座標のある星はどの星座にありますか? 動く星図を使った実習

注記：

(おおいぬ座α星; αCMa、 シリウス）。おおいぬ座の中で最も明るい星であり、全天で最も明るい星。公転周期50年の視連星で、主成分(A)はA星、第2成分(B、Pup)は8等白色矮星です。シリウス B は 1862 年に初めて光学的に発見され、1925 年にスペクトルからその種類が決定されました。シリウスは私たちから 8.7 光年離れており、太陽系への近さの点で 7 位にランクされています。この名前は古代ギリシャ人から受け継がれており、星の輝きを強調する「灼熱」を意味します。シリウスが属する星座の名前にちなんで「犬星」とも呼ばれます。 3番目の星である褐色矮星は、成分(B)よりも(A)に近く、1995年にフランスの天文学者によって発見されました。
(アルファうしかい、αブー、 アルクトゥルス）。うしかい座で最も明るい星であるオレンジ色の巨大な K 星は、全天で 4 番目に明るい星です。ダブル、可変。名前はギリシャ語に由来し、「クマの飼い主」を意味します。アルクトゥルスは、1635年にフランスの天文学者兼占星術師モリンによって望遠鏡を使用して昼間に観察された最初の星でした。
(こと座α星; αライル、ベガ）。こと座で最も明るい星であり、全天で 5 番目に明るい星です。これはAスターです。 2005 年、スピッツァー宇宙望遠鏡はベガと星の周囲の塵の赤外線画像を撮影しました。惑星系は星の周りに形成されます。
(ぎょしゃ座α星; αアウル、 チャペル）。ぎょしゃ座の中で最も明るい恒星で、巨大なG星を主成分とする分光二重星。彼女の名前はラテン語に由来し、「小さなヤギ」を意味します。
(オリオン座ベータ星; βオリ、 リゲル）。オリオン座で最も明るい星。ギリシャ文字のベータで指定されますが、オリオン座アルファと指定されるベテルギウスよりもわずかに明るいです。リゲルは 7 等の伴星を持つ超巨大 B 星です。名前はアラビア語に由来し、「巨人の足」を意味します。
(こいぬ座α星; αCMi、 プロキオン）。こいぬ座の中で最も明るい星。プロキオンは全恒星の中で第5位の明るさです。 1896 年、J. M. シェーベルはプロキオンが連星系であることを発見しました。主な伴星は通常の F 星で、暗い伴星は 11 等の白色矮星です。このシステムの流通期間は41年です。プロキオンという名前はギリシャ語に由来し、「犬の前」を意味します（星が「犬の星」、つまりシリウスの前に昇るということを思い出させます）。
(アルファイーグル; αAql、 アルタイル）。わし座の中で最も明るい星。アラビア語の「アルタイル」は「空飛ぶ鷲」を意味します。アルタイル - A スター。最も明るい星の中で最も近い星の一つです（17光年の距離にあります）。
(オリオン座アルファ星; αオリ、 ベテルギウス）。赤色超巨星 M 星。既知の星の中で最大のものの 1 つ。点干渉法や他の干渉法を使用してその直径を測定することができ、その直径は太陽の直径の約1000倍であることが判明した。大きくて明るい「星黒点」の存在も発見された。ハッブル宇宙望遠鏡を使った紫外線での観測により、ベテルギウスは太陽質量約20個の質量を持つ広大な彩層に囲まれていることが判明した。変数。明るさは約5年の周期で0.4等級から0.9等級の間で不規則に変化します。注目すべきは、1993年から2009年までの観測期間中に、星の直径が5.5天文単位から約4.7天文単位まで15％減少したが、その理由を天文学者たちはまだ説明できていないということである。しかし、この間、星の明るさは目立った変化はありませんでした。
(おうし座α星; αタウ、 アルデバラン）。おうし座で最も明るい星。アラビア語の名前は「次」（つまり、プレアデス星団に続く）を意味します。アルデバランは巨大なK星です。変数。空ではこの星はヒアデス星団の一部であるように見えますが、実際には地球の2倍近くにあり、その一員ではありません。 1997年に、1.35天文単位の距離に木星の11質量に等しい質量を持つ大きな惑星（または小さな褐色矮星）である衛星が存在する可能性について報告されました。無人探査機パイオニア10号がアルデバランへ向かっています。途中で何も起こらなければ、約200万年後には恒星の領域に到達します。
(蠍座α星; αスコ、 アンタレス）。さそり座で最も明るい星。赤色超巨星、M 星、変光星、連星この名前はギリシャ語に由来し、「火星の競争相手」を意味し、この星の顕著な色を思い出させます。アンタレスは半規則変光星で、その明るさは 5 年の周期で 0.9 等級から 1.1 等級の間で変化します。わずか 3 秒角の距離に 6 等の青い伴星があります。アンタレス B は、1819 年 4 月 13 日のこれらの掩蔽の 1 つで発見されました。衛星の公転周期は878年です。
(乙女座α星; αVir、 スピカ）。おとめ座で最も明るい星。これは日食連星変光星で、その明るさは 4.014 日の周期で約 0.1 等ずつ変化します。主な構成要素は、太陽質量約 11 個の質量を持つ青白色の B 星です。名前は「トウモロコシの穂軸」を意味します。
(双子座ベータ; βジェム、 ポルックス）。ふたご座で最も明るい星ですが、その指定はアルファではなくベータです。ポルックスがバイエル（1572-1625）の時代から明るくなったとは考えにくいでしょう。ポルックスはオレンジ色の巨大なK星です。古典的な神話では、双子のカストルとポルックスはレダの息子でした。 2006 年に、この星の近くで系外惑星が発見されました。
(南魚座アルファ星; αPSA、
(おおいぬ座イプシロン; εCMa、 アダラ）。おおいぬ座で 2 番目に明るい星 (シリウスに次いで)、巨大な B 星。 7.5mの伴星を持つ。星の名前はアラビア語で「処女」を意味します。約470万年前、おおいぬ座ε星から地球までの距離は34光年で、この星は全天で最も明るく、その明るさは-4.0mに等しかった。

(双子座α星; αジェム、 キャスター）。ふたご座ではポルックスに次いで2番目に明るい。肉眼での等級は 1.6 と推定されていますが、これは少なくとも 6 つの要素からなる複数のシステムの合計の明るさです。等級 2.0 と 2.9 の 2 つの A 星があり、近くに見えるペアを形成しており、それぞれが分光連星であり、さらに遠くにある等級 9 の赤い星 (日食連星) です。

(ガンマオリオニス; γオリ、 ベラトリックス）。巨人、Bスター、可変、ダブル。名前はラテン語に由来し、「戦士の女性」を意味します。古代の 57 の航海星の 1 つ

(おうし座ベータ星; βタウ、 ナット）。おうし座の中で 2 番目に明るい星座で、雄牛の角の先端にあります。名前はアラビア語の「角のある」という表現に由来しています。古代の地図上のこの星は、ぎょしゃ座の人間の右足を描いており、ぎょしゃ座ガンマという別の名称も持っていました。エルナットはBスターです。

(イプシロンオリオニス; ε オリ、 アルニラム）。オリオン座のベルトを形成する 3 つの明るい星の 1 つ。アラビア語の名前は「真珠の列」を意味します。アルニラム - 超巨星、B 星、変光星

(ゼータオリオン座; ゼータ・オリ、 アルニタク）。オリオン座のベルトを形成する 3 つの明るい星の 1 つ。アラビア語の名前は「ベルト」と訳されます。アルニタクは超巨大、O 星、三重星です。

(おおぐま座イプシロン; εUMa、 アリオット）。おおぐま座で最も明るい星。この場合のギリシャ文字は、明るさではなく、位置の順に星に割り当てられます。アリオスは A 星であり、おそらく木星の 15 倍も重い惑星を持っています。

(おおぐま座アルファ星; αUMa、 ドゥベ）。おおぐま座の北斗七星の 2 つの星の 1 つ (もう 1 つはメラク)、Indexes と呼ばれます。巨人、Kスター、変数。 5等星の伴星は44年ごとに周回します。 Dubhe は、文字通り「クマ」を意味し、「大きなクマの後ろ」を意味するアラビア語の名前の短縮版です。

(アルファ・ペルセイ;αあたり、 ミルファク）。ペルセウス座で最も明るい星。黄色超巨星、F 星、変光星。名前はアラビア語に由来し、「肘」を意味します。

(このおおぐま座; ηUMa、 ベネトナシュ）。星は「尾」の端にあります。 B スター、可変。アラビア語の名前は「会葬者のリーダー」を意味します（アラブ人にとって、この星座はクマではなく霊柩車として見られていました）。

(おおいぬ座ベータ; βCMa、 ミルザム）。おおいぬ座の中で2番目に明るい星座。変光星である巨大B星は、おおいぬ座ベータ星などの弱い変光星のクラスの原型です。その明るさは 6 時間ごとに数百分の 1 ずつ変化します。このような低レベルの変動は肉眼では検出できません。

(アルファヒドラ; αひゃ、 アルファード）。うみへび座の中で最も明るい星。名前はアラビア語に由来し、「孤独な蛇」を意味します。アルファード - Kスター、バリアブル、トリプル。

(こぐま座アルファ星; αUMi、 ポーラー）。こぐま座の中で最も明るい星で、天の北極の近く（1度未満の距離）にあります。ポラリスは、ケフェウス座デルタ型の中で地球に最も近い脈動変光星で、周期は 3.97 日です。しかし、ポーラーは非常に非標準的なセファイドです。その脈動は約数十年の期間にわたって消えます。1900 年の明るさの変化は ±8%、2005 年には約 2% でした。さらに、この期間中、星は平均して 15% 明るくなりました。

平面上に星座を描いた星図を作成するには、星の座標を知る必要があります。地平線に対する星の座標、たとえば高度は、視覚的には見えますが、常に変化するため、地図の作成には適していません。星空とともに回転する座標系を使用する必要があります。それを赤道系といいます。その中の 1 つの座標は、赤緯と呼ばれる、天の赤道からの発光体の角距離です (図 19)。 ±90°以内で変化し、赤道の北が正、南が負とみなされます。赤緯は地理的な緯度に似ています。

2 番目の座標は地理的な経度に似ており、赤経 a と呼ばれます。

米。 18. 観測中の一年のさまざまな時期における地平線上の太陽の毎日の経路: a - 中緯度。 b - 地球の赤道にある。

米。 19. 赤道座標。

米。 20. 上部頂点における発光体の高さ。

発光体 M の赤経は、世界の極と特定の発光体を通って描かれた大円の平面と、世界の極と春分の点を通過する大円の面との間の角度によって測定されます (図.19）。この角度は、北極から見て春分点 T から反時計回りに測定されます。それは 0 から 360° まで変化し、天の赤道上にある星が赤経の増加順に上昇するため、赤経と呼ばれます。同じ順序で次々と絶頂に達します。したがって、a は通常、角度ではなく時間で表され、空は 15 度回転し、4 分で 1 度回転すると想定されます。したがって、赤経は90度、それ以外の場合は6時間、7時間18分となります。時間の単位で、赤経は星図の端に沿って書き込まれます。

地球儀の球面に星を描いたスターグローブもあります。

1枚の地図では星空の一部しか歪みなく描けず、その時間にどの星座が見えるのか、地平線からどのような位置にあるのかが分からず、初心者にとっては使いにくいものです。動く星図の方が便利です。そのデバイスのアイデアはシンプルです。地平線を表す切り欠きのある円が地図上に重ねられています。地平線の切り抜きは偏心しており、切り抜き内のオーバーレイ円を回転すると、さまざまな時間に地平線の上にある星座が表示されます。このようなカードの使用方法については、付録 VII で説明します。

(スキャンを参照)

2. 頂点における発光体の高さ。

上部の頂点における発光体 M の高さ、その赤緯 6 とその地域の緯度との関係を求めてみましょう。

図 20 は、天の軸の鉛直線と、天の赤道と地平線 (正午の線) の天の子午線面への投影を示しています。ご存知のとおり、正午の線と天の軸の間の角度は等しいです。明らかに、地平線に対する天の赤道面の傾きは、角度で測定すると 90° に等しくなります (図 20)。天頂の南で頂点に達する赤緯 6 の星 M の高さは

この公式から、地理的緯度は、既知の赤緯 6 の星の高度をその上部極点で測定することによって決定できることがわかります。天頂の瞬間の星が赤道の南に位置する場合、その赤緯は負であることを考慮する必要があります。

(スキャンを参照)

3. 正確な時間。

天文学で短期間を測定する場合、基本単位は太陽日の平均長、つまり太陽の中心の 2 つの上部 (または下部) の頂点間の平均時間です。晴れた日の長さは年間を通じてわずかに変動するため、平均値を使用する必要があります。これは、地球が太陽の周りを円ではなく楕円で公転しており、その運動速度がわずかに変化するためです。これにより、一年を通して黄道に沿った太陽の見かけの動きにわずかな不規則性が生じます。

すでに述べたように、太陽の中心が頂点に達する瞬間は真正午と呼ばれます。しかし、時計をチェックし、正確な時間を決定するために、太陽が頂点に達する瞬間を正確に時計にマークする必要はありません。星と太陽の頂点の瞬間の違いはいつでも正確にわかっているため、星の頂点の瞬間をマークする方が便利で正確です。したがって、正確な時間を決定するために、特別な光学機器を使用して星の頂点の瞬間をマークし、時間を「保存」する時計の正確さをチェックするために使用します。この方法で決定された時間は、観測された空の回転が厳密に一定の角速度で発生した場合、絶対に正確になります。しかし、地球の地軸の周りの回転の速度、したがって天体の見かけの回転は、

球体は、時間の経過とともに非常に小さな変化を経験します。したがって、正確な時間を「保存」するために、現在では特別な原子時計が使用されており、その経過は一定の周波数で発生する原子の振動プロセスによって制御されています。個々の天文台の時計は原子時報と照合してチェックされます。原子時計から求められる時刻と星の見かけの動きを比較することで、地球の自転の乱れを調べることができます。

正確な時刻を決定し、それを保存し、無線で全国民に送信することは、多くの国に存在する正確な時刻サービスの仕事です。

無線を介した正確な時刻信号は、正確な時刻を知る必要がある海軍および空軍の航海士、および多くの科学および産業組織によって受信されます。正確な時刻を知ることは、特に、地球の表面上のさまざまな地点の地理的経度を決定するために必要です。

4. 時間を数えます。地理的経度の決定。カレンダー。

ソ連の自然地理の過程で、ローカルタイム、ゾーンタイム、マタニティタイムの概念を知っていること、また 2 つの地点の地理的経度の差が、これらの地点の現地時間の差によって決定されることも知っています。この問題は、星の観測を使用した天文学的な方法によって解決されます。個々の点の正確な座標の決定に基づいて、地球の表面がマッピングされます。

長い期間を数えるために、古代以来、人々は太陰月または太陽年の期間、つまり黄道に沿った太陽の公転の期間を使用してきました。季節変化の頻度は年によって決まります。太陽年は 365 太陽日、5 時間 48 分 46 秒続きます。これは、日や月の長さ、つまり月の満ち欠けの周期 (約 29.5 日) とは実質的に一致しません。これがシンプルで便利なカレンダーを作る難しさです。何世紀にもわたる人類の歴史の中で、さまざまな暦法が作成され、使用されてきました。しかし、それらはすべて、太陽、月、太太陽の 3 つのタイプに分類できます。南部の牧畜民は通常、太陰月を使用しました。 12 太陰月からなる 1 年には 355 太陽日が含まれます。月と太陽による時間の計算を調整するには、1 年を 12 か月または 13 か月として設定し、1 年に追加の日を挿入する必要がありました。古代エジプトで使われていた太陽暦は、よりシンプルで便利でした。現在、世界のほとんどの国も太陽暦を採用していますが、以下で説明するグレゴリオ暦と呼ばれる、より進んだ暦です。

暦を編纂するときは、暦年の期間が太陽の黄道に沿った公転の期間にできるだけ近くなければならないこと、また暦年には太陽日数の整数が含まれる必要があることを考慮する必要があります。一日の異なる時間に一年を始めるのは不便です。

これらの条件は開発されたカレンダーによって満たされました

アレクサンドリアの天文学者ソシゲネスによって紀元前 46 年に導入されました。 e. ジュリアス・シーザーによってローマで。その後、自然地理学でご存知のとおり、ジュリアンまたは古いスタイルという名前が付けられました。この暦は、365日を3回連続して年を数えるもので、単純暦と呼ばれ、翌年は366日となります。閏年といいます。ユリウス暦の閏年は、余りなしで 4 で割り切れる年です。

この暦によると、1 年の平均の長さは 365 日 6 時間です。つまり、実際の長さより約 11 分長いことになります。このため、古いスタイルは実際の時間の流れより400年ごとに約3日遅れていました。

1918 年にソ連で導入され、それより早くほとんどの国で採用されたグレゴリオ暦 (新しいスタイル) では、1600、2000、2400 など (つまり、100 の数が割り切れる年を除く) を除き、年は 2 つのゼロで終わります。剰余なしで 4 まで) は閏日とみなされません。これにより、400 年にわたって蓄積される 3 日の誤差が修正されます。したがって、新しいスタイルでの 1 年の平均長は、地球が太陽の周りを公転する周期に非常に近いことがわかります。

20世紀までに新しいスタイルと古いスタイル (Julian) の差は 13 日になりました。わが国では新しい様式が導入されたのは 1918 年になってからであるため、1917 年に 10 月 25 日に実施された 10 月革命 (旧様式) は 11 月 7 日 (新様式) に祝われます。

13日間という新旧の違いは21世紀になっても22世紀になっても残るでしょう。 14日に延長されます。

もちろん、新しいスタイルは完全に正確ではありませんが、1日の誤差は3300年後にのみ蓄積されます。

研究室ワークその6。
星の赤道座標を決定する

移動星図を使用する

仕事の目標:移動星図の使い方を学び、それを使って星の座標を決定します。

装置：動く星図。

理論的な部分。
天文学 – 天体の運動、構造、起源、発展を研究する宇宙の科学。
天文学の主な仕事:

宇宙における天体の目に見える位置と実際の位置と動きを研究し、その大きさと形状を決定します。
天体の物理的構造、化学組成、表面および内部の物理的状態の研究。
天体の起源と発展の問題を解決します。

天文学の主な分野:

天文計測 - 天体の位置と地球の回転を研究します。
天力学 - 重力の影響下での天体と人工衛星の動きを研究します。
天体物理学:

A)宇宙論 - 個々の体の起源、構造、物理的組成、化学的性質、進化を調査します。

b)宇宙論 - 宇宙全体、その発展と起源を考察します。
天文学の発展の主な段階

古代（望遠鏡以前）。
伸縮式 (G. Galileo より)。
オールウェーブ (1800 年以降)。
大気圏外 (1961 年以降)。

天球
天文学では、数日または数か月にわたって空で観察できる光や現象の見かけの位置を研究するために、「天球」の概念が使用されます。

天球は任意の半径の仮想の球であり、その中心に観察者の目があります。すべての発光体の見かけの位置がこの球の表面に投影され、実際の距離は無視され、それらの間の角距離のみが考慮されます。また、測定の便宜のために、一連の点と線が作成されます。

天球の主線と点。

Z – 天頂。

Z / – 最下位;

ZZ / – 鉛直線。

P – 天の北極。

P / – 天の南極。

PP / – 世界の軸 – 天球の見かけの回転軸。

鉛直線に垂直で、天球の中心を通る平面をといいます。 真の数学的地平の平面。

観察者にとっての世界の軸は常に地球の回転軸と平行です。

天球の中心を通り、世界の軸に垂直な平面をといいます。 天の赤道。

天の赤道が真の数学的地平線の平面と交差する点は、東 (E) 点と西 (W) 点と呼ばれます。それらから等しく離れた他の 2 つの点は、北 (N) 点と南 (S) 点と呼ばれます。

SN – 正午線。

世界の極、天頂、天底を通り、北と南の点を通る円はと呼ばれます 天の子午線。

天体の座標
座標系:

– 水平;

– 最初の赤道。

– 2番目の赤道。

– 黄道;

– 銀河系。

– クエーサー。
水平座標系
設計直接観察するため。

本線 –鉛直（垂直）線。

メインプレーン –真の数学的地平の平面。

天頂、天底、そして発光体 M が現在位置する点を通ると、天球の大きな半円を描くことができます。垂直または高さのサークル。地平線および天子午線に対する発光体 M の瞬間的な位置は、高度と方位角の 2 つの座標によって決まります。

発光体の高さ (h ああ ) – 地平線から発光体までの垂直の弧 (
）。 -90 0 ～ +90 0 の範囲で変化します。度 (分と秒) で測定されます。場合によっては、照明者の高さの代わりに、 天頂距離 (z ああ ) – 天頂から発光体までの垂直の弧 (

方位角 (あああ ) – 南の点から地平線との垂直線の交点まで、時計回りに（すなわち、南から西へ）地平線の弧（
）。 0 0 ～ 360 0 の範囲で変化します。度 (分と秒) で測定されます。

最初の赤道座標系
設計時間を測るために。

本線 –軸ムンディ。

メインプレーン –

発光体の赤緯あたり。

語形変化 ( ) –
）。 -90 0 ～ +90 0 の範囲で変化します。度 (分と秒) で測定されます。場合によっては、天体の偏角の代わりに、 極 (または極) 距離 (P ああ ) – 北極から発光体までの赤緯円の弧 (
）。 0 0 ～ 180 0 まで変化します。度 (分と秒) で測定されます。赤緯は北半球の星では正で、南半球では負です。赤道では偏角はゼロになります。

時の角度 ( ) – 赤道の最高点から見た天の赤道の弧 Q赤道と赤緯円の交点まで、時計回りに (つまり、南から西、または天球の日周運動の方向に) (

第 2 赤道座標系
設計星図、地図帳、カタログの編集に。

本線 –軸ムンディ。

メインプレーン –天の赤道面。

世界の極点と観測される星を通過する天球の大円を「大円」といいます。 発光体の赤緯あたり。

語形変化 ( ) – 赤道から発光体までの赤緯円の弧 (
）。 -90 0 ～ +90 0 の範囲で変化します。度 (分と秒) で測定されます。場合によっては、発光体の偏角の代わりに、極 (または極) 距離が考慮されます ( P ああ) – 北極から発光体までの赤緯円の弧 (
）。 0 0 ～ 180 0 まで変化します。度 (分と秒) で測定されます。

赤経 (
) – 春分点からの天の赤道の弧赤緯円と赤道との交点まで、反時計回りに (つまり、南から東へ) (
）。 0 時間から 24 時間まで変化します。時間 (分および秒) で測定されます。

星座と星
空全体は、厳密に定義された境界を持つ 88 のセクション (星座) に分割されます。星座は、星をさまざまな形に組み合わせたものです。この定義は数千年前に与えられました。これで、この定義を星座に与えることができます。星座は、天球上の方向と星の指定を容易にするために強調表示された星空の領域です。表 1 は、いくつかの星座とその構成星の一部を示しています。
表1。

星座	星	星座	星
アンドロメダ	アルマク	白鳥	αデネブ
アンドロメダ	ミラッハ	ライオン	αレグルス
双子	αキャスター	ライラ	αベガ
	β ポルックス	こぐま座	αポラリス
	γアルヘナ	小型犬	αプロキオン
北斗七星	α ドゥブヘ	オリオン	αベテルギウス
	ε アリオット		βリゲル
	ゼミザール		γベラトリックス
	アルコール		ξ アルニタク
大きい犬	αシリウス		ε アルニラム
天秤	αズベネルゲヌブ	ペガサス	α マルカブ
ぎょしゃ座	α・カペラ		βシート
うしかい	αアークトゥルス		εエニフ
乙女座	α・スピカ	ペルセウス	α・ミルファク
野ウサギ	α・アルネブ	ノーザンクラウン	αアルペッカ
鯨	οミラ	スコーピオン	αアンタレス
カシオペア	αシェディル	おうし座	αアルデバラン
	δ ルッフバッハ	ケフェウス	γエライ
	βカフ	ケフェウス	βアルフィルク

黄道
太陽の年周運動の想像上の線は次のように呼ばれます。 黄道。黄道と天の赤道は春分点と秋分点で交差します。太陽はちょうど 1 年かけて黄道全体を移動します。と
黄道が通過する星座は黄道帯と呼ばれます（12 個あります）。

– 春分点（3月21日）
,
;

– 秋分の日（9月23日）
,
;

– 夏至（6月22日）
,
;

– 冬至（12月22日）
,
.

コーナー黄道と天の赤道の間は以下に等しい
.

時間管理の基本
上部クライマックス -発光体が地平線上の天子午線を通過する瞬間 (M 3)。 下クライマックス -発光体が地平線の下の天子午線を通過する瞬間 (M 2)。 (水平) 座標が日中に継続的に変化し、上部の頂点が地平線より上に発生し、下部の頂点が地平線より下に発生する発光体と呼ばれます。 下りと上り(M1、M2、M3)。食べる 未設定(M5)と n
上昇(M4) 有名人

日 - 同じ名前の 2 つの連続するクライマックスの間の期間

春分点（恒星日）。

太陽の円盤の中心 (真の太陽日)。

- 「平均的な太陽の架空の点」。真の太陽の公転周期（平均太陽日）と同じ周期で、赤道に沿って一定の速度で移動します。

日 - 日の変化の周期 (1 日は地球の地軸の周りの回転周期に基づいています)。

月月の位相の変化の周期に関連付けられています（月が地球の周りを公転する周期に基づいています）。

年季節の変化の期間に関連付けられています（地球が太陽の周りを公転する周期に基づいています）。

平均黄道太陽 –太陽の平均速度で黄道に沿って一様に移動し、1 月 3 日と 7 月 4 日頃に黄道に一致する架空の点)。

平均赤道太陽 –平均的な黄道太陽の一定の速度で赤道に沿って均一に移動し、同時に春分点を通過する架空の点。

同じ地理子午線上の平均赤道太陽の同じ名前の 2 つの連続する下位頂点間の時間間隔は、と呼ばれます。 平均的な晴れた日 または単に 普通の日 （それが私たちが使っているものです）。

平均的な赤道の太陽の下端の頂点から他の位置までの経過時間を、平均太陽日の分数 (時間、分、秒) で表したものといいます。 平均太陽時 または ちょうど平均的な時間 ():

, (1)

どこ – 時の角度。

特定の子午線における平均太陽時:

, (2)

どこ – 経度。

標準時（ ):

, (3)

どこ – タイムゾーン番号;

– 世界時（グリニッジ子午線の本時刻）。

マタニティタイム ():

– 冬時間 (4)

- サマータイム。 (5)

実践的な部分。
1.) 星図上で次の星座を見つけてスケッチします: アンドロメダ、ふたご座、おおぐま座、おおいぬ座、天秤座、ぎょしゃ座、うしかい座、おとめ座、カシオペヤ座、はくちょう座、しし座、こと座、こぐま座、こいぬ座、わし、オリオン座、ペガスス座、ノーザンクラウン、蠍座、おうし座。
2.) 赤道座標が以下に等しい星が存在する星座は次のとおりです。

1.
,
; 2.
,
;

3.
,
; 4.
,
;

5.
,
; 6.
,
;、偏角の場合
(カルーガ用) (
、天頂に位置する星の座標を決定するため）。

誕生時に上部極点の近くにあった星はどれですか?
行われた作業について結論を出します。

研究室の研究を擁護するための質問。

天文学を科学として定義します。
天文学の発展における主な段階を挙げてください。
天球について教えてください。
どのような天球座標系を知っていますか?
水平座標系について説明します。
2番目の赤道座標系について教えてください。
星座を定義します。例を上げてください。
黄道を定義します。
星図を使用して星の赤道座標を見つけたり、その逆をしたりできるようになります。

セクションとトピックの名前

時間量

マスタリーレベル

星と星座。見た目の大きさ。天球。天球の特別な点。天体の座標。スターカード。異なる緯度での星の見かけの動き。空の物体の見かけの位置と観測者の地理座標との関係。名士たちの集大成。

用語と概念の定義（星座、高さ、星の頂点）の再現。さまざまな緯度で肉眼で観察した星の動きを解説。

トピック 2.1。 星と星座。天体の座標と星図。

2.1.1. 星と星座。見かけの大きさ

空には肉眼でもたくさんの星が見えます。数えることができないほどたくさんの星がありますが、肉眼で見える星は約 3,000 個あります。一般に、空には最大 2,500 ～ 3,000 個の星を数えることができます (視覚に応じて)。目に見える星は合計で約 6,000 個あります。

おそらく、文明の黎明期であっても、人々はなんとかして多数の星を理解し、その位置を記憶しようとして、それらを精神的に特定の数字に統合しました。何千年も前、人々は空を眺め、星を数え、頭の中でそれらをさまざまな図形 (星座) に結びつけ、古代の神話や伝説の登場人物、動物や物体の名前にちなんで名付けました。

さまざまな民族が、星座、自分の名前、さまざまな数字について独自の神話や伝説を持っていました。分割は純粋に恣意的なものであり、星座の図が名前の付いた図と一致することはほとんどありませんでしたが、これにより空の方向を非常に容易に知ることができました。古代カルデアやシュメールの裸足の少年たちでさえ、私たちの誰よりも空のことをよく知っていました。

すでに古代には、多くの特徴的な「スターフィギュア」に、ギリシャ神話や伝説の英雄、そしてこれらの英雄が戦った神話上の生き物の名前が付けられていました。このようにして、ヘラクレス、ペルセウス、オリオン、アンドロメダなどが空に現れたほか、ドラゴン、おうし座、クジラなどが現れました。これらの星座のいくつかは、古代ギリシャの詩「イリアス」や「オデュッセイア」に登場します。それらのイメージは、古代の星図表、地球儀、星図で見ることができます (図 2.1)。

と 星座 -これ 厳密に確立された境界線によって互いに分離された星空の特定の領域. 星座は、特徴的な星のグループとその境界内のすべての星が含まれる空の領域です。天球上に投影された、明らかに見える星の近隣。

名前で最も古い星座は黄道星座です。これは、太陽の年間運動が起こるベルト、および月や惑星の目に見える軌道です。したがって、おうし座は 4000 年以上前に知られていました。当時、春分点がこの星座にあったからです。

異なる民族と異なる時代には、星を分割するための異なる原則がありました。

紀元前4世紀 122の星座に含まれる809個の星のリストがありました。
18世紀 - モンゴル - 237の星座がありました。
2 世紀 - プトレマイオス (「アルマゲスト」) - 48 の星座が記載されています。
15～16世紀の大航海時代、南天の48星座を紹介。
1829 年に出版されたコルネリアスライシッヒによるロシアの星図録には、102 個の星座が含まれていました。

確立された星座の名前を変更する試みもあったが、天文学者の間では一つの名前も定着しなかった（たとえば、教会は1627年に星座の地図帳「クリスチャン・スターリー・スカイ」を出版したが、そこではジョージ、チャールズなどの君主の名前が与えられていた）、ルイ、ナポレオン）。

17 世紀から 19 世紀の多くの星図 (アトラス) には、星座の名前と図形の図が含まれていました。しかし、1690 年に出版され、星の正確な位置と、初めて赤道座標だけでなく、美しい図も掲載された星地図帳は、ヤン・ヘヴェリウス (1611 ～ 1687 年、ポーランド) の 1 つだけです。（ビデオ " スターアトラス by Jan Hevelius »

星座に関する混乱は 1922 年に終わりました。国際天文学連合は全天を 88 の星座に分割し、その境界は 1928 年に最終的に確立されました。

88 あるすべての星座の中で、よく知られているおおぐま座は最大の星座の 1 つです。

空を見ると、星の明るさ、つまり天文学者が言うように明るさが異なることに簡単に気づきます。.

私たちの時代以前から、天文学者は肉眼で空に見える星を 6 等級に分けていました。紀元前 125 年、ヒッパルコス (180 ～ 125 年、ギリシャ) は、見かけの明るさに応じて空の星を分割する方法を導入しました。 大きさ、最も明るいものを 1 等級 (1 メートル)、かろうじて見えるものを 6 メートル (つまり、5 等級の差) として指定します。

マグニチュード - 星の見かけの明るさ（輝き）. 大きさが特徴づけるサイズではなく、ただ 星の輝き。星が暗いほど、それを示す数字が大きくなります 恒星規模。

科学者が星から来る光の量を測定する機器を使い始めたとき、1 等星からは 2 等星からの光の 2.5 倍、2 等星からの光は 2.5 倍多いことが判明しました。いくつかの星は、1 等星からの光よりも 2.5 倍多くの光が来るため、いくつかの星は 0 等星として分類されました。そして、全天で最も明るい星であるシリウス (おおいぬ座α星) は、-1.5 というマイナス等級さえ得ました。

判明したのは、 一等星からのエネルギー束は六等星からのエネルギー束よりも100倍大きい。現在までに、何十万もの恒星について星の等級が決定されています。

1等星- 1m、最も明るいものに名前が付けられました。

2等星- 2m、 2.5倍（正確には2.512）の明るさ 1等星

3等星- 3m、2等星の明るさの2.5倍（正確には2.512倍）暗い

4等星- 4m、明るさは3等星の2.5倍（正確には2.512倍）暗い

5等星- 5m、4等星の明るさの2.5倍（正確には2.512）暗い

6等星- 6m、5等星の明るさの2.5倍（正確には2.512）暗い。肉眼で見える中で最もかすかな輝きです。 星よりも暗い 1位大きさ 100回.

空には 1 等星が合計 22 個ありますが、その明るさは同じではなく、1 等星よりわずかに明るいものもあれば、暗いものもあります。 2 等星、3 等星、およびそれ以降の恒星でも状況は同じであり、したがって、特定の星の明るさを正確に決定するには、分数を導入する必要がありました。星からの光束を測定することで、その大きさを 10 分の 1、100 分の 1 の精度で決定できるようになりました。

北半球の空で最も明るい星ベガの等級は 0.14 等級、全天で最も明るい星シリウスの等級はマイナス 1.58 等級、太陽の等級はマイナス 26.8 等級です。

最も明るい星や、より暗い星の中で最も興味深い天体には、アラビア語とギリシャ語に由来する独自の名前が付けられました（300 個以上の星に名前が付いています）。

1603 年、ヨハンバイエル (1572-1625、ドイツ) は目に見えるすべての星のカタログを出版し、それらを初めて紹介しました。 明るさの低い順にギリシャ文字で指定する（最も明るい）。 最も明るい – α、次にβ、γ、δ、εなどと続きます。

各星座では、星は明るさの降順にギリシャ文字で指定されています。この星座で最も明るい星は文字 α で示され、2 番目に明るい星は β で示されます。

したがって、星は現在、ベガ（こと座α星）、シリウス（おおいぬ座α星）、北極星（おおぐま座α星）と指定されています。北斗七星の柄の真ん中の星はミザールと呼ばれ、アラビア語で「馬」を意味します。この 2 等星は、おおぐま座 ξ 座と呼ばれます。ミザールの隣には、アルコル（「騎手」）と呼ばれた4等級の弱い星が見えます。この星は、数世紀前にアラブ戦士の視力の質をチェックするために使用されました。

星は明るさだけでなく、色も異なります。

それらは可能です 白、黄、赤。星が赤ければ赤いほど、クールです。太陽は黄色い星です。

望遠鏡の発明により、科学者は6等級の星よりもはるかに少ない光しか発しない、より暗い星を見ることができるようになりました。望遠鏡の能力が向上するにつれて、星の等級の規模はさらに大きくなる傾向にあります。たとえば、ハッブル宇宙望遠鏡は、最大 30 等級までの非常に暗い天体の画像を取得することを可能にしました。

2.1.2. 天球。天球の特別な点。

古代の人々は、すべての星は天球上にあり、天球は全体として地球の周りを回っていると信じていました。すでに 2,000 年以上前に、天文学者は、他の宇宙物体や地上のランドマークとの関係で天球上の天体の位置を示すことを可能にする方法を使い始めました。天球という概念は現在でも便利に使われていますが、この天球が実際には存在しないことはわかっています。

天球 -任意の半径の仮想の球面。その中心に観察者の目が位置し、そこに天体の位置が投影されます。

天球の概念は、最も単純な目に見える天体現象についての推論の便宜のため、日の出と日の入りの時刻の計算など、さまざまな計算のために、空の角度測定に使用されます。

天球を構築し、その中心から星に向かって光線を描きましょうあ(図1.1)。

この光線が球の表面と交差する場所に点を置きます A1この星を代表するもの。星でドットで表されます 1で。観測したすべての星について同様の操作を繰り返すことで、球体表面の星空の画像、つまり星球が得られます。観察者がこの想像上の球の中心にいる場合、観察者にとって星自体の方向と球上のそれらの像の方向が一致することは明らかです。

天球の中心はどこですか? (観察者の目)
天球の半径はどれくらいですか? （任意）
隣り合う 2 つの机の天球はどのように異なりますか? (センターポジション)。

多くの実際的な問題を解決する場合、天体までの距離は重要ではなく、空の中で見える位置だけが重要です。角度の測定は球の半径とは無関係です。したがって、天球は自然界には存在しませんが、天文学者は天球の概念を使用して、数日または数か月にわたって空で観察できる発光体の目に見える配置や現象を研究します。星、太陽、月、惑星などは、発光体までの実際の距離を抽象化し、それらの間の角距離のみを考慮して、そのような球体に投影されます。天球上の星間の距離は角度でしか表現できません。これらの角距離は、一方の星ともう一方の星に向けられた光線の間の中心角、または球の表面上の対応する円弧の大きさによって測定されます。

空の角距離を概算するには、次のデータを覚えておくと便利です。おおぐま座の 2 つの極端な星 (α と β) の間の角距離は約 5° (図 1.2)、おおぐま座α星からこぐま座α星（北極星）まで - 5倍 - 約25°。

角距離の最も単純な視覚的推定は、伸ばした手の指を使用して実行することもできます。

私たちが円盤として見るのは、太陽と月という 2 つの発光体だけです。これらの円盤の角直径はほぼ同じで、約 30 インチまたは 0.5 度です。惑星や星の角の大きさははるかに小さいため、私たちはそれらを単に発光点として見ます。肉眼では、物体は星のようには見えません。角のサイズが 2 ～ 3 インチを超える場合はポイントします。これは、特に、それらの間の角距離がこの値より大きい場合、私たちの目は個々の発光点 (星) を区別できることを意味します。言い換えれば、物体までの距離がそのサイズの 1700 倍を超えない場合にのみ、物体が点ではないと見なすことができます。

鉛直線 Z、 Z' 、天球の中心に位置する観察者の目（点C）を通過し、点で天球と交差します Z - 天頂、Z’ - 最下点.

天頂- これは観察者の頭上の最高点です。

最下位 -天頂の反対側の天球の点.

鉛直線に垂直な平面を次のように呼びます。水平面（または水平面）.

数学の地平線天球の中心を通る水平面と天球の交線をいいます。

肉眼では全空に約 6,000 個の星が見えますが、星空の残りの半分は地球によって遮られているため、私たちが見ることができるのはそのうちの半分だけです。星は空を横切って移動しますか? 全員が同時に動いていることがわかります。これは、星空を観察（特定の天体に焦点を当てて）することで簡単に確認できます。

自転により星空の見え方が変わります。東側では地平線から出てきたばかりの星（昇り）もあれば、この時点で頭上にある星もあれば、西側ではすでに地平線の後ろに隠れている星（沈み）もあります。同時に、私たちには星空が一つの全体として回転しているように見えます。今では誰もがよく知っていることですが、 天の自転は、地球の自転によって引き起こされる明らかな現象です。

地球の毎日の自転の結果、星空に何が起こっているかをカメラで撮影できます。

結果として得られた画像では、それぞれの星が円弧の形でその痕跡を残しました (図 2.3)。しかし、一晩中の動きがほとんど知覚できない星もあります。この星はポラリスと呼ばれました。一日を通して、それは小さな半径の円を描き、空の北側の地平線上のほぼ同じ高さに常に見えます。すべての同心円状の星の軌跡の共通の中心は、北極星の近くの空にあります。地球の回転軸が向いているこの点はと呼ばれます 天の北極。 北極星が描く弧の半径は最も小さくなります。しかし、この円弧と他のすべての円弧は、半径や曲率に関係なく、円の同じ部分を形成します。丸一日かけて空の星の軌跡を写真に撮ることができれば、その写真は360°の完全な円になるでしょう。結局のところ、1 日は地球が地軸の周りを完全に回転する期間です。 1 時間で、地球は円の 1/24、つまり 15 度回転します。したがって、この間に星が描く弧の長さは15°になり、30分後には7.5°になります。

1 日のうちに、星は北極星から遠くなるほど大きな円を描きます。

天球の毎日の自転軸はと呼ばれます軸ムンディ (RR」).

天球と世界の軸との交点はと呼ばれます世界の極地（ドット R - 天の北極、点Ｒ」 - 天の南極）。

北極星は世界の北極近くにあります。北極星、より正確にはその隣の固定点、つまり世界の北極を見るとき、私たちの視線の方向は世界の軸と一致します。天の南極は、天球の南半球に位置します。

平面EAW.Q., 世界軸に垂直で、天球の中心を通るものをPPといいます。天の赤道面、その天球との交線は天の赤道.

天の赤道 – 天球と世界の軸に垂直な天球の中心を通る平面との交点から得られる円の線。

天の赤道は、天球を北半球と南半球の 2 つの半球に分割します。

世界の地軸、世界の極、および天の赤道は、地球の地軸、極、および赤道に似ています。これは、リストされている名前が天球の見かけの回転に関連付けられており、それは天球の回転の結果であるためです。実際の地球の回転。

天頂点を通過する飛行機Z 、中心と天球と極 R世界が呼ばれる天の子午線の平面、天球との交線は次のようになります。天の子午線.

天の子午線 – 天頂Z、天の極P、天の南極P、天底Zを通る天球の大円」

地球上のどの場所でも、天の子午線の面は、その場所の地理的な子午線の面と一致します。

昼のライン NS - これは子午線と地平線の交線です。 N – 北点、S – 南点

正午に垂直の物体からの影がこの方向に落ちるため、この名前が付けられました。

天球の自転周期は何ですか? (地球の自転周期に等しい - 1 日)。
目に見える（見かけの）天球の回転はどの方向に起きますか? （地球の自転の方向と逆）。
天球の自転軸と地軸の相対位置については何が言えるでしょうか? （天球の地軸と地軸は一致します）。
天球のすべての点は、天球の見かけの回転に関与していますか? (軸上にある点は静止しています)。

地球は太陽の周りを回る軌道上を移動します。 地球の自転軸は軌道面に対して 66.5°の角度で傾いています。月と太陽からの重力の作用により、地球の回転軸は移動しますが、地球の軌道面に対する軸の傾きは一定のままです。地軸は円錐の表面に沿って滑っているように見えます。 (回転終了時の通常のコマの軸にも同じことが起こります)。

この現象は紀元前 125 年に発見されました。 e. ギリシャの天文学者ヒッパルコスによって命名されました。 歳差運動.

地軸は 25,776 年で 1 回転します。この期間はプラトン年と呼ばれます。現在、世界の P - 北極の近くに、北極星 - こぐま座 α 星があります。北極星は、現在世界の北極近くに位置する星です。私たちの時代では、1100年頃から、そのような星はこぐま座アルファ星、キノスラです。以前は、ポラリスのタイトルは、π、η、τ ヘラクレス、トゥバン星、コハブ星に交互に割り当てられていました。ローマ人には北極星がまったくなく、コハブとキノスラ（こぐま座α星）は守護者と呼ばれていました。

私たちの年表の初め、2000年前、天の極はりゅう座α星の近くにありました。 2100 年には、天の極は北極星からわずか 28 インチになりますが、現在は 44 インチです。 3200年にケフェウス座が極になります。 14000年にはベガ（こと座α星）が極になります。

空にある北極星を見つけるにはどうすればよいですか?

北極星を見つけるには、おおぐま座の星 (「バケツ」の最初の 2 つの星) を通る直線を頭の中で引き、それに沿ってこれらの星の間の 5 つの距離を数える必要があります。この場所では、直線の隣に、「バケツ」の星とほぼ同じ明るさの星が見えます。これが北極星です。

「北斗七星」と呼ばれることが多い星座の中で、北極星が最も明るいです。しかし、おおぐま座のほとんどの星と同じように、北極星は 2 等星です。

夏（夏秋）大三角＝ベガ星（こと座α星、25.3光年）、デネブ星（白鳥座α星、3230光年）、アルタイル星（オルラ座α星、16.8光年）

2.1.3. 天体の座標と星図

空にある星を見つけるには、それが地平線のどちら側にあり、上空どれくらいの高さを示す必要があります。この目的のために使用されます 水平座標系 – 方位角そして 身長。地球上のどこにでもいる観測者にとって、垂直方向と水平方向を決定することは難しくありません。

それらの最初のものは鉛直線を使用して決定され、図面(図1.3)では鉛直線で示されています。 グーグー"、球の中心を通る点（点） について）。

観察者の頭の真上にある Z 点は次のように呼ばれます。 天頂。

球の中心を通り、鉛直線に垂直な平面は、球と交差すると円を形成します。 真実、 または 数学的、地平線。

身長発光体は、天頂と発光体を通過する円に沿って測定されます。 , 地平線から発光体までのこの円の弧の長さで表されます。この円弧とそれに対応する角度は通常、次の文字で表されます。 h.

天頂にある星の高さは90°、地平線は0°です。

地平線の側面に対する発光体の位置は、その 2 番目の座標で示されます。 方位角、 文字入りの A.方位は南点から測定されます 時計回りの方向に、つまり、南の点の方位角は 0°、西の点は 90° などになります。

世界空間に関連して、地球上の特定の点の地平線もワールド空間とともに回転するため、発光体の水平座標は時間とともに継続的に変化し、地球上の観察者の位置に依存します。

著名人の水平座標は、地球上のさまざまな点の時間座標または地理座標を決定するために測定されます。実際には、たとえば測地学では、高さと方位角は特殊な測角光学機器を使用して測定されます。 セオドライト。

平面上に星座を描いた星図を作成するには、星の座標を知る必要があります。これを行うには、星空とともに回転する座標系を選択する必要があります。空の発光体の位置を示すために、地理で使用されるものと同様の座標系が使用されます。 - 赤道座標系。

赤道座標系は、地球上の地理座標系に似ています。ご存知のとおり、地球上の任意の点の位置を示すことができます。と地理座標 (緯度と経度) を使用します。

地理的緯度 - は、地球の赤道からの点の角距離です。地理的緯度 (φ) は、赤道から地球の極まで子午線に沿って測定されます。

経度- 特定の点の子午線の平面と本初子午線の平面の間の角度。地理的経度 (λ) 本初子午線（グリニッジ子午線）から赤道に沿って測定します。

たとえば、モスクワの座標は東経 37 度 30 インチ、北緯 55 度 45 インチです。

紹介しましょう 赤道座標系、どれの は、天球上の発光体の相互の位置を示します。

天球の中心を通り、地球の回転軸に平行な線を引いてみましょう (図 2.4)。 軸ムンディ。 それは、と呼ばれる2つの正反対の点で天球を横切ります。 世界の極地 - Rそして R.世界の北極は、北極星が近くにある極と呼ばれます。地球の赤道面に平行な球の中心を通る平面は、球の断面で、と呼ばれる円を形成します。 天の赤道。 天の赤道 (地球と同様) は、天球を北半球と南半球の 2 つの半球に分割します。天の赤道からの恒星の角距離をといいます。 傾き。赤緯は、天体と世界の極を通る円に沿って測定され、地理的な緯度に似ています。

語形変化- 天の赤道からの発光体の角距離。変化は文字δで表されます。北半球では偏角は正とみなされ、南半球では偏角は負とみなされます。

2 番目の座標は空の星の位置を示し、地理的な経度に似ています。この座標は次のように呼ばれます赤経。赤経は、太陽が毎年 3 月 21 日 (春分の日) に発生する春分点 γ から天の赤道に沿って測定されます。それは、春分点 γ から反時計回り、つまり空の毎日の回転に向かって測定されます。したがって、発光体は赤経の昇順に昇ります（そして沈みます）。

赤経 - 天の極から発光体を通って引かれた半円の平面間の角度(偏角円)、 天の極から赤道上にある春分の点を通って引かれた半円の平面(最初の偏角円)。赤経はαで表されます

赤経と赤経(δ, α) 赤道座標と呼ばれます。

赤経や赤経を度ではなく時間単位で表現できると便利です。地球が 24 時間で 1 回転すると考えると、次のようになります。

360° - 24 時間、1° - 4 分。

15° - 1 時間、15 インチ - 1 分、15 インチ - 1 秒。

したがって、たとえば 12 時に相当する赤経は 180°、7 時間 40 分は 115° に相当します。

特別な精度が必要ない場合、星の天体座標は変更されていないと考えられます。星空の日々の回転に伴い、春分の点も回転します。したがって、赤道および春分点に対する星の位置は、時刻にも、地球上の観測者の位置にも依存しません。

赤道座標系は移動星図上に表されます。

星図を作成する原理は非常に簡単です。まず、すべての星を地球儀に投影しましょう。星に向けられたビームが地球儀の表面と交差する場所に、この星の像が配置されます。通常、星球には星だけでなく、赤道座標のグリッドも描かれています。実はスターグローブとは、学校の天文学の授業で使われる天球の模型です。このモデルには星の画像はありませんが、地軸、天の赤道、その他の天球の円が表現されています。

星球の使用は必ずしも便利であるとは限りません。そのため、地図や地図帳が天文学 (地理だけでなく) でも広く使用されています。

初心者のための星空アトラス

地球のすべての点を平面 (円柱または円錐の表面) に投影すると、地球表面の地図が得られます。星球儀でも同様の操作を行うと、星空の地図が得られます。

学校の天文カレンダーに掲載されている最も単純な星図を見てみましょう。

天の北極が位置する点で地球の表面に触れるように、地図を取得する平面を配置しましょう。次に、地球上のすべての星と座標グリッドをこの平面に投影する必要があります。地球の極の 1 つが中心に位置する、北極または南極の地理地図に似た地図が得られます。私たちの星図の中心には天の北極があり、その隣に北極星があり、少し離れたところにこぐま座の残りの星、おおぐま座やその他の星座があります。天の極の近く。赤道座標グリッドは、中心および同心円から放射する光線によって地図上に表されます。各光線の反対側の地図の端には、赤経（0 時から 23 時まで）を示す数字が書かれています。赤経が始まる光線は、γ で指定される春分点を通過します。 . 赤緯は、天の赤道を表す円からこれらの光線に沿って測定され、0°と指定されます。残りの円もデジタル化されており、この円上にあるオブジェクトがどのような偏角を持っているかが示されます。

星は、その大きさに応じて、さまざまな直径の円として地図上に表示されます。星座の特徴的な図形を構成するものは実線で結ばれています。星座の境界は点線で示されています。

2.1.4. 地平線から上の天の極の高さ

図 2.5 に従って、地平線上の天の極の高さがどのくらいになるかを考えてみましょう。図 2.5 では、天球と地球の一部が天子午線面に投影されて描かれています。

させて または- 地球の軸に平行な世界の軸。 OQ- 地球の赤道に平行な天の赤道の一部の投影。オズ- 鉛直線。次に、地平線から上の天の極の高さ hP= ポンおよび地理的緯度 φ = Q1O1O.これらの角度が (ポンそして Q1O1O）それらの辺は互いに垂直であるため、互いに等しい (OO1の上 , ある OQOP）。したがって、 地平線から上の天の極の高さは、観測地の地理的緯度に等しい: h P = φ。したがって、観測点の地理的緯度は、地平線から上の天の極の高さを測定することによって決定できます。

観測者が地球上でどこにいるかによって、星空の見え方や日々の星の動きの性質が変わります。

地球の極で何が起こっているのか、どのように起こっているのかを理解する最も簡単な方法です。極とは、世界の軸が鉛直線と一致し、天の赤道が地平線と一致する地球上の場所です (図 2.6)。

北極にいる観測者にとって、北極星は天頂近くに見えます。ここでは、天球の北半球の星（赤緯が正）のみが地平線の上にあります。逆に、南極では、負の赤緯を持つ星だけが見えます。どちらの場合も、地球の回転によって天の赤道に平行に移動するため、星は地平線上の一定の高さに留まり、昇ったり沈んだりしません。

北極からいつもの中緯度へ出発しましょう。地平線上の北極星の高さは徐々に減少しますが、同時に地平線と天の赤道の面の間の角度は増加します。

図 2.7 からわかるように、中緯度では (北極とは異なり)、北半球の一部の星だけが空に沈むことがありません。北半球と南半球の両方にある他のすべての星は昇ったり沈んだりします。

空想の旅を続けて、中緯度から地理緯度 0 度の赤道まで行ってみましょう。ここでは、世界の軸は地平線に位置し、天の赤道は天頂を通過します。赤道では、日中、すべての発光体が地平線の上にあります (図 2.9)。

地球の極では、天球の半分しか見えません。地球の赤道では、一年を通してすべての星座を見ることができます。中緯度では、沈まない星もあれば昇らない星もあり、残りは毎日昇ったり沈んだりします。

2.1.5. 絶頂時の発光体の高さ

毎日の運動中、星は世界の軸の周りを回転し、1日に2回、南と北の点の上で子午線を横切ります。しかも、かつては最高位を占めていた―― アッパークライマックスそれ以外の場合 - 最も低い位置 - クライマックスの下の方。

南の点の上の上部の頂点の瞬間に、発光体は地平線上の最大の高さに達します。

クライマックス- これは、発光体が子午線を通過する現象です。天の子午線を通過する瞬間。

一日の過程において、光体 M は毎日の平行線、つまり天球の小さな円を表し、その平面は世界の軸に垂直であり、観察者の目を通過します。

M 1 - 上部最高点 (h max; A = 0 o)、M2 - 下部最高点 (h min; A = 180 o)、M 3 - 日の出点、M 4 - 日没点、

日々の行動に基づいて、著名人は次のように分類されます。

非昇順
上り - 下り（日中の上りと下り）
不入。
太陽と月とは何ですか？（甲２）

図 2.8 は、上部の頂点の瞬間における発光体の位置を示しています。

知られているように、地平線から上の天の極の高さ (角度) PON):hP= φ。次に、地平線間の角度 (NS)そして天の赤道 (QQ1)は 180° - φ - 90° = 90° - φ と等しくなります。コーナー M.O.S.発光体の高さを表す M頂点では、2 つの角度の合計になります。 Q1OSそして MOQ 1。私たちはそれらの最初のものの大きさを決定したところです、そして、二番目のものは光体の偏角にほかなりません。 Mさんδに等しい。

したがって、星の頂点の高さと赤緯、観測地の地理的緯度を結び付ける次の式が得られます。

h= 90° - φ + δ。

星の偏角を知り、観測から極大点の高さを求めると、観測地の地理的緯度を知ることができます。

写真は天球を示しています。赤緯がわかっている場合、上部極致の瞬間における特定の点での星の天頂距離を計算してみましょう。

高さ h の代わりに、90°-h に等しい天頂距離 Z がよく使用されます。 .

天頂距離- 天頂から点 M までの角距離。

上部極致の瞬間に発光体が点 M にあるとすると、AQ は世界軸 PP に垂直な天の赤道であるため、弧 QM は発光体の偏角 δ になります。」弧 QZ は、弧 NP は、領域 φ の地理的緯度に等しい。明らかに、弧 ZM で示される天頂距離は、z = φ - δ に等しい。

発光体が天頂 Z の北で頂点に達した場合 (つまり、点 M が Z と P の間にある場合)、z = δ- φ となります。これらの公式を使用すると、既知の地理的緯度 φ を持つ点における上極の瞬間における、既知の偏角を持つ星の天頂距離を計算することができます。

1. 星座

月の光が弱い星の観察を妨げない、雲のない夜に星空を知る必要があります。夜空に星が瞬く美しい写真です。その数は無限のようです。しかし、それは、よく観察して、相対的な位置が変化していない空の見慣れた星のグループを見つけるまでの間だけです。星座と呼ばれるこれらのグループは、数千年前に人々によって特定されました。 星座は、特定の確立された境界内の空の領域です。全天は 88 個の星座に分けられ、特徴的な星の配置によって見つけることができます。

多くの星座は古代からその名前を保持しています。いくつかの名前はギリシャ神話に関連しています。 アンドロメダ, ペルセウス, ペガサス、星座の明るい星によって形成される図形に似たオブジェクトを持つものもあります。矢印, 三角形,天秤動物の名前にちなんで名付けられた星座があります。 ライオン,癌, スコーピオン.

空の星座は、星図に示されているように、最も明るい星を直線で特定の図形に結ぶことによって見つけられます (付録 VII の星図および図 6、7、10 を参照)。各星座において、明るい星は長い間、ギリシャ文字 * で指定されてきました。最も多くの場合、その星座で最も明るい星は、α という文字で表され、明るさが減少するにつれて、アルファベット順に β、γ などの文字で表されます。例えば、 北極星星座があります こぐま座.

* (ギリシャ文字は付録 II に記載されています。)

図 6 と 7 は、おおぐま座の主な星の位置と、古代の星図に描かれているこの星座の姿を示しています (北極星を見つける方法は、地理の授業でよく知られています)。

月のない夜には、地平線の上に肉眼で約 3,000 個の星が見えます。現在、天文学者は数百万の星の正確な位置を決定し、それらから来るエネルギーの流れを測定し、これらの星のカタログリストを編集しています。

2. 星の見かけの明るさと色

日中、空が青く見えるのは、大気環境の不均一性により太陽光の青色光線が最も強く散乱されるためです。

地球の大気圏外では、空は常に暗く、その上で星と太陽を同時に観察できます。

星にはさまざまな明るさと色があります：白、黄色、赤みがかっています。星が赤ければ赤いほど、クールです。私たちの太陽は黄色い星です。

古代アラブ人は、輝く星に自分たちの名前を付けました。白い星：こと座のベガ、 アルタイルわし座（夏と秋に見える）では、 シリウス- 空で最も明るい星（冬に見える）。赤い星: ベテルギウス星座の中で オリオンそして アルデバランおうし座（冬に見える）では、 アンタレスさそり座（夏に見える）。黄色 チャペルぎょしゃ座内（冬に見える）*。

* (明るい星の名前は付録 IV に記載されています。)

古代でも、最も明るい星は 1 等星と呼ばれ、視界の限界で見える最も暗い星は 6 等星と呼ばれていました。この古代の用語は今日まで保存されています。「恒星等級」（文字 m で示される）という用語は、恒星の実際の大きさとは何の関係もありません。恒星から地球に届く光束を特徴づけるものです。星の見かけの明るさは、1等級違うと約2.5倍も異なるといわれています。したがって、5 等級の違いは、ちょうど 100 倍の明るさの違いに相当します。したがって、1 等星は 6 等星よりも 100 倍明るいことになります。最新の観測方法では、およそ 25 等級までの星を検出することが可能です。

正確な測定により、恒星には分数等級と負の等級の両方があることが示されています。たとえば、アルデバランの等級は m = 1.06、ベガの等級は m = 0.14、シリウスの等級は m = - 1.58、太陽の等級は m = - 26.80 です。

3. 星の見かけの日運動。天球

地球の自転により、私たちの目には星が空を横切って動いているように見えます。地平線の南側を向いて立ち、地球の北半球の中緯度にある星の毎日の動きを観察すると、星が地平線の東側から昇り、南側よりも高く昇ることに気づくでしょう。つまり、それらは地平線の西側に設定され、左から右へ、時計回りに移動します（図8）。注意して観察すると、北極星は地平線に対する位置をほとんど変えていないことがわかります。しかし、他の星は日中は北極星の近くを中心とする完全な円を描きます。これは、月のない夜に次の実験を行うことで簡単に確認できます。「無限遠」に設定したカメラを北極星に向けて、この位置にしっかりと固定しましょう。レンズを全開にしてシャッターを30分から1時間ほど開きます。このようにして得られた画像を展開すると、その上に同心の円弧、つまり星の経路の痕跡が表示されます（図9）。これらの円弧の共通の中心、つまり星の毎日の運動中に動かない点は、慣習的にこう呼ばれています。北極平和。北極星はそれに非常に近いです（図10）。その正反対の点をといいます。南極平和。地球の北半球の観測者にとって、それは地平線の下にあります。

数学的構造を使用して星の毎日の動きの現象を研究するのは便利です - 天球、つまり、中心が観測点にある任意の半径の仮想球です。すべての発光体の可視位置がこの球の表面に投影され、測定の便宜のために一連の点と線が作成されます (図 11)。したがって、観察者を通過する鉛直線 ZCZ" は、天頂点 Z で頭上の空と交差します。正反対の点 Z" は天底と呼ばれます。鉛直線 ZZ" に垂直な平面 (NESW) は地平線平面です。この平面は、観測者の位置 (図 12 の点 C) で地球の表面に接しています。天球の表面を分割します。 2 つの半球に分けられます。目に見える部分はすべての点が地平線の上にあり、目に見えない部分はすべての点が地平線の下にあります。

世界の両極を結ぶ天球の見かけの回転軸(RとR") そして観測者を通過する（と）、 呼ばれた軸ムンディ(図11)。どの観測者にとっても世界の軸は常に地球の回転軸と平行になります (図 12)。天の北極の下の地平線には ノースポイント N (図 11 および 12 を参照) の正反対の点 S が南点です。 NCS ラインは次のように呼ばれます。 正午のライン（図11）、正午に水平面に沿って垂直に置かれた棒から影が落ちるためです。（あなたは、5 年生の自然地理のコースで、地面に正午の線を引く方法と、それと北極星を使用して地平線の側面に沿って移動する方法を学習しました。） 東のポイント Eと西 Wは地平線上に横たわります。それらは北北と南南の点から 90 度の間隔で配置されます。点N、世界の縞模様、天頂Z、点Sを通過 天の子午線面(図 11 を参照)、観察者 C の地理的子午線の平面と一致します (図 12 を参照)。最後に、球の中心 (点 C) を通り、世界の軸に垂直な平面 (QWQ"E) が平面を形成します。 天の赤道、地球の赤道面に平行です（図12を参照）。天の赤道は、天球の表面を 2 つの半球に分割します。北部その頂点は天の北極にあり、 南方のその頂点は天の南極にあります。

4. 星図と天体座標

平面上に星座を描いた星図を作成するには、星の座標を知る必要があります。地平線に対する星の座標、たとえば高度は、視覚的には見えますが、常に変化するため、地図の作成には適していません。星空とともに回転する座標系を使用する必要があります。この座標系は 赤道系、赤道が座標を測定する平面として機能するため、このように名付けられました。この系では 1 つの座標は 天の赤道からの恒星の角距離。偏角 δ（図１３）。 ±90°以内で変化し、赤道の北が正、南が負とみなされます。赤緯は地理的な緯度に似ています。

2 番目の座標は地理的な経度に似ており、次のように呼ばれます。赤経α.

光体 M の赤経は、大円の平面間の角度によって測定されます。、1 つは世界の極と指定された発光体 M を通過し、もう 1 つは世界の極と点を通過します。春分、赤道上に横たわっています（図13を参照）。この点は、昼と夜が同じになる 3 月 20 日から 21 日の春に太陽がそこ (天球上) に現れるため、そのように名付けられました。

赤経は、北極から見て、春分点から反時計回りに天の赤道の弧に沿って測定されます。それは 0 から 360° まで変化し、赤経と呼ばれます。これは、天の赤道上にある星が赤経の増加順に昇る (そして沈む) ためです。この現象は地球の自転に関連しているため、赤経は通常、度ではなく時間の単位で表されます。 24 時間で、地球 (そして私たちには星々のように見えます) は 360 度 1 回転します。したがって、360°は 24 時間に相当し、次に 15°-1 時間、1°-4 分、15"-1 分、15"-1 秒に相当します。たとえば、90°は 6 時間、7 時間 18 分は 109°30" です。

赤経は時間単位で、教科書や学校の天文暦に添付されている地図を含む、星図、地図帳、地球儀の座標グリッドに示されています。

演習 1

1. 星の等級は何を特徴づけますか?

2. 天の北極と北点には違いがありますか?

3. 9 時間 15 分 11 秒を度で表します。

演習 1

1. 付録 VII に従って、移動星図の取り扱いと設置についてよく理解してください。

2. 付録 IV に示されている明るい星の座標表を使用して、星図上で示された星のいくつかを見つけます。

3. 地図を使用して、いくつかの明るい星の座標を数え、付録 IV を使用して自分自身を確認します。

座標のある星はどの星座にありますか? 動く星図を使った実習

2. 頂点における発光体の高さ。

3. 正確な時間。

4. 時間を数えます。 地理的経度の決定。 カレンダー。

1. 星座

2. 星の見かけの明るさと色

3. 星の見かけの日運動。 天球

4. 星図と天体座標

演習 1

演習 1

4. 時間を数えます。地理的経度の決定。カレンダー。

3. 星の見かけの日運動。天球