й Скорпіона.

Зорі в сузір'ї рідко мають якийсь зв'язок одна з одною. Насправді вони розташовані в нашій галактиці далеко одна від одної і лише випадково опиняються поруч, якщо їх розглядати саме з Землі.

Зоряні величини.

2500 років тому давньогрецький астроном Гіппарх розподілив видимі на небі зірки за яскравістю за шкалою від 1 до 6. Він назвав найяскравіші зірки неба “зірками першої величини”, а найтьмяніші, які він тільки міг побачити, “зірками шостої величини”. Це дивовижно, але два з половиною тисячоліття по тому, класифікаційна схема Гіппарха все ще широко використовується у астрономії, хоча з того часу її було вдосконалено і переведено на придатнішу для вимірювань основу.

Видима зоряна величина – це безрозмірна астрономічна величина, яка характеризує видимий блиск чи яскравість небесного тіла з погляду земного спостерігача.

Використовують декілька різних шкал зоряних величин, кожна з них відповідає різним потребам. Найпоширенішою є шкала видимих зоряних величин; за нею можна виміряти наскільки яскравими є зірки і інші об’єкти для людського ока. За шкалою видимих зоряних величин зірка Вега має зоряну величину 0,0, це значення є еталонним для зоряних величин усіх інших об’єктів, ці зоряні величини визначаються за допомогою вищенаведеного рівняння, на основі відношення виміряних потоків для об’єкта і Веги.

Зоряна величина в наукових текстах позначається на зразок 2^m. В 1856 році Норман Погсон формалізував шкалу зоряних величин, встановивши, що зірка першої величини рівно у 100 разів яскравіша за зірку шостої величини і, таким чином, яскравіша за зірку другої величини приблизно в 2,512 рази. Корінь п'ятого степеня зі 100 — ірраціональне число, що приблизно дорівнює 2,512, зветься коефіцієнтом Погсона.

Було встановлено, що зоряна величина т і освітленість Е пов’язані залежністю:

m = -14^т - 2,5 lg Е

Але вивчати зірки за допомогою видимих зоряних величин складно. Уявімо собі дві зірки на небі з однаковою зоряною величиною, які виглядають однаково яскраво. Дивлячись на значення видимої зоряної величини ви не зможете дізнатися, чи мають обидві зірки однакову справжню яскравість; може так статися, що одна з зірок насправді яскравіша, але розташована від нас на більшій відстані ніж інша.

Якщо ми знаємо відстані до зірок, ми можемо врахувати відстань до них і ввести абсолютну зоряну величину, яка відповідатиме справжній, реальній яскравості. Абсолютну зоряну величину визначають як видиму зоряну величину зірки, якщо спостерігач знаходиться на відстані у 10 парсеків (1 парсек дорівнює 3,26 світлового року або 3,1 x 10¹⁸ см). Абсолютну зоряну величину (M) можна визначити за видимою зоряною величиною (m) і відстанню до об’єкта у парсеках (d) за формулою:

M = m + 5 - 5∙lg(d) (зауважте, що M=m, якщо d=10).

Сучасні виміри зоряних величин більше не пов’язані з людським оком, його функції тепер виконують фотографічні пластини і фотоелектричні фотометри. За допомогою телескопів ми можемо бачити набагато тьмяніші об’єкти, ніж ті, що їх бачив неозброєним оком Гіппарх, отже, шкалу зоряних величин було розсунуто за шосту зоряну величину. Космічний телескоп «Хаббл» може робити зображення зірок 30-ої зоряної величини, а це зірки у трильйон разів тьмяніші за Вегу.

Література

1. Климишин І. А., Крячко І. П. Астрономія: Підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів. — К.: Знання України, 2002 та 2004 р. — §3-6.
2. Пришляк М. П. Астрономія: Підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів. — Х.: Видавництво "Ранок", 2011 — §2.