W jakiej konstelacji znajduje się gwiazda ze współrzędnymi? Praktyczna praca z ruchomą mapą gwiazd

Notatka:

1. (Alfa Canis Majoris; αCMa, Syriusz). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Wielkiego Psa i najjaśniejsza gwiazda na niebie. Jest to wizualna gwiazda podwójna o okresie obiegu wynoszącym 50 lat, której głównym składnikiem (A) jest gwiazda A, a drugim składnikiem (B, Pup) jest biały karzeł o jasności 8mag. Syriusz B został po raz pierwszy odkryty optycznie w 1862 r., a jego typ został określony na podstawie widma w 1925 r. Syriusz znajduje się 8,7 lat świetlnych od nas i zajmuje siódme miejsce pod względem odległości od Układu Słonecznego. Nazwa została odziedziczona od starożytnych Greków i oznacza „palący”, co podkreśla blask gwiazdy. W związku z nazwą konstelacji, do której należy Syriusz, nazywana jest ona także „Psią Gwiazdą”. Trzecia gwiazda, brązowy karzeł, znajdujący się bliżej (A) niż składnika (B), została odkryta przez francuskich astronomów w 1995 roku.
2. (Buty Alfa, αBoo, Arktur). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Buta, pomarańczowy olbrzym, gwiazda K, jest czwartą co do jasności gwiazdą na niebie. Podwójne, zmienne. Imię ma pochodzenie greckie i oznacza „strażnika niedźwiedzia”. Arcturus był pierwszą gwiazdą zaobserwowaną w ciągu dnia za pomocą teleskopu przez francuskiego astronoma i astrologa Morina w 1635 roku.
3. (Alfa Lira; α Lir, Vega). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Liry i piąta najjaśniejsza gwiazda na niebie. To jest gwiazda A. W 2005 roku Kosmiczny Teleskop Spitzera wykonał zdjęcia Vegi i pyłu otaczającego gwiazdę w podczerwieni. Wokół gwiazdy powstaje układ planetarny.
4. (Alfa Aurigae; α Au, Kaplica). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Woźnicy, spektroskopowa gwiazda podwójna, której głównym składnikiem jest gigantyczna gwiazda G. Jej imię ma pochodzenie łacińskie i oznacza „mały koziołek”.
5. (Beta Orionis; β Ori, Rigel). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Oriona. Jest oznaczona grecką literą Beta, chociaż jest nieco jaśniejsza od Betelgezy, która jest oznaczona jako Alpha Oriioni. Rigel to nadolbrzym gwiazda B z towarzyszem o jasności 7mag. Nazwa wywodząca się z języka arabskiego oznacza „stopę giganta”.
6. (Alfa Canis Mniejszy; αCMi, Procyon). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Małego Psa. Procyon zajmuje piąte miejsce pod względem jasności wśród wszystkich gwiazd. W 1896 roku J. M. Scheberl odkrył, że Procyon jest układem podwójnym. Głównym towarzyszem jest zwykła gwiazda F, a słabym towarzyszem jest biały karzeł o jasności 11mag. Okres obiegu systemu wynosi 41 lat. Imię Procyon ma pochodzenie greckie i oznacza „przed psem” (przypomnienie, że gwiazda wschodzi przed „Psią Gwiazdą”, czyli Syriuszem).
7. (Orzeł Alfa; α Aql, Altair). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Orła. Arabskie słowo „altair” oznacza „latający orzeł”. Altair – gwiazda A. Jest jedną z najbliższych najjaśniejszych gwiazd (znajduje się w odległości 17 lat świetlnych).
8. (Alfa Orionis; α Ori, Betelgeza). Czerwony nadolbrzym M, jedna z największych znanych gwiazd. Stosując interferometrię punktową i inne metody interferencyjne udało się zmierzyć jego średnicę, która okazała się około 1000 razy większa od średnicy Słońca. Odkryto także obecność dużych, jasnych „plam gwiezdnych”. Obserwacje w ultrafiolecie za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a wykazały, że Betelgeza jest otoczona rozległą chromosferą o masie około dwudziestu mas Słońca. Zmienny. Jasność zmienia się nieregularnie w zakresie od 0,4 do 0,9 magnitudo w okresie około pięciu lat. Warto zauważyć, że w okresie obserwacji od 1993 do 2009 roku średnica gwiazdy zmniejszyła się o 15%, z 5,5 jednostki astronomicznej do około 4,7, a astronomowie nie potrafią jeszcze wyjaśnić, dlaczego tak się dzieje. Jednak jasność gwiazdy nie zmieniła się w tym czasie zauważalnie.
9. (Alfa Byk; α Tau, Aldebarana). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Byka. Arabska nazwa oznacza „następny” (tj. podążający za Plejadami). Aldebaran to gigantyczna gwiazda typu K. Zmienny. Chociaż na niebie gwiazda wydaje się być częścią gromady Hiady, w rzeczywistości nie jest jej członkiem, ponieważ znajduje się dwa razy bliżej Ziemi. W 1997 roku doniesiono o możliwym istnieniu satelity - dużej planety (lub małego brązowego karła) o masie równej 11 mas Jowisza w odległości 1,35 AU. Bezzałogowy statek kosmiczny Pioneer 10 zmierza w stronę Aldebaran. Jeśli po drodze nic mu się nie stanie, dotrze w rejon gwiazdy za około 2 miliony lat.
10. (Alfa Skorpion; α Sco, Antares). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Skorpiona. Czerwony nadolbrzym, gwiazda M, zmienna, podwójna Nazwa ma pochodzenie greckie i oznacza „konkurenta Marsa”, co nawiązuje do niezwykłego koloru tej gwiazdy. Antares to półregularna gwiazda zmienna, której jasność waha się od 0,9 do 1,1mag w okresie pięciu lat. Posiada niebieską gwiazdę towarzyszącą o jasności 6mag, odległą o zaledwie 3 sekundy łukowe. Antares B został odkryty podczas jednego z takich zakryć 13 kwietnia 1819 roku. Okres orbitowania satelity wynosi 878 lat.
11. (Alfa Panna; αVir, Spica). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Panny. Jest to układ podwójny zaćmieniowy, zmienny, którego jasność zmienia się o około 0,1 magnitudo w okresie 4,014 dnia. Głównym składnikiem jest niebiesko-biała gwiazda B o masie około jedenastu mas Słońca. Nazwa oznacza „kolbę kukurydzy”.
12. (Beta Bliźnięta; β Klejnot, Pollux). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Bliźniąt, chociaż jej oznaczenie to Beta, a nie Alfa. Wydaje się mało prawdopodobne, aby Pollux stał się jaśniejszy od czasów Bayera (1572-1625). Pollux to pomarańczowy olbrzym gwiazda K. W mitologii klasycznej synami Ledy byli bliźniacy Castor i Pollux. W 2006 roku w pobliżu gwiazdy odkryto egzoplanetę.
13. (Alfa Południowe Ryby; α PsA,
14. (Epsilon Canis Majoris; εCMa, Adara). Druga najjaśniejsza gwiazda (po Syriuszu) w konstelacji Wielkiego Psa, gigantyczna gwiazda B. Ma gwiazdę towarzyszącą o długości 7,5 m. Arabska nazwa gwiazdy oznacza „dziewicę”. Około 4,7 miliona lat temu odległość ε Canis Majoris od Ziemi wynosiła 34 lata świetlne, a gwiazda była najjaśniejszą na niebie, jej jasność wynosiła −4,0 m
15. (Alfa Bliźnięta; Klejnot α, Rolka). Drugi co do jasności w konstelacji Bliźniąt po Pollusie. Jej jasność gołym okiem szacuje się na 1,6, ale jest to łączna jasność układu wielokrotnego składającego się z co najmniej sześciu elementów. Istnieją dwie gwiazdy A o wielkościach 2,0 i 2,9mag, tworzące bliską parę wizualną, z których każda jest spektroskopowym układem podwójnym, oraz bardziej odległa czerwona gwiazda o wielkości 9mag, która jest układem podwójnym zaćmieniowym.
16. (Gama Orionisa; γ Ori, Bellatrix). Gigant, gwiazda B, zmienna, podwójna. Imię ma pochodzenie łacińskie i oznacza „wojowniczkę”. Jedna z 57 gwiazd nawigacyjnych starożytności
17. (Beta Byk; β Tau, Nat). Drugi co do jasności w konstelacji Byka, leżący na czubku jednego z rogów byka. Nazwa pochodzi od arabskiego wyrażenia „bodziec rogami”. Gwiazda ta na starożytnych mapach przedstawiała prawą nogę postaci ludzkiej w konstelacji Woźnicy i miała inne oznaczenie, Gamma Auriga. Elnat jest gwiazdą B.
18. (Epsilon Orionis; ε Ori, Alnilam). Jedna z trzech jasnych gwiazd tworzących Pas Oriona. Arabska nazwa tłumaczy się jako „sznur pereł”. Alnilam - nadolbrzym, gwiazda B, zmienna
19. (Zeta Orionis; ζ Ori, Alnitak). Jedna z trzech jasnych gwiazd tworzących Pas Oriona. Arabska nazwa tłumaczy się jako „pas”. Alnitak to nadolbrzym, gwiazda O, gwiazda potrójna.
20. (Wielka Niedźwiedzica Epsilon; ε UMa, Aliot). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy. W tym przypadku greckie litery są przypisane gwiazdom według ich położenia, a nie jasności. Alioth jest gwiazdą A i prawdopodobnie posiada planetę 15 razy masywniejszą od Jowisza.
21. (Większa Alfa Niedźwiedzica; αUMa, Dubhe). Jedna z dwóch gwiazd (druga to Merak) Wielkiego Wozu w Wielkiej Niedźwiedzicy, zwana Indeksami. Gigant, gwiazda K, zmienna. Towarzysz o jasności 5mag okrąża ją co 44 lata. Dubhe, dosłownie „niedźwiedź”, to skrócona wersja arabskiej nazwy oznaczającej „tył większego niedźwiedzia”.
22. (Alfa Persei;α Per, Mirfak). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Perseusza. Żółty nadolbrzym, gwiazda F, zmienna. Imię pochodzenia arabskiego oznacza „łokieć”.
23. (Ta Wielka Niedźwiedzica; ηUMa, Benetnash). Gwiazda znajduje się na końcu „ogona”. Gwiazda B, zmienna. Arabska nazwa oznacza „przywódcę żałobników” (dla Arabów konstelacja była postrzegana jako karawan, a nie niedźwiedź).
24. (Beta Canis Majoris; βCMa, Mirzam). Drugi co do jasności w konstelacji Wielkiego Psa. Olbrzymia gwiazda B, zmienna, jest prototypem klasy gwiazd słabo zmiennych, takich jak Beta Canis Majoris. Jego jasność zmienia się co sześć godzin o kilka setnych wielkości. Tak niskiego poziomu zmienności nie da się wykryć gołym okiem.
25. (Alfa Hydra; αHej, Alphard). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Hydry. Imię ma pochodzenie arabskie i oznacza „samotny wąż”. Alphard - gwiazda K, zmienna, potrójna.
26. (Alfa Ursa Mniejsza; αUMi, Polarny). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Małej Niedźwiedzicy, położona w pobliżu północnego bieguna niebieskiego (w odległości mniejszej niż jeden stopień). Polaris jest najbliższą Ziemi pulsującą gwiazdą zmienną typu Delta Cefeusz z okresem 3,97 dnia. Ale Polar to bardzo niestandardowa cefeida: jej pulsacje zanikają na przestrzeni kilkudziesięciu lat: w 1900 roku zmiana jasności wynosiła ±8%, a w 2005 roku - około 2%. Ponadto w tym czasie gwiazda stała się średnio o 15% jaśniejsza.

Aby stworzyć mapę gwiazd przedstawiającą konstelacje na płaszczyźnie, musisz znać współrzędne gwiazd. Współrzędne gwiazd względem horyzontu, np. wysokość, choć wizualne, nie nadają się do tworzenia map, gdyż cały czas się zmieniają. Konieczne jest użycie układu współrzędnych, który obraca się wraz z rozgwieżdżonym niebem. Nazywa się to układem równikowym. W nim jedną współrzędną jest odległość kątowa oprawy od równika niebieskiego, zwana deklinacją (ryc. 19). Zmienia się w zakresie ± 90° i jest uważany za dodatni na północ od równika i ujemny na południe. Deklinacja jest podobna do szerokości geograficznej.

Druga współrzędna jest podobna do długości geograficznej i nazywa się rektascensją a.

Ryż. 18. Codzienne wędrówki Słońca nad horyzontem w różnych porach roku podczas obserwacji: a - na średnich szerokościach geograficznych; b - na równiku Ziemi.

Ryż. 19. Współrzędne równikowe.

Ryż. 20. Wysokość oprawy w górnej kulminacji.

Rektascensję luminarza M mierzy się kątem pomiędzy płaszczyznami wielkiego koła poprowadzonego przez bieguny świata i danego źródła światła a wielkim kołem przechodzącym przez bieguny świata i punktem równonocy wiosennej (ryc. 19). Kąt ten mierzony jest od równonocy wiosennej T w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, patrząc od bieguna północnego. Waha się od 0 do 360° i nazywa się ją rektascensją, ponieważ gwiazdy znajdujące się na równiku niebieskim wschodzą w kolejności rosnącej rektascencji. W tej samej kolejności kulminują one jedna po drugiej. Dlatego a zwykle wyraża się nie w mierze kątowej, ale w czasie i zakłada się, że niebo obraca się o 15° i o 1° w ciągu 4 minut. Dlatego rektascensja wynosi 90°, w przeciwnym razie będzie to 6 godzin i 7 godzin 18 minut. Wzdłuż krawędzi mapy nieba zapisywane są rektascensje w jednostkach czasu.

Istnieją również globusy gwiazdowe, w których gwiazdy są przedstawione na kulistej powierzchni globu.

Na jednej mapie można bez zniekształceń przedstawić tylko część gwiaździstego nieba. Początkującym trudno jest posługiwać się taką mapą, ponieważ nie wiedzą, które konstelacje są widoczne w danym momencie i jak są położone względem horyzontu. Ruchoma mapa gwiazd jest wygodniejsza. Idea jego urządzenia jest prosta. Na mapę nałożony jest okrąg z wycięciem przedstawiającym linię horyzontu. Wycięcie w horyzoncie jest mimośrodowe, a po obróceniu nałożonego okręgu w wycięciu widoczne będą konstelacje znajdujące się nad horyzontem w różnym czasie. Sposób korzystania z takiej karty opisano w Załączniku VII.

(patrz skan)

2. Wysokość opraw w kulminacji.

Znajdźmy zależność pomiędzy wysokością oprawy M w górnej kulminacji, jej deklinacją 6 i szerokością geograficzną obszaru

Rycina 20 przedstawia pion osi niebieskiej oraz rzut równika niebieskiego i linii horyzontu (linii południa) na płaszczyznę południka niebieskiego. Kąt pomiędzy linią południa a osią niebieską jest, jak wiemy, równy. do szerokości geograficznej obszaru Oczywiście nachylenie płaszczyzny równika niebieskiego do horyzontu, mierzone kątem, wynosi 90° - (ryc. 20). Gwiazda M o deklinacji 6, z kulminacją na południe od zenitu, ma wysokość

Ze wzoru tego wynika, że ​​szerokość geograficzną można wyznaczyć, mierząc wysokość dowolnej gwiazdy o znanej deklinacji wynoszącej 6 w jej górnej kulminacji. Należy wziąć pod uwagę, że jeśli gwiazda w momencie kulminacji znajduje się na południe od równika, to jej deklinacja jest ujemna.

(patrz skan)

3. Dokładny czas.

Do pomiaru krótkich okresów czasu w astronomii podstawową jednostką jest średnia długość dnia słonecznego, czyli średni okres czasu pomiędzy dwiema górnymi (lub dolnymi) kulminacjami środka Słońca. Należy zastosować wartość średnią, ponieważ długość słonecznego dnia zmienia się nieznacznie w ciągu roku. Wynika to z faktu, że Ziemia krąży wokół Słońca nie po okręgu, ale po elipsie, a prędkość jej ruchu nieznacznie się zmienia. Powoduje to niewielkie nieprawidłowości w pozornym ruchu Słońca wzdłuż ekliptyki przez cały rok.

Moment górnej kulminacji środka Słońca, jak już powiedzieliśmy, nazywany jest prawdziwym południem. Aby jednak sprawdzić zegar, ustalić dokładną godzinę, nie trzeba na nim dokładnie zaznaczać momentu kulminacji Słońca. Wygodniej i dokładniej jest oznaczać momenty kulminacji gwiazd, ponieważ różnica między momentami kulminacji dowolnej gwiazdy a Słońcem jest dokładnie znana w dowolnym czasie. Dlatego, aby określić dokładny czas, za pomocą specjalnych przyrządów optycznych zaznaczają momenty kulminacji gwiazd i na ich podstawie sprawdzają poprawność zegara „przechowującego” czas. Wyznaczony w ten sposób czas byłby absolutnie dokładny, gdyby obserwowany obrót nieba odbywał się ze ściśle stałą prędkością kątową. Okazało się jednak, że prędkość obrotu Ziemi wokół własnej osi, a co za tym idzie pozorny obrót ciał niebieskich

kuli, ulega bardzo niewielkim zmianom w czasie. Dlatego też, aby „zaoszczędzić” dokładny czas, stosuje się obecnie specjalne zegary atomowe, których przebiegiem sterują procesy oscylacyjne w atomach zachodzące ze stałą częstotliwością. Zegary poszczególnych obserwatoriów porównywane są z sygnałami czasu atomowego. Porównanie czasu wyznaczanego przez zegary atomowe z pozornym ruchem gwiazd pozwala na badanie nieregularności obrotu Ziemi.

Wyznaczanie dokładnego czasu, jego przechowywanie i przekazywanie drogą radiową całej populacji to zadanie służby dokładnego czasu, która istnieje w wielu krajach.

Dokładne sygnały czasu drogą radiową odbierają nawigatorzy marynarki wojennej i sił powietrznych oraz wiele organizacji naukowych i przemysłowych, które muszą znać dokładny czas. Znajomość dokładnego czasu jest konieczna w szczególności do określenia długości geograficznej różnych punktów na powierzchni Ziemi.

4. Liczenie czasu. Wyznaczanie długości geograficznej. Kalendarz.

Z kursu geografii fizycznej ZSRR znasz pojęcia czasu lokalnego, strefowego i macierzyńskiego, a także to, że różnica długości geograficznej dwóch punktów jest określona przez różnicę czasu lokalnego tych punktów. Problem ten rozwiązują metody astronomiczne wykorzystujące obserwacje gwiazd. Na podstawie określenia dokładnych współrzędnych poszczególnych punktów mapowana jest powierzchnia Ziemi.

Do liczenia dużych okresów ludzie od czasów starożytnych używali czasu trwania miesiąca księżycowego lub roku słonecznego, tj. czasu trwania obrotu Słońca wzdłuż ekliptyki. Rok określa częstotliwość zmian sezonowych. Rok słoneczny trwa 365 dni słonecznych, 5 godzin 48 minut 46 sekund. Jest to praktycznie nieproporcjonalne do dnia i długości miesiąca księżycowego - okresu zmiany faz księżyca (około 29,5 dnia). Na tym polega trudność stworzenia prostego i wygodnego kalendarza. W wielowiekowej historii ludzkości stworzono i stosowano wiele różnych systemów kalendarzowych. Ale wszystkie można podzielić na trzy typy: słoneczny, księżycowy i księżycowo-słoneczny. Południowe ludy pasterskie zwykle korzystały z miesięcy księżycowych. Rok składający się z 12 miesięcy księżycowych zawierał 355 dni słonecznych. Aby skoordynować obliczanie czasu przez Księżyc i Słońce, konieczne było ustalenie 12 lub 13 miesięcy w roku i dodanie do roku dodatkowych dni. Kalendarz słoneczny, który był używany w starożytnym Egipcie, był prostszy i wygodniejszy. Obecnie większość krajów na świecie również przyjmuje kalendarz słoneczny, ale bardziej zaawansowany, zwany kalendarzem gregoriańskim, o którym mowa poniżej.

Tworząc kalendarz, należy wziąć pod uwagę, że długość roku kalendarzowego powinna być jak najbardziej zbliżona do czasu trwania obrotu Słońca wzdłuż ekliptyki i że rok kalendarzowy powinien zawierać całą liczbę dni słonecznych, ponieważ rozpoczynanie roku o różnych porach dnia jest niewygodne.

Warunki te spełniał opracowany kalendarz

przez aleksandryjskiego astronoma Sosigenesa i wprowadzone w 46 roku p.n.e. mi. w Rzymie przez Juliusza Cezara. Później, jak wiadomo z kursu geografii fizycznej, otrzymał on nazwę Julian, czyli stary styl. W tym kalendarzu lata liczone są trzy razy z rzędu przez 365 dni i nazywane są prostymi, rok następujący po nich wynosi 366 dni. Nazywa się to rokiem przestępnym. Lata przestępne w kalendarzu juliańskim to lata, których liczby są podzielne przez 4 bez reszty.

Średnia długość roku według tego kalendarza wynosi 365 dni i 6 godzin, czyli jest o około 11 minut dłuższa od rzeczywistej. Z tego powodu stary styl opóźniał się w stosunku do rzeczywistego upływu czasu o około 3 dni na 400 lat.

W kalendarzu gregoriańskim (nowy styl), wprowadzonym w ZSRR w 1918 r., a nawet wcześniej przyjętym w większości krajów, lata kończące się dwoma zerami, z wyjątkiem 1600, 2000, 2400 itd. (czyli takich, których liczba setek jest podzielna o 4 bez reszty) nie są uważane za dni przestępne. To koryguje błąd 3 dni, który kumuluje się przez 400 lat. Tym samym średnia długość roku w nowym stylu okazuje się bardzo zbliżona do okresu obiegu Ziemi wokół Słońca.

Do XX wieku różnica między nowym stylem a starym (julianem) osiągnęła 13 dni. Ponieważ w naszym kraju nowy styl wprowadzono dopiero w 1918 r., Rewolucję Październikową, przeprowadzoną w 1917 r. 25 października (w starym stylu), obchodzono 7 listopada (w nowym stylu).

Różnica między starym i nowym stylem 13 dni pozostanie w XXI i XXI wieku. wzrośnie do 14 dni.

Nowy styl oczywiście nie jest całkowicie dokładny, ale błąd 1 dnia narasta zgodnie z nim dopiero po 3300 latach.

za pomocą ruchomej mapy gwiazd

Cel pracy: naucz się korzystać z mapy ruchomej gwiazdy i używaj jej do określania współrzędnych gwiazd.

Sprzęt: ruchoma mapa gwiazd.

Część teoretyczna.
Astronomia – nauka o Wszechświecie badająca ruch, strukturę, pochodzenie i rozwój ciał niebieskich.
Główne zadania astronomii:

1. 
   Badanie widzialnych, a następnie rzeczywistych położeń i ruchów ciał niebieskich w przestrzeni, określenie ich rozmiarów i kształtów;
2. 
   badanie budowy fizycznej ciał niebieskich, składu chemicznego, warunków fizycznych na powierzchni i we wnętrzu;
3. 
   rozwiązywanie problemów pochodzenia i rozwoju ciał niebieskich.

Główne gałęzie astronomii:

1. 
   astrometria – bada położenie ciał niebieskich i obrót Ziemi;
2. 
   mechanika nieba - bada ruch ciał niebieskich i sztucznych satelitów pod wpływem grawitacji;
3. 
   astrofizyka:

B) kosmologia – rozważa Wszechświat jako całość, jego rozwój i pochodzenie.
Główne etapy rozwoju astronomii

1. 
   Starożytny (przedteleskopowy).
2. 
   Teleskopowy (od G. Galileo).
3. 
   Wszystkie fale (od 1800 r.).
4. 
   Ekstraklimatyczna (od 1961).

Sfera niebiańska
Do badania pozornego położenia światła i zjawisk, które można obserwować na niebie na przestrzeni dni lub wielu miesięcy, w astronomii używa się pojęcia „sfery niebieskiej”.

Sfera niebieska to wyimaginowana kula o dowolnym promieniu, w środku której znajduje się oko obserwatora. Pozorne położenie wszystkich opraw jest rzutowane na powierzchnię tej kuli w oderwaniu od rzeczywistych odległości i uwzględniana jest tylko odległość kątowa między nimi. Dla wygody pomiarów konstruowana jest seria punktów i linii.

Główne linie i punkty sfery niebieskiej.

Z – zenit;

Z / – nadir;

ZZ / – pion;

P – północny biegun niebieski;

P / – południowy biegun niebieski;

PP / – oś świata – oś pozornego obrotu sfery niebieskiej;

Nazywa się płaszczyznę prostopadłą do linii pionu i przechodzącą przez środek sfery niebieskiej płaszczyzna prawdziwego horyzontu matematycznego.

Oś świata dla obserwatora jest zawsze równoległa do osi obrotu Ziemi.

Nazywa się płaszczyznę przechodzącą przez środek sfery niebieskiej i prostopadłą do osi świata równik niebieski.

Punkty, w których równik niebieski przecina płaszczyznę prawdziwego horyzontu matematycznego, nazywane są punktami Wschodu (E) i Zachodu (W). Pozostałe dwa, równie odległe od nich, nazywane są punktami Północy (N) i Południa (S).

SN – linia południowa.

Nazywa się okrąg przechodzący przez bieguny świata, zenit, nadir, przez punkt Północy i Południa południk niebieski.

Niebiańskie współrzędne
Układy współrzędnych:

– poziome;

– pierwszy równikowy;

– drugi równikowy;

– ekliptyka;

– galaktyczny;

– kwazar.
Poziomy układ współrzędnych
Zaprojektowany do bezpośrednich obserwacji.

Linia główna – linia pionowa (pionowa).

Samolot główny – płaszczyzna prawdziwego horyzontu matematycznego.

Przez zenit, nadir i punkt, w którym aktualnie znajduje się oprawa M, można narysować duże półkole sfery niebieskiej, które nazywa się pionowy lub okrąg wysokości. Chwilowe położenie oprawy M względem horyzontu i południka niebieskiego wyznaczają dwie współrzędne: wysokość i azymut.

Wysokość oprawy (H o ) – łuk pionowy od horyzontu do źródła światła (
). Zmienia się od –90 0 do +90 0. Mierzone w stopniach (minutach i sekundach). Czasami zamiast wysokości oprawy biorą pod uwagę odległość zenitu (z o ) – łuk pionowy od zenitu do oprawy (

Azymut (A o ) – łuk horyzontu od punktu południowego do punktu przecięcia pionu z horyzontem, zgodnie z ruchem wskazówek zegara (tj. z południa na zachód) (
). Zmienia się od 0 0 do 360 0. Mierzone w stopniach (minutach i sekundach).

Pierwszy równikowy układ współrzędnych
Zaprojektowany mierzyć czas.

Linia główna – oś świata.

Samolot główny –

wokół deklinacji światła.

Deklinacja ( ) –
). Zmienia się od –90 0 do +90 0. Mierzone w stopniach (minutach i sekundach). Czasami zamiast deklinacji światła biorą pod uwagę odległość biegunowa (lub polarna) (P o ) – łuk koła deklinacyjnego od bieguna północnego do źródła światła (
). Zmienia się od 0 0 do 180 0. Mierzone w stopniach (minutach i sekundach). Deklinacja jest dodatnia dla gwiazd na półkuli północnej i ujemna dla półkuli południowej. Na równiku deklinacja wynosi zero.

Kąt godzinny ( ) – łuk równika niebieskiego od najwyższego punktu równika Q do punktu przecięcia koła deklinacji z równikiem, zgodnie z ruchem wskazówek zegara (tj. z południa na zachód lub w kierunku dobowego ruchu sfery niebieskiej) (

Drugi równikowy układ współrzędnych
Zaprojektowany do tworzenia map nieba, atlasów i katalogów.

Linia główna – oś świata.

Samolot główny – płaszczyzna równika niebieskiego.

Nazywa się wielki okrąg sfery niebieskiej przechodzący przez bieguny świata i obserwowaną gwiazdę wokół deklinacji światła.

Deklinacja ( ) – łuk koła deklinacji od równika do światła (
). Zmienia się od –90 0 do +90 0. Mierzone w stopniach (minutach i sekundach). Czasami zamiast deklinacji oprawy bierze się pod uwagę odległość biegunową (lub biegunową) ( P o) – łuk koła deklinacyjnego od bieguna północnego do źródła światła (
). Zmienia się od 0 0 do 180 0. Mierzone w stopniach (minutach i sekundach).

Rektascensja (
) – łuk równika niebieskiego od równonocy wiosennej do punktu przecięcia okręgu deklinacji z równikiem, w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara (tj. z południa na wschód) (
). Zmienia się od 0 godzin do 24 godzin. Mierzone w godzinach (minutach i sekundach).

Konstelacje i gwiazdy
Całe niebo podzielone jest na 88 odcinków o ściśle określonych granicach - konstelacjach. Konstelacje to połączenie gwiazd o różnych kształtach. Definicja ta została podana tysiące lat temu. Teraz możemy nadać tę definicję konstelacji. Konstelacje to obszary rozgwieżdżonego nieba, wyróżnione w celu ułatwienia orientacji na sferze niebieskiej i oznaczenia gwiazd. Tabela 1 przedstawia kilka konstelacji i niektóre z gwiazd wchodzących w ich skład.
Tabela 1.

Konstelacja	Gwiazda	Konstelacja	Gwiazda
Andromeda	Almaak	Łabędź	α Deneb
	Mirach	Lew	α Regulusa
Bliźnięta	α Kółko	Lira	α Vega
	β Pollux	Mała Niedźwiedzica	α Polar
	γ Alhena	Mały pies	α Procyon
Wielka Niedźwiedzica	α Dubhe	Orion	α Betelgeza
	ε Aliot		β Rigel
	ξ Mizar		w Bellatrix
	Alkor		ξ Alnitak
Duży pies	α Syriusz		ε Alnilam
Waga	α Zubenelgenub	Pegaz	α Markab
Auriga	α Capella		β Oszustwo
Buty	α Arktur		ε Enif
Panna	α Spica	Perseusz	α Mirfak
Zając	α Arneba	Korona Północna	αAlfeka
Wieloryb	o Miro	Skorpion	α Antares
Kasjopeja	α Shedir	Byk	α Aldebarana
	δ Ruchbacha	Cefeusz	γ Errai
	β Caph		β Alfirka

Ekliptyka
Nazywa się wyimaginowaną linię rocznego ruchu Słońca ekliptyka. Ekliptyka i równik niebieski przecinają się podczas równonocy wiosennej i równonocy jesiennej. Słońce pokonuje całą ekliptykę dokładnie w ciągu jednego roku. Z
Konstelacje, przez które przechodzi ekliptyka, nazywane są zodiakalnymi (jest ich 12).

– punkt równonocy wiosennej (21 marca)
,
;

– punkt równonocy jesiennej (23 września)
,
;

– przesilenie letnie (22 czerwca)
,
;

– przesilenie zimowe (22 grudnia)
,
.

Narożnik między ekliptyką a równikiem niebieskim jest równa
.

Podstawy pomiaru czasu
Górny punkt kulminacyjny - moment przejścia światła przez południk niebieski nad horyzontem (M 3). Niższy punkt kulminacyjny - moment przejścia światła przez południk niebieski poniżej horyzontu (M 2). Oprawy, których (poziome) współrzędne zmieniają się w sposób ciągły w ciągu dnia i których górna kulminacja występuje nad horyzontem, a dolna kulminacja znajduje się poniżej horyzontu, nazywane są malejąco i rosnąco(M 1, M 2, M 3). Jeść nieustawiający(M 5) i N
rosnąco(M 4) luminarze

Dzień - okres czasu pomiędzy dwoma kolejnymi kulminacjami o tej samej nazwie

Punkty równonocy wiosennej (dzień gwiazdowy);

Środek dysku słonecznego (prawdziwy dzień słoneczny);

- „fikcyjne punkty przeciętnego słońca”, poruszające się wzdłuż równika ze stałą prędkością, z okresem równym okresowi obrotu prawdziwego słońca (przeciętny dzień słoneczny).

Dzień - okres zmiany dni (dzień opiera się na okresie obrotu Ziemi wokół własnej osi).

Miesiąc związany z okresem zmiany faz Księżyca (na podstawie okresu obiegu Księżyca wokół Ziemi).

Rok związany z okresem zmieniających się pór roku (na podstawie okresu obrotu Ziemi wokół Słońca).

Średnia ekliptyka Słońca – fikcyjny punkt, który porusza się równomiernie wzdłuż ekliptyki ze średnią prędkością Słońca i pokrywa się z nią około 3 stycznia i 4 lipca).

Średnie słońce równikowe - fikcyjny punkt, który porusza się równomiernie wzdłuż równika ze stałą prędkością średniej ekliptyki Słońca i jednocześnie przechodzi przez równonoc wiosenną.

Przedział czasu pomiędzy dwoma kolejnymi dolnymi kulminacjami o tej samej nazwie średniego Słońca równikowego na tym samym południku geograficznym nazywa się przeciętny słoneczny dzień lub po prostu przeciętny dzień (tego właśnie używamy).

Nazywa się czas, który upłynął od dolnej kulminacji średniego równikowego Słońca do dowolnej innej pozycji, wyrażony w ułamkach przeciętnego dnia słonecznego (godziny, minuty, sekundy). oznacza czas słoneczny Lub po prostu średni czas ():

, (1)

Gdzie – kąt godzinny.

Średni czas słoneczny na danym południku:

, (2)

Gdzie – długość geograficzna.

Czas standardowy ( ):

, (3)

Gdzie – numer strefy czasowej;

– czas uniwersalny (na południku zerowym Greenwich).

Czas macierzyński ():

– czas zimowy (4)

- czas letni. (5)

Część praktyczna.
1.) Znajdź na mapie gwiazd następujące konstelacje i naszkicuj je: Andromeda, Bliźnięta, Wielka Niedźwiedzica, Canis Major, Waga, Auriga, Bootes, Virgo, Cassiopeia, Cygnus, Leo, Lyra, Ursa Minor, Canis Minor, Eagle, Orion, Pegasus, Korona Północna, Skorpion, Byk.
2.) W jakich konstelacjach znajdują się gwiazdy, których współrzędne równikowe są równe:

1.
,
; 2.
,
;

3.
,
; 4.
,
;

5.
,
; 6.
,
;, jeśli deklinacja
(dla Kaługi) (
, ponieważ wyznaczamy współrzędne gwiazdy znajdującej się w zenicie).

Która gwiazda znajdowała się w pobliżu w górnej kulminacji w chwili urodzenia?
Wyciągnij wnioski na temat wykonanej pracy.

Pytania do obrony pracy laboratoryjnej.

1. 
   Zdefiniuj astronomię jako naukę.
2. 
   Wymień główne etapy rozwoju astronomii.
3. 
   Opowiedz nam o sferze niebieskiej.
4. 
   Jakie znasz układy współrzędnych nieba?
5. 
   Wyjaśnij pojęcie poziomego układu współrzędnych.
6. 
   Opowiedz nam o drugim równikowym układzie współrzędnych.
7. 
   Zdefiniuj konstelację. Daj przykłady.
8. 
   Zdefiniuj ekliptykę.
9. 
   Potrafić znaleźć współrzędne równikowe gwiazd za pomocą mapy gwiazd i odwrotnie.

Temat 2.1. Gwiazdy i konstelacje. Współrzędne nieba i mapy gwiazd.

2.1.1. Gwiazdy i konstelacje.Pozorna wielkość

Gołym okiem na niebie widać dużą liczbę gwiazd. Jest ich tak wiele, że policzenie wydaje się niemożliwe, ale gołym okiem widać około trzech tysięcy gwiazd. Ogólnie rzecz biorąc, na niebie można policzyć aż 2500-3000 gwiazd (w zależności od wzroku) - a łącznie widocznych jest około 6000 gwiazd.

Prawdopodobnie nawet u zarania cywilizacji ludzie, próbując w jakiś sposób zrozumieć mnogość gwiazd i zapamiętać ich położenie, mentalnie zjednoczyli je w pewne postacie. Tysiące lat temu ludzie patrzyli w niebo, liczyli gwiazdy i w myślach łączyli je w różne postacie (konstelacje), nazywając je postaciami ze starożytnych mitów i legend, zwierzętami i przedmiotami.

Różne narody miały własne mity i legendy na temat konstelacji, własnych imion i różnych liczb. Podziały były całkowicie dowolne, rysunki konstelacji rzadko odpowiadały nazwanej figurze, ale to znacznie ułatwiało orientację na niebie. Nawet bosonodzy chłopcy ze starożytnej Chaldei czy Sumeru znali niebo lepiej niż ktokolwiek z nas.

Wiele charakterystycznych „postaci gwiazd” już w czasach starożytnych otrzymało imiona bohaterów greckich mitów i legend, a także mitycznych stworzeń, z którymi walczyli ci bohaterowie. W ten sposób na niebie pojawili się Herkules, Perseusz, Orion, Andromeda itp., a także Smok, Byk, Wieloryb itp. Niektóre z tych konstelacji są wspomniane w starożytnych greckich wierszach „Iliada” i „Odyseja”. Ich wizerunki można zobaczyć w starożytnych atlasach gwiazd, na globusach i mapach gwiazd (ryc. 2.1).

Z konstelacje -Ten pewne obszary gwiaździstego nieba, oddzielone od siebie ściśle określonymi granicami. Konstelacje to obszar nieba z charakterystyczną grupą gwiazd i wszystkimi gwiazdami znajdującymi się w jego granicach. Pozorne sąsiedztwo gwiazd w rzucie na sferę niebieską.

Najstarsze z nazwy konstelacje to konstelacje zodiakalne - pas, wzdłuż którego odbywa się roczny ruch Słońca, a także widoczne ścieżki Księżyca i planet. Zatem konstelacja Byka była znana > 4000 lat temu, ponieważ w tym czasie znajdował się w niej punkt równonocy wiosennej.

Różne narody i w różnych czasach miały różne zasady podziału gwiazd.

• IV wiek p.n.e istniała lista 809 gwiazd znajdujących się w 122 konstelacjach.
• XVIII wiek – Mongolia – było 237 konstelacji.
• II wiek – Ptolemeusz („Almagest”) – opisano 48 konstelacji.
• XV-XVI wiek - okres wielkich podróży morskich - opisano 48 konstelacji południowego nieba.
• Rosyjski atlas gwiazd Corneliusa Reissiga, opublikowany w 1829 roku, zawierał 102 konstelacje.

Próbowano zmienić nazwę ustalonych konstelacji, ale żadna nazwa nie zakorzeniła się wśród astronomów (na przykład kościół w 1627 r. opublikował atlas konstelacji „Chrześcijańskie gwiaździste niebo”, w którym nadano im imiona monarchów - George, Charles , Ludwik, Napoleon).

Wiele map gwiazd (atlasów) z XVII-XIX w. zawierało nazwy konstelacji i rysunki postaci. Ale zakorzenił się tylko jeden atlas gwiazd, Jan Heweliusz (1611-1687, Polska), opublikowany w 1690 roku, zawierający nie tylko dokładne położenie gwiazd i po raz pierwszy współrzędne równikowe, ale także piękne rysunki. (wideo „ Atlas gwiazd Jana Heweliusza »

Zamieszanie z konstelacjami zakończyło się w 1922 roku. Międzynarodowa Unia Astronomiczna podzieliła całe niebo na 88 konstelacji, a granice ostatecznie ustalono w 1928 roku.

Spośród wszystkich 88 konstelacji dobrze znana Wielka Niedźwiedzica jest jedną z największych.

Patrząc na niebo łatwo zauważyć, że gwiazdy różnią się jasnością, czyli jak mówią astronomowie, jasnością.

Jeszcze przed naszą erą astronomowie dzielili gwiazdy widoczne na niebie gołym okiem na sześć wielkości gwiazdowych. W 125 roku p.n.e. Hipparch (180-125, Grecja) wprowadził podział gwiazd na niebie ze względu na ich jasność pozorną na wielkości, oznaczając najjaśniejsze jako pierwszą mag (1m), a ledwo widoczne jako 6m (tj. różnica 5mag).

Ogrom - pozorna jasność (jasność) gwiazdy. Wielkość charakteryzuje nie rozmiary, ale tylko blask gwiazd. Im słabsza gwiazda, tym większa liczba ją wskazująca wielkość gwiazdowa.

Kiedy naukowcy zaczęli dysponować instrumentami do pomiaru ilości światła wychodzącego z gwiazd, okazało się, że z gwiazdy pierwszej wielkości pochodzi 2,5 razy więcej światła niż z gwiazdy drugiej wielkości i 2,5 razy więcej światła z gwiazdy drugiej wielkości niż od gwiazd trzeciej wielkości itd. Kilka gwiazd zostało sklasyfikowanych jako gwiazdy zerowej wielkości, ponieważ pochodzi z nich 2,5 razy więcej światła niż z gwiazd pierwszej wielkości. A najjaśniejsza gwiazda na całym niebie, Syriusz (α Canis Majoris), uzyskała nawet ujemną jasność -1,5.

Stwierdzono, że strumień energii gwiazdy pierwszej wielkości jest 100 razy większy niż gwiazdy szóstej wielkości. Do tej pory określono wielkości gwiazdowe dla wielu setek tysięcy gwiazd.

Gwiazdy pierwszej wielkości- 1m, nazwano najjaśniejsze.

Gwiazdy drugiej wielkości- 2 m, 2,5 razy (dokładniej 2,512) słabszy pod względem blasku Gwiazdy pierwszej wielkości

Gwiazdy trzeciej wielkości- 3 m, 2,5 razy (dokładniej 2,512) słabsza jasność niż gwiazdy 2mag

Gwiazdy 4mag- 4 m, 2,5 razy (dokładniej 2,512) słabsza jasność niż gwiazdy 3mag

Gwiazdy 5mag- 5 m, 2,5 razy (dokładniej 2,512) słabsza jasność niż gwiazdy 4mag

Gwiazdy 6mag- 6 m, 2,5 razy (dokładniej 2,512) słabsza jasność niż gwiazdy 5mag. Mają najsłabszy blask widoczny gołym okiem. słabszy niż gwiazdy 1 ogrom 100 razy.

Na niebie są w sumie 22 gwiazdy 1mag, ale ich jasność nie jest taka sama: niektóre z nich są nieco jaśniejsze niż 1mag, inne są słabsze. Podobnie jest w przypadku gwiazd drugiej, trzeciej i kolejnych wielkości, dlatego aby dokładnie określić jasność jednej lub drugiej, trzeba było wprowadzić liczby ułamkowe. Pomiary strumienia świetlnego gwiazd umożliwiają obecnie określenie ich wielkości z dokładnością do dziesiątych i setnych.

Najjaśniejsza gwiazda na północnej półkuli nieba, Vega, ma jasność 0,14mag, a najjaśniejsza gwiazda na całym niebie, Syriusz, ma wielkość minus 1,58, a Słońce ma wielkość minus 26,8.

Najjaśniejsze gwiazdy lub najciekawsze obiekty spośród słabszych gwiazd otrzymały własne nazwy pochodzenia arabskiego i greckiego (imion posiada ponad 300 gwiazd).

W 1603 roku Johann Bayer (1572-1625, Niemcy) opublikował katalog wszystkich widzialnych gwiazd i po raz pierwszy je przedstawił oznaczenie literami alfabetu greckiego w kolejności malejącej jasności(najjaśniejszy). Najjaśniejszy - α, następnie β, γ, δ, ε itd.

W każdej konstelacji gwiazdy są oznaczone literami alfabetu greckiego w malejącej kolejności ich jasności. Najjaśniejsza gwiazda w tej konstelacji jest oznaczona literą α, druga najjaśniejsza – β itd.

Dlatego gwiazdy są teraz oznaczone: Vega (α Lyrae), Syriusz (α Canis Majoris), Polaris (α Ursa Major). Środkowa gwiazda w uchwycie Wielkiego Wozu nazywa się Mizar, co po arabsku oznacza „koń”. Ta gwiazda drugiej wielkości jest oznaczona jako ζ Wielka Niedźwiedzica. Obok Mizara widać słabszą gwiazdę czwartej wielkości, którą nazwano Alcor - „jeźdźcem”. Gwiazda ta była używana do sprawdzania jakości widzenia wojowników arabskich kilka wieków temu.

Gwiazdy różnią się nie tylko jasnością, ale także kolorem.

Oni mogą być biały, żółty, czerwony. Im bardziej czerwona gwiazda, tym zimniejsza. Słońce jest żółtą gwiazdą.

Dzięki wynalezieniu teleskopu naukowcom udało się dostrzec słabsze gwiazdy, z których pochodzi znacznie mniej światła niż gwiazdy szóstej wielkości. Skala wielkości gwiazd posuwa się coraz dalej w kierunku ich zwiększania w miarę zwiększania się możliwości teleskopów. Na przykład Kosmiczny Teleskop Hubble'a umożliwił uzyskanie zdjęć wyjątkowo słabych obiektów - do trzydziestej magnitudo.

2.1.2. Sfera niebiańska. Specjalne punkty sfery niebieskiej.

W czasach starożytnych ludzie wierzyli, że wszystkie gwiazdy znajdują się na sferze niebieskiej, która jako całość kręci się wokół Ziemi. Już ponad 2000 lat temu astronomowie zaczęli stosować metody, które umożliwiły wskazanie położenia dowolnego ciała na sferze niebieskiej w stosunku do innych obiektów kosmicznych lub punktów orientacyjnych na ziemi. Pojęcie sfery niebieskiej jest wygodne w użyciu nawet teraz, chociaż wiemy, że ta sfera tak naprawdę nie istnieje.

Sfera niebieska -wyimaginowana powierzchnia kulista o dowolnym promieniu, w środku której znajduje się oko obserwatora i na którą rzutujemy położenie ciał niebieskich.

Pojęcie sfery niebieskiej służy do pomiarów kątowych na niebie, dla wygody wnioskowania o najprostszych widzialnych zjawiskach niebieskich, do różnych obliczeń, na przykład obliczania czasu wschodu i zachodu słońca.

Zbudujmy kulę niebieską i narysujmy promień z jej środka w stronę gwiazdy A(ryc. 1.1).

Tam, gdzie ten promień przecina powierzchnię kuli, umieszczamy punkt 1 reprezentujący tę gwiazdę. Gwiazda W będzie reprezentowane przez kropkę W 1 . Powtarzając podobną operację dla wszystkich obserwowanych gwiazd, uzyskujemy obraz gwiaździstego nieba na powierzchni kuli – globusa gwiazdowego. Oczywiste jest, że jeśli obserwator znajduje się w centrum tej wyimaginowanej kuli, wówczas dla niego kierunek do samych gwiazd i ich obrazów na kuli będzie zbieżny.

• Co jest środkiem sfery niebieskiej? (Oko obserwatora)
• Jaki jest promień sfery niebieskiej? (Arbitralny)
• Czym różnią się sfery niebieskie dwóch sąsiadów biurka? (Pozycja środkowa).

Dla rozwiązania wielu praktycznych problemów odległości do ciał niebieskich nie odgrywają roli; ważne jest jedynie ich widoczne położenie na niebie. Pomiary kąta są niezależne od promienia kuli. Dlatego chociaż sfera niebieska w przyrodzie nie istnieje, astronomowie posługują się koncepcją sfery niebieskiej do badania widzialnego układu ciał świetlnych i zjawisk, które można obserwować na niebie w ciągu dnia lub wielu miesięcy. Na taką kulę rzutuje się gwiazdy, Słońce, Księżyc, planety itp., abstrahując od rzeczywistych odległości do źródeł światła i biorąc pod uwagę jedynie odległości kątowe między nimi. Odległości między gwiazdami na sferze niebieskiej można wyrazić jedynie w mierze kątowej. Te odległości kątowe mierzy się wielkością kąta centralnego pomiędzy promieniami skierowanymi na jedną i drugą gwiazdę lub odpowiadającymi im łukami na powierzchni kuli.

W celu przybliżonego oszacowania odległości kątowych na niebie warto zapamiętać następujące dane: odległość kątowa pomiędzy dwiema skrajnymi gwiazdami Wielkiej Niedźwiedzicy (α i β) wynosi około 5° (ryc. 1.2), a od α Ursa Major do α Ursa Minor (Gwiazda Polarna) - 5 razy więcej - około 25°.

Najprostsze wizualne oszacowanie odległości kątowych można również przeprowadzić za pomocą palców wyciągniętej dłoni.

Widzimy tylko dwa źródła światła – Słońce i Księżyc – jako dyski. Średnice kątowe tych dysków są prawie takie same – około 30 cali lub 0,5°. Rozmiary kątowe planet i gwiazd są znacznie mniejsze, więc widzimy je po prostu jako świecące punkty. Gołym okiem obiekt nie wygląda jak punkt, jeśli jego wielkość kątowa przekracza 2–3”. Oznacza to w szczególności, że nasze oko rozróżnia każdy pojedynczy punkt świetlny (gwiazdę), jeśli odległość kątowa między nimi jest większa od tej wartości. Innymi słowy, obiekt nie jest punktem postrzeganym tylko wtedy, gdy odległość do niego przekracza jego rozmiar nie więcej niż 1700 razy.

Linia pionu Z, Z' przechodzący przez oko obserwatora (punkt C), znajdujący się w środku sfery niebieskiej, przecina sferę niebieską w punktach Z - zenit,Z’ - nadir.

Zenit- jest to najwyższy punkt nad głową obserwatora.

Nadir -punkt sfery niebieskiej naprzeciwko zenitu.

Nazywa się płaszczyznę prostopadłą do linii pionupłaszczyzna pozioma (lub płaszczyzna horyzontu).

Horyzont matematycznynazywaną linią przecięcia sfery niebieskiej z płaszczyzną poziomą przechodzącą przez środek sfery niebieskiej.

Gołym okiem na całym niebie widać około 6000 gwiazd, ale my widzimy tylko połowę z nich, ponieważ drugą połowę gwiaździstego nieba zasłania nam Ziemia. Czy gwiazdy poruszają się po niebie? Okazuje się, że wszyscy się poruszają i to w tym samym czasie. Można to łatwo zweryfikować obserwując rozgwieżdżone niebo (skupiając się na określonych obiektach).

Ze względu na swój obrót zmienia się wygląd gwiaździstego nieba. Niektóre gwiazdy dopiero wychodzą z horyzontu (wschodzą) we wschodniej części, inne w tym czasie są wysoko nad Twoją głową, a jeszcze inne chowają się już za horyzontem po zachodniej stronie (zachodzące). Jednocześnie wydaje nam się, że gwiaździste niebo obraca się jako jedna całość. Teraz wszyscy dobrze o tym wiedzą Obrót nieba jest pozornym zjawiskiem spowodowanym obrotem Ziemi.

Obraz tego, co dzieje się z gwiaździstym niebem w wyniku codziennego obrotu Ziemi, można uchwycić kamerą.

Na powstałym obrazie każda gwiazda pozostawiła swój ślad w postaci okrągłego łuku (ryc. 2.3). Ale jest też gwiazda, której ruch przez całą noc jest prawie niezauważalny. Gwiazdę tę nazwano Polaris. W ciągu dnia opisuje okrąg o małym promieniu i jest zawsze widoczny prawie na tej samej wysokości nad horyzontem, po północnej stronie nieba. Wspólny środek wszystkich koncentrycznych śladów gwiazd znajduje się na niebie w pobliżu Gwiazdy Północnej. Ten punkt, do którego skierowana jest oś obrotu Ziemi, nazywa się północny biegun niebieski. Łuk opisany przez Gwiazdę Północną ma najmniejszy promień. Ale ten łuk i wszystkie inne - niezależnie od ich promienia i krzywizny - tworzą tę samą część koła. Gdyby dało się fotografować ścieżki gwiazd na niebie przez cały dzień, wówczas zdjęcie okazałoby się pełnymi okręgami - 360°. Wszak dzień to okres całkowitego obrotu Ziemi wokół własnej osi. W ciągu godziny Ziemia obróci się o 1/24 koła, czyli o 15°. W rezultacie długość łuku, który gwiazda opisze w tym czasie, wyniesie 15°, a za pół godziny - 7,5°.

W ciągu dnia gwiazdy zakreślają większe kręgi, im dalej znajdują się od Gwiazdy Polarnej.

Nazywa się oś dziennego obrotu sfery niebieskiejoś świata (RR”).

Punkty przecięcia sfery niebieskiej z osią świata nazywane sąbieguny świata(kropka R - północny biegun niebieski, punkt R" - południowy biegun niebieski).

Gwiazda Północna znajduje się w pobliżu bieguna północnego świata. Kiedy patrzymy na Gwiazdę Polarną, a dokładniej na stały punkt obok niej - północny biegun świata, kierunek naszego spojrzenia pokrywa się z osią świata. Południowy biegun niebieski znajduje się na południowej półkuli sfery niebieskiej.

Samolot EAW.Q., prostopadłą do osi świata PP” i przechodzącą przez środek sfery niebieskiejpłaszczyzna równika niebieskiego, a linia jego przecięcia ze sferą niebieską wynosirównik niebieski.

Równik niebieski – linia okręgu otrzymana z przecięcia sfery niebieskiej z płaszczyzną przechodzącą przez środek sfery niebieskiej, prostopadłą do osi świata.

Równik niebieski dzieli sferę niebieską na dwie półkule: północną i południową.

Oś świata, bieguny świata i równik niebieski są podobne do osi, biegunów i równika Ziemi, gdyż wymienione nazwy kojarzą się z pozornym obrotem sfery niebieskiej i jest to konsekwencją rzeczywisty obrót globu.

Samolot przechodzący przez punkt zenitowyZ , Centrum Z sfera niebieska i biegun R nazywa się światpłaszczyzna południka niebieskiego, i tworzy się linia jej przecięcia ze sferą niebieskąniebieska linia południka.

Niebiański południk – okrąg wielki sfery niebieskiej przechodzący przez zenit Z, biegun niebieski P, południowy biegun niebieski P, nadir Z”

W dowolnym miejscu na Ziemi płaszczyzna południka niebieskiego pokrywa się z płaszczyzną południka geograficznego tego miejsca.

Linia południowa NS - jest to linia przecięcia płaszczyzny południka i horyzontu. N – punkt północny, S – punkt południowy

Został tak nazwany, ponieważ w południe cienie obiektów pionowych padają w tym kierunku.

• Jaki jest okres obrotu sfery niebieskiej? (Równy okresowi obrotu Ziemi - 1 dzień).
• W jakim kierunku następuje widzialny (pozorny) obrót sfery niebieskiej? (Przeciwny do kierunku obrotu Ziemi).
• Co można powiedzieć o względnym położeniu osi obrotu sfery niebieskiej i osi Ziemi? (Oś sfery niebieskiej i oś Ziemi będą się pokrywać).
• Czy wszystkie punkty sfery niebieskiej uczestniczą w pozornym obrocie sfery niebieskiej? (Punkty leżące na osi są w spoczynku).

Ziemia porusza się po orbicie wokół Słońca. Oś obrotu Ziemi jest nachylona do płaszczyzny orbity pod kątem 66,5°. W wyniku działania sił grawitacyjnych Księżyca i Słońca oś obrotu Ziemi ulega przesunięciu, natomiast nachylenie tej osi do płaszczyzny orbity Ziemi pozostaje stałe. Wydaje się, że oś Ziemi ślizga się po powierzchni stożka. (to samo dzieje się z osią zwykłego blatu na końcu obrotu).

Zjawisko to odkryto już w 125 roku p.n.e. mi. przez greckiego astronoma Hipparcha i nazwany precesja.

Oś Ziemi dokonuje jednego obrotu w ciągu 25 776 lat – okres ten nazywany jest rokiem platońskim. Teraz w pobliżu P - północnego bieguna świata znajduje się Gwiazda Północna - α Ursa Minor. Gwiazda polarna to gwiazda znajdująca się obecnie w pobliżu bieguna północnego świata. W naszych czasach, od około 1100 roku, taką gwiazdą jest Alpha Ursa Minor - Kinosura. Wcześniej tytuł Polaris był na przemian przypisywany π, η i τ Herkulesowi, gwiazdom Thuban i Kohab. Rzymianie w ogóle nie mieli Gwiazdy Północnej, a Kohab i Kinosura (α Ursa Minor) nazywano Strażnikami.

Na początku naszej chronologii biegun niebieski znajdował się w pobliżu α Draco – 2000 lat temu. W roku 2100 biegun niebieski będzie oddalony jedynie o 28 cali od Gwiazdy Polarnej – obecnie jest to 44 cale. W 3200 roku konstelacja Cefeusza stanie się polarna. W 14000 Vega (α Lyrae) będzie polarna.

Jak znaleźć Gwiazdę Polarną na niebie?

Aby znaleźć Gwiazdę Północną, musisz w myślach narysować linię prostą przez gwiazdy Wielkiej Niedźwiedzicy (pierwsze 2 gwiazdy „wiadra”) i policzyć 5 odległości między tymi gwiazdami wzdłuż niej. W tym miejscu, obok linii prostej, zobaczymy gwiazdę o jasności niemal identycznej z gwiazdami „wiadra” - jest to Gwiazda Północna.

W konstelacji, często nazywanej Małym Wozem, Gwiazda Północna jest najjaśniejsza. Ale podobnie jak większość gwiazd w wiadrze Wielkiej Niedźwiedzicy, Polaris jest gwiazdą drugiej wielkości.

Trójkąt letni (lato-jesień) = gwiazda Vega (α Lyrae, 25,3 lat świetlnych), gwiazda Deneb (α Cygnus, 3230 lat świetlnych), gwiazda Altair (α Orlae, 16,8 lat świetlnych)

2.1.3. Współrzędne nieba i mapy gwiazd

Aby znaleźć gwiazdę na niebie, musisz wskazać, po której stronie horyzontu się ona znajduje i jak wysoko nad nią się znajduje. W tym celu się go używa poziomy układ współrzędnych – azymut I wysokość. Dla obserwatora znajdującego się w dowolnym miejscu na Ziemi wyznaczenie kierunku pionowego i poziomego nie jest trudne.

Pierwszy z nich jest wyznaczany za pomocą pionu i jest przedstawiony na rysunku (ryc. 1.3) za pomocą pionu ZZ", przechodząca przez środek kuli (pkt O).

Punkt Z znajdujący się bezpośrednio nad głową obserwatora nazywa się zenit.

Płaszczyzna przechodząca przez środek kuli prostopadle do pionu tworzy okrąg, gdy przecina się ze kulą - PRAWDA, Lub matematyczny, horyzont.

Wysokość oprawę mierzy się wzdłuż okręgu przechodzącego przez zenit i oprawę , i wyraża się długością łuku tego koła od horyzontu do źródła światła. Ten łuk i odpowiadający mu kąt są zwykle oznaczone literą H.

Wysokość gwiazdy w zenicie wynosi 90°, na horyzoncie – 0°.

Położenie oprawy względem boków horyzontu wskazuje jej druga współrzędna - azymut, oznaczone literą A. Azymut mierzony jest od punktu południowego w kierunku zgodnym z ruchem wskazówek zegara, więc azymut punktu południowego wynosi 0°, punktu zachodniego wynosi 90° itd.

Współrzędne poziome opraw ulegają ciągłym zmianom w czasie i zależą od położenia obserwatora na Ziemi, gdyż względem przestrzeni świata płaszczyzna horyzontu w danym punkcie Ziemi obraca się wraz z nim.

Współrzędne poziome opraw są mierzone w celu określenia czasu lub współrzędnych geograficznych różnych punktów na Ziemi. W praktyce, np. w geodezji, wysokość i azymut mierzy się za pomocą specjalnych goniometrycznych przyrządów optycznych - teodolity.

Aby stworzyć mapę gwiazd przedstawiającą konstelacje na płaszczyźnie, musisz znać współrzędne gwiazd. Aby to zrobić, musisz wybrać układ współrzędnych, który obracałby się wraz z rozgwieżdżonym niebem. Aby wskazać położenie opraw na niebie, stosuje się układ współrzędnych podobny do tego stosowanego w geografii. - równikowy układ współrzędnych.

Równikowy układ współrzędnych jest podobny do geograficznego układu współrzędnych na kuli ziemskiej. Jak wiadomo, można wskazać położenie dowolnego punktu na kuli ziemskiej Z za pomocą współrzędnych geograficznych - szerokości i długości geograficznej.

Szerokość geograficzna - jest odległością kątową punktu od równika ziemskiego. Szerokość geograficzną (φ) mierzy się wzdłuż południków od równika do biegunów Ziemi.

Długość geograficzna- kąt pomiędzy płaszczyzną południka danego punktu a płaszczyzną południka zerowego. Długość geograficzna (λ) mierzone wzdłuż równika od południka głównego (Greenwich).

Na przykład Moskwa ma następujące współrzędne: 37°30” długości geograficznej wschodniej i 55°45” szerokości geograficznej północnej.

Przedstawmy równikowy układ współrzędnych, Który wskazuje położenie opraw na sferze niebieskiej względem siebie.

Narysujmy linię przechodzącą przez środek sfery niebieskiej (ryc. 2.4) równoległą do osi obrotu Ziemi - oś świata. Przetnie sferę niebieską w dwóch diametralnie przeciwnych punktach, tzw bieguny świata - R I R. Biegun północny świata nazywany jest tym, w pobliżu którego znajduje się Gwiazda Północna. Płaszczyzna przechodząca przez środek kuli, równoległa do płaszczyzny równika ziemskiego, w przekroju poprzecznym ze kulą, tworzy okrąg zwany równik niebieski. Równik niebieski (podobnie jak ziemski) dzieli sferę niebieską na dwie półkule: północną i południową. Nazywa się odległość kątową gwiazdy od równika niebieskiego deklinacja. Deklinację mierzy się wzdłuż okręgu narysowanego przez ciało niebieskie i bieguny świata; jest ona podobna do szerokości geograficznej.

Deklinacja- odległość kątowa opraw od równika niebieskiego. Deklinację oznacza się literą δ. Na półkuli północnej deklinacje uważa się za dodatnie, na półkuli południowej za ujemne.

Druga współrzędna, która wskazuje położenie gwiazdy na niebie, jest podobna do długości geograficznej. Ta współrzędna nazywa się rektascensja . Rektascensję mierzy się wzdłuż równika niebieskiego od równonocy wiosennej γ, kiedy Słońce pojawia się corocznie 21 marca (dzień równonocy wiosennej). Mierzy się go od równonocy wiosennej γ przeciwnie do ruchu wskazówek zegara, tj. w kierunku dziennego obrotu nieba. Dlatego luminarze wschodzą (i zachodzą) w rosnącej kolejności ich rektascencji.

Rektascensja - kąt między płaszczyzną półkola poprowadzonego od bieguna niebieskiego przez oprawę(koło deklinacyjne), oraz płaszczyzna półkola poprowadzona od bieguna niebieskiego przez punkt równonocy wiosennej leżący na równiku(początkowy krąg deklinacji). Rektascensja jest oznaczona literą α

Deklinacja i rektascensja(δ, α) nazywane są współrzędnymi równikowymi.

Deklinację i rektascensję wygodnie jest wyrażać nie w stopniach, ale w jednostkach czasu. Biorąc pod uwagę, że Ziemia wykonuje jeden obrót w ciągu 24 godzin, otrzymujemy:

360° - 24 godziny, 1° - 4 minuty;

15° - 1 godzina, 15" -1 min, 15" - 1 s.

Dlatego rektascensja równa na przykład godzinie 12 wynosi 180°, a 7 godzin i 40 minut odpowiada 115°.

Jeśli nie jest wymagana szczególna dokładność, współrzędne niebieskie gwiazd można uznać za niezmienione. Wraz z codziennym obrotem gwiaździstego nieba zmienia się również punkt równonocy wiosennej. Dlatego położenie gwiazd względem równika i równonocy wiosennej nie zależy ani od pory dnia, ani od pozycji obserwatora na Ziemi.

Równikowy układ współrzędnych jest przedstawiony na mapie ruchomej gwiazdy.

Zasada tworzenia mapy gwiazd jest bardzo prosta. Rzućmy najpierw wszystkie gwiazdy na kulę ziemską: w miejscu, w którym wiązka skierowana na gwiazdę przecina powierzchnię globu, będzie zlokalizowany obraz tej gwiazdy. Zwykle gwiezdna kula przedstawia nie tylko gwiazdy, ale także siatkę współrzędnych równikowych. Tak naprawdę kula gwiezdna to model sfery niebieskiej, który wykorzystuje się na lekcjach astronomii w szkole. Na tym modelu nie ma obrazów gwiazd, ale przedstawione są osi mundi, równik niebieski i inne okręgi sfery niebieskiej.

Korzystanie z globusa gwiazdowego nie zawsze jest wygodne, dlatego mapy i atlasy są szeroko stosowane w astronomii (a także w geografii).

Atlas gwiaździstego nieba dla początkującego obserwatora

Mapę powierzchni Ziemi można uzyskać, rzutując wszystkie punkty kuli ziemskiej na płaszczyznę (powierzchnię walca lub stożka). Wykonując tę ​​samą operację z kulą gwiezdną, możesz uzyskać mapę gwiaździstego nieba.

Zapoznajmy się z najprostszą mapą gwiazd umieszczoną w Szkolnym Kalendarzu Astronomicznym.

Ustawmy płaszczyznę, na której chcemy uzyskać mapę, tak aby dotykała powierzchni globu w miejscu, w którym znajduje się północny biegun niebieski. Teraz musimy rzutować wszystkie gwiazdy i siatkę współrzędnych z globu na tę płaszczyznę. Otrzymamy mapę przypominającą mapy geograficzne Arktyki czy Antarktyki, na której w centrum znajduje się jeden z biegunów Ziemi. W centrum naszej mapy gwiazd będzie północny biegun niebieski, obok niego znajduje się Gwiazda Północna, nieco dalej znajdują się pozostałe gwiazdy Wielkiej Niedźwiedzicy, a także gwiazdy Wielkiej Niedźwiedzicy i inne konstelacje, które się znajdują w pobliżu bieguna niebieskiego. Równikowa siatka współrzędnych jest reprezentowana na mapie za pomocą promieni promieniujących ze środka i koncentrycznych okręgów. Na krawędzi mapy naprzeciw każdego promienia zapisane są liczby wskazujące rektascensję (od godziny 0 do 23). Promień, od którego rozpoczyna się rektascensja, przechodzi przez punkt równonocy wiosennej, oznaczony jako γ . Deklinację mierzy się wzdłuż tych promieni od okręgu reprezentującego równik niebieski i oznacza się ją jako 0°. Pozostałe okręgi również posiadają digitalizację, która pokazuje jaką deklinację ma obiekt znajdujący się na tym okręgu.

W zależności od wielkości gwiazdy są przedstawiane na mapie jako okręgi o różnej średnicy. Te z nich, które tworzą charakterystyczne figury konstelacji, są połączone liniami ciągłymi. Granice konstelacji zaznaczono liniami przerywanymi.

2.1.4. Wysokość bieguna niebieskiego nad horyzontem

Rozważmy wysokość bieguna niebieskiego nad horyzontem zgodnie z rysunkiem 2.5, gdzie część sfery niebieskiej i kula ziemska są przedstawione w rzucie na płaszczyznę południka niebieskiego.

Pozwalać LUB- oś świata równoległa do osi Ziemi; OK- rzut części równika niebieskiego równolegle do równika ziemskiego; OZ- linia pionowa. Następnie wysokość bieguna niebieskiego nad horyzontem h P= PON i szerokość geograficzna φ = Q 1 O 1 O. Oczywiste jest, że te kąty (PON I Q1O1O) są sobie równe, ponieważ ich boki są do siebie prostopadłe (OO 1 NA , A OKOP). Wynika, że wysokość bieguna niebieskiego nad horyzontem jest równa szerokości geograficznej miejsca obserwacji: h P = φ. Zatem szerokość geograficzną punktu obserwacyjnego można określić, mierząc wysokość bieguna niebieskiego nad horyzontem.

W zależności od miejsca obserwatora na Ziemi zmienia się wygląd gwiaździstego nieba i charakter codziennego ruchu gwiazd.

Najłatwiej zrozumieć, co się dzieje i jak jest na biegunach Ziemi. Biegun to miejsce na kuli ziemskiej, w którym oś świata pokrywa się z linią pionu, a równik niebieski z horyzontem (ryc. 2.6).

Dla obserwatora na biegunie północnym Gwiazda Północna jest widoczna w pobliżu zenitu. Tutaj nad horyzontem znajdują się tylko gwiazdy półkuli północnej sfery niebieskiej (z dodatnią deklinacją). Natomiast na biegunie południowym widoczne są tylko gwiazdy o ujemnej deklinacji. W obu przypadkach, poruszając się w wyniku obrotu Ziemi równolegle do równika niebieskiego, gwiazdy pozostają na stałej wysokości nad horyzontem, nie wschodzą ani nie zachodzą.

Wyruszmy z Bieguna Północnego na zwykłe średnie szerokości geograficzne. Wysokość Gwiazdy Północnej nad horyzontem będzie stopniowo się zmniejszać, jednocześnie zwiększając się kąt między płaszczyznami horyzontu a równikiem niebieskim.

Jak widać na Rysunku 2.7, na średnich szerokościach geograficznych (w przeciwieństwie do Bieguna Północnego) tylko część gwiazd na półkuli północnej nigdy nie zachodzi na niebie. Wszystkie inne gwiazdy na półkuli północnej i południowej wschodzą i zachodzą.

Kontynuujmy naszą wyimaginowaną podróż i przejdźmy od środkowych szerokości geograficznych do równika, którego szerokość geograficzna wynosi 0°. Tutaj oś świata znajduje się w płaszczyźnie horyzontu, a równik niebieski przechodzi przez zenit. Na równiku w ciągu dnia wszystkie źródła światła będą znajdować się nad horyzontem (ryc. 2.9).

Na biegunach Ziemi widoczna jest tylko połowa sfery niebieskiej. Na równiku ziemskim wszystkie konstelacje można zobaczyć przez cały rok. Na średnich szerokościach geograficznych niektóre gwiazdy nie zachodzą, inne nie wschodzą, a pozostałe wschodzą i zachodzą codziennie.

2.1.5. Wysokość oprawy w punkcie kulminacyjnym

Podczas swojego codziennego ruchu gwiazda, obracając się wokół osi świata, dwa razy dziennie przecina południk - nad punktami południa i północy. Jednocześnie zajmuje kiedyś najwyższą pozycję - górny punkt kulminacyjny innym razem - najniższa pozycja - niższa kulminacja.

W momencie górnej kulminacji nad punktem południowym oprawa osiąga największą wysokość nad horyzontem.

Punkt kulminacyjny- jest to zjawisko przejścia oprawy przez południk, m.inMoment przekroczenia południka niebieskiego.

W ciągu dnia luminarz M opisuje równoleżnik dzienny - mały okrąg sfery niebieskiej, którego płaszczyzna jest prostopadła do osi świata i przechodzi przez oko obserwatora.

M 1 - kulminacja górna (h max; A = 0 o), M2 - kulminacja dolna (h min; A = 180 o), M 3 - punkt wschodu słońca, M 4 - punkt zachodu słońca,

Ze względu na ich codzienne ruchy oprawy dzielą się na:

• nierosnąco
• rosnąco - malejąco (rosnąco i malejąco w ciągu dnia)
• nie wchodząc.
• Czym jest Słońce i Księżyc? (ko 2)

Rysunek 2.8 przedstawia położenie oprawy w momencie kulminacji górnej.

Jak wiadomo, wysokość bieguna niebieskiego nad horyzontem (kąt PON): hP= φ. Następnie kąt między horyzontem (NS) i równik niebieski (Pytanie 1) będzie wynosić 180° - φ - 90° = 90° - φ. Narożnik MOS co wyraża wysokość oprawy M w punkcie kulminacyjnym jest sumą dwóch kątów: Pytanie 1OS I MOQ 1. Właśnie określiliśmy wielkość pierwszego z nich, a drugi to nic innego jak deklinacja światła M, równe δ.

Otrzymujemy zatem następujący wzór łączący wysokość gwiazdy w momencie jej kulminacji z jej deklinacją i szerokością geograficzną miejsca obserwacji:

H= 90° - φ + δ.

Znając deklinację gwiazdy i określając na podstawie obserwacji jej wysokość w kulminacji, możesz poznać szerokość geograficzną miejsca obserwacji.

Zdjęcie przedstawia sferę niebieską. Obliczmy odległość zenitu gwiazdy w danym punkcie w momencie górnej kulminacji, jeśli znana jest jej deklinacja.

Zamiast wysokości h często stosuje się odległość zenitalną Z, równą 90°-h .

Zenitowa odległość- odległość kątowa punktu M od zenitu.

Niech oprawa w momencie górnej kulminacji znajdzie się w punkcie M, wówczas łuk QM będzie deklinacją δ oprawy, gdyż AQ jest równikiem niebieskim prostopadłym do osi świata PP. Łuk QZ jest równy łuk NP i jest równa szerokości geograficznej obszaru φ. Oczywiście odległość od zenitu łuku ZM jest równa z = φ - δ.

Jeśli punkt kulminacyjny światła osiągałby północ od zenitu Z (to znaczy punkt M znajdowałby się pomiędzy Z i P), wówczas z = δ- φ. Korzystając z tych wzorów, można obliczyć odległość zenitu gwiazdy o znanej deklinacji w momencie górnej kulminacji w punkcie o znanej szerokości geograficznej φ.

1. Konstelacje

Z rozgwieżdżonym niebem trzeba się zapoznać w bezchmurną noc, kiedy światło Księżyca nie przeszkadza w obserwacji słabych gwiazd. Piękny obraz nocnego nieba z rozsianymi po nim migoczącymi gwiazdami. Ich liczba wydaje się nieskończona. Ale tak się tylko wydaje, dopóki nie przyjrzysz się bliżej i nie nauczysz się znajdować na niebie znajomych grup gwiazd, niezmienionych w ich względnym położeniu. Grupy te, zwane konstelacjami, zostały zidentyfikowane przez ludzi tysiące lat temu. Konstelacja to obszar nieba w określonych ustalonych granicach. Całe niebo podzielone jest na 88 konstelacji, które można rozpoznać po charakterystycznym układzie gwiazd.

Wiele konstelacji zachowało swoje nazwy od czasów starożytnych. Niektóre imiona nawiązują do mitologii greckiej, np. Andromeda, Perseusz, Pegaz, niektóre z obiektami przypominającymi postacie utworzone przez jasne gwiazdy konstelacji: Strzałka, Trójkąt,Waga itp. Istnieją na przykład konstelacje nazwane na cześć zwierząt Lew,Rak, Skorpion.

Konstelacje na niebie odnajduje się poprzez mentalne połączenie ich najjaśniejszych gwiazd liniami prostymi w określoną figurę, jak pokazano na mapach gwiazd (patrz mapa gwiazd w Załączniku VII, a także ryc. 6, 7, 10). W każdej konstelacji jasne gwiazdy od dawna są oznaczane greckimi literami *, najczęściej najjaśniejszą gwiazdą konstelacji - literą α, następnie literami β, γ itd. w kolejności alfabetycznej wraz ze spadkiem jasności; Na przykład, gwiazda biegunowa są konstelacje Mała Niedźwiedzica.

* (Alfabet grecki podano w dodatku II.)

Ryciny 6 i 7 pokazują położenie głównych gwiazd Wielkiej Niedźwiedzicy oraz kształt tej konstelacji, tak jak to było przedstawione na starożytnych mapach gwiazd (metoda znalezienia Gwiazdy Polarnej jest Ci znana z zajęć z geografii).

W bezksiężycową noc gołym okiem widać nad horyzontem około 3000 gwiazd. Obecnie astronomowie określili dokładne położenie kilku milionów gwiazd, zmierzyli przepływy energii z nich pochodzące i stworzyli listy katalogowe tych gwiazd.

2. Pozorna jasność i kolor gwiazd

W ciągu dnia niebo wydaje się błękitne, ponieważ niejednorodność środowiska powietrza najsilniej rozprasza niebieskie promienie światła słonecznego.

Poza ziemską atmosferą niebo jest zawsze czarne i można na nim jednocześnie obserwować gwiazdy i Słońce.

Gwiazdy mają różną jasność i kolor: biały, żółty, czerwonawy. Im bardziej czerwona gwiazda, tym zimniejsza. Nasze Słońce jest żółtą gwiazdą.

Starożytni Arabowie nadali jasnym gwiazdom własne nazwy. Gwiazdy białe: Wega w konstelacji Liry, Altair w gwiazdozbiorze Orła (widoczny latem i jesienią), Syriusz- najjaśniejsza gwiazda na niebie (widoczna zimą); czerwone gwiazdki: Betelgeza w konstelacji Orion I Aldebarana w gwiazdozbiorze Byka (widoczny zimą), Antares w konstelacji Skorpiona (widoczny latem); żółty Kaplica w gwiazdozbiorze Woźnicy (widoczny zimą) *.

* (Nazwy jasnych gwiazd podano w Załączniku IV.)

Już w czasach starożytnych najjaśniejsze gwiazdy nazywano gwiazdami 1. wielkości, a najsłabsze, widoczne na granicy widzenia, nazywano gwiazdami 6.mag. Ta starożytna terminologia została zachowana do dziś. Termin „wielkość gwiazdowa” (oznaczona literą m) nie ma nic wspólnego z prawdziwym rozmiarem gwiazd; charakteryzuje strumień światła docierający do Ziemi od gwiazdy. Przyjmuje się, że przy różnicy jednej wielkości pozorna jasność gwiazd różni się około 2,5 razy. Wtedy różnica 5 wielkości odpowiada dokładnie 100-krotnej różnicy jasności. Zatem gwiazdy 1. wielkości są 100 razy jaśniejsze niż gwiazdy 6.mag. Nowoczesne metody obserwacyjne umożliwiają wykrywanie gwiazd do około 25 mag.

Dokładne pomiary pokazują, że gwiazdy mają zarówno ułamkową, jak i ujemną wielkość magnitudo, na przykład: dla Aldebarana wielkość wynosi m = 1,06, dla Bega m = 0,14, dla Syriusza m = - 1,58, dla Słońca m = - 26,80.

3. Pozorny dzienny ruch gwiazd. Sfera niebiańska

Z powodu osiowego obrotu Ziemi wydaje nam się, że gwiazdy poruszają się po niebie. Jeśli staniesz twarzą w twarz z południową stroną horyzontu i będziesz obserwować codzienny ruch gwiazd na średnich szerokościach geograficznych północnej półkuli Ziemi, zauważysz, że gwiazdy wschodzą po wschodniej stronie horyzontu, najwyżej wznoszą się nad południową. horyzontu i ustawione po stronie zachodniej, czyli przesuwają się od lewej do prawej, zgodnie z ruchem wskazówek zegara (ryc. 8). Po uważnej obserwacji zauważysz, że Gwiazda Północna prawie nie zmienia swojego położenia względem horyzontu. Jednak inne gwiazdy opisują w ciągu dnia pełne koła, których środek znajduje się w pobliżu Polaris. Można to łatwo sprawdzić, wykonując następujący eksperyment w bezksiężycową noc. Skierujmy kamerę ustawioną na „nieskończoność” na Gwiazdę Polarną i bezpiecznie zamocuj ją w tej pozycji. Otwórz migawkę z obiektywem całkowicie otwartym na pół godziny lub godzinę. Po wywołaniu uzyskanego w ten sposób obrazu zobaczymy na nim koncentryczne łuki – ślady torów gwiazd (ryc. 9). Konwencjonalnie nazywa się wspólny środek tych łuków - punkt, który pozostaje nieruchomy podczas codziennego ruchu gwiazd biegun północny pokój. Gwiazda polarna znajduje się bardzo blisko niej (ryc. 10). Punkt znajdujący się naprzeciwko niego nazywa się biegun południowy pokój. Dla obserwatora z półkuli północnej Ziemi znajduje się ona poniżej horyzontu.

Wygodnie jest badać zjawiska codziennego ruchu gwiazd za pomocą konstrukcji matematycznej - sfera niebieska, czyli wyimaginowana kula o dowolnym promieniu, której środek znajduje się w punkcie obserwacyjnym. Na powierzchnię tej kuli rzutowane są widoczne pozycje wszystkich opraw, a dla wygody pomiarów konstruuje się szereg punktów i linii (ryc. 11). Zatem pion ZCZ" przechodzący przez obserwatora przecina niebo nad głową w zenicie Z. Punkt Z" znajdujący się naprzeciwległego średnicy nazywa się nadirem. Płaszczyzna (NESW) prostopadła do pionu ZZ" jest płaszczyzną horyzontu - płaszczyzna ta styka się z powierzchnią kuli ziemskiej w miejscu, w którym znajduje się obserwator (punkt C na rys. 12). Dzieli ona powierzchnię sfery niebieskiej na dwie półkule: widzialną, której wszystkie punkty znajdują się nad horyzontem, i niewidzialną, której punkty leżą poniżej horyzontu.

Oś pozornego obrotu sfery niebieskiej łącząca oba bieguny świata(R i R") i przechodząc przez obserwatora(Z), zwanyoś świata(ryc. 11). Dla każdego obserwatora oś świata będzie zawsze równoległa do osi obrotu Ziemi (ryc. 12). Na horyzoncie poniżej północnego bieguna niebieskiego leży północny punkt N (patrz ryc. 11 i 12), diametralnie przeciwny punkt S jest punktem południowym. Nazywa się linia NCS linia południowa(ryc. 11), ponieważ wzdłuż niego na płaszczyźnie poziomej w południe pada cień z pionowo umieszczonego pręta. (Uczyłeś się, jak narysować na ziemi linię południa i jak poruszać się po bokach horyzontu, korzystając z niej i Gwiazdy Polarnej, w piątej klasie na lekcjach geografii fizycznej.) Punkty wschodnie E i Zachód Leżymy na linii horyzontu. Są one oddalone o 90° od punktów na północ N i południe S. Przez punkt N przechodzą paski świata, zenit Z i punkt S płaszczyzna południka niebieskiego(patrz ryc. 11), pokrywającej się dla obserwatora C z płaszczyzną jego południka geograficznego (patrz ryc. 12). Ostatecznie płaszczyzna (QWQ"E) przechodząca przez środek kuli (punkt C) prostopadła do osi świata tworzy płaszczyznę równik niebieski, równolegle do płaszczyzny równika ziemskiego (patrz ryc. 12). Równik niebieski dzieli powierzchnię sfery niebieskiej na dwie półkule: północny ze szczytem na północnym biegunie niebieskim i południowy ze szczytem na południowym biegunie niebieskim.

4. Mapy gwiazd i współrzędne ciał niebieskich

Aby stworzyć mapę gwiazd przedstawiającą konstelacje na płaszczyźnie, musisz znać współrzędne gwiazd. Współrzędne gwiazd względem horyzontu, np. wysokość, choć wizualne, nie nadają się do tworzenia map, gdyż cały czas się zmieniają. Konieczne jest użycie układu współrzędnych, który obraca się wraz z rozgwieżdżonym niebem. Ten układ współrzędnych jest układ równikowy, nazywa się go tak, ponieważ równik służy jako płaszczyzna, od której i w której mierzone są współrzędne. W tym systemie jedna współrzędna to odległość kątowa gwiazdy od równika niebieskiego, tzw deklinacja δ (ryc. 13). Zmienia się w zakresie ± 90° i jest uważany za dodatni na północ od równika i ujemny na południe. Deklinacja jest podobna do szerokości geograficznej.

Druga współrzędna jest podobna do długości geograficznej i nazywa się rektascensjaα.

Rektascensję luminarza M mierzy się kątem między płaszczyznami wielkich kół, jeden przechodzi przez bieguny świata i danego luminarza M, a drugi - przez bieguny świata i punkt Równonoc wiosenna, leżący na równiku (patrz ryc. 13). Punkt ten został tak nazwany, ponieważ Słońce pojawia się tam (na sferze niebieskiej) wiosną 20-21 marca, kiedy dzień zrówna się z nocą.

Rektascensję mierzy się wzdłuż łuku równika niebieskiego od równonocy wiosennej w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, patrząc od bieguna północnego. Waha się od 0 do 360° i nazywa się ją rektascensją, ponieważ gwiazdy znajdujące się na równiku niebieskim wschodzą (i zachodzą) w kolejności rosnącej rektascencji. Ponieważ zjawisko to jest związane z obrotem Ziemi, rektascensję zwykle wyraża się nie w stopniach, ale w jednostkach czasu. W ciągu 24 godzin Ziemia (i wydaje nam się, że gwiazdy) dokonuje jednego obrotu - 360°. Zatem 360° odpowiada 24 godzinom, następnie 15° – 1 godzinie, 1° – 4 minutom, 15” – 1 minucie, 15” – 1 s. Na przykład 90° to 6 godzin, a 7 godzin i 18 minut to 109°30”.

W jednostkach czasu rektascensja jest zaznaczona na siatce współrzędnych map gwiazd, atlasów i globusów, w tym na mapie dołączonej do podręcznika i Szkolnego Kalendarza Astronomicznego.

Ćwiczenie 1

1. Czym charakteryzuje się wielkość gwiazdowa?

2. Czy istnieje różnica pomiędzy północnym biegunem niebieskim a punktem północnym?

3. Wyraź 9 godzin 15 minut 11 sekund w stopniach.

Ćwiczenie 1

1. Zgodnie z Załącznikiem VII należy zapoznać się z obsługą i instalacją mapy ruchomej gwiazdy.

2. Korzystając z tabeli współrzędnych jasnych gwiazd podanej w Załączniku IV, znajdź na mapie gwiazd niektóre ze wskazanych gwiazd.

3. Korzystając z mapy, policz współrzędne kilku jasnych gwiazd i sprawdź się, korzystając z Załącznika IV.