- Розділ 1. Небесні світила й небесна сфера. Сузір'я. Зоряні величини (стр. 2-6)

- Розділ 2. Визначення відстаней до небесних тіл. Небесні координати (стр. 7-11)

- Розділ 3. Типи календарів. Астрономія та визначення часу (стр. 12-16)

- Розділ 4. Видимий рух Сонця. Видимі рухи Місяця та планета (стр. 17-21)

- Розділ 5. Закони Кеплера. Визначення маси і розмірів небесних тіл (стр. 22-27)

Розділ 1. Небесні світила й небесна сфера. Сузір’я. Зоряні величини

НЕБЕСНІ СВІТИЛА І НЕБЕСНА СФЕРА, СУЗІР'Я

    Без допомоги оптичних приладів око людини може бачити на небі до 6000 зір. Окрім них регулярно можна спостерігати Місяць, планети й часу до часу інші об'єкти. Усі вони в астрономії для зручності позначені одним поняттям: небесні світила. Спостерігаючи небесні світила, ми бачимо їх так, наче вони лежать на внутрішній поверхні певної сфери. Цю уявну сферу називають небесною сферою.

    Небесна сфера — це уявна сфера довільного радіуса, у центрі якої перебуває спостерігач і на яку спроектовано всі світила так, як він бачить їх у певний момент часу з певної точки простору.

    Взаємне розташування зір на небі змінюється дуже повільно. Тому ще в давнину по найяскравіших зорях «намалювали» перші «зоряні візерунки» — сузір'я. Нині все зоряне небо поділене на 88 сузір'їв.

    Сузір'я — ділянка небесної сфери з чітко окресленими межами, що охоплює всі належні їй світила і має власну назву.

    ВИДИМІ ЗОРЯНІ ВЕЛИЧИНИ, ОДИНИЦІ ВІДСТАНЕЙ В АСТРОНОМІЇ.

    З метою класифікації зір за їхнім блиском ще в ІІ ст. до н. е. давньогрецький астроном Гіппарх запровадив поняття видимої зоряної величини. Найяскравіші зорі він виокремив у групу зір 1-ї величини, трохи слабкіші — 2-ї, а ледве помітні — 6-ї величини. Видимі зоряні величини позначають літерою m, яку проставляють як показник степеня справа вгорі біля цифри, що показує її числове значення (наприклад, 1m). По суті, видима зоряна величина — це позасистемна одиниця вимірювання освітленості, яку створює астрономічний об'єкт у пункті спостереження на площині, перпендикулярній до його променів. Видима зоряна величина m не дає інформації про потужність джерела світла, бо не враховує відстань до небесного світила. Тому було введено поняття абсолютної зоряної величини M.

    Абсолютна зоряна величина (М) — це видима зоряна величина, яку б мала зоря, перебуваючи від нас на відстані 10 пк (32,6 св. р.).

    Для визначення абсолютної зоряної величини М потрібно знати відстань до зорі. Першим небесним світилом, до якого її встановили, став Місяць (Гіппарх, бл. 150 р. до н. е.). Відстані до планет Сонячної системи визначили в XVII ст. шляхом вимірювання їхнього горизонтального паралакса p. Суть вимірювання полягає в застосуванні відомого з географії методу тріангуляції.

    Горизонтальний паралакс (p) — це кут між напрямком на світило (що перебуває на горизонті) з певної точки земної поверхні й напрямком з центра Землі.

    Відстані до близьких зір визначають, вимірюючи їх річні паралакси π. Спостерігаючи одну й ту саму зорю з інтервалом у півроку, визначають її зміщення на тлі далеких «нерухомих» зір. Далі діють так само, як і в разі вимірювання відстаней методом горизонтального паралакса.

    Річний паралакс (π) — кут, під яким із зорі можна бачити середній радіус земної орбіти.

    Відстані між небесними об'єктами такі великі, що для їх вимірювання в астрономії запроваджено власні одиниці: астрономічна одиниця (а. о.), яка дорівнює середній відстані Землі від Сонця, і парсек (пк), від слів «паралакс» і «секунда» — відстань, з якої середній радіус земної орбіти видно під кутом 1" (секунда дуги). Часто використовують похідні одиниці: кілопарсек (1 кпк = 1000 пк) і мегапарсек (1 Мпк = 1 000 000 пк). У науково-популярній літературі застосовують одиницю довжини «світловий рік» (св. р.) — відстань, яку зі швидкістю майже 300 000 км/с світло проходить за один рік.

Горизонтальний паралакс (р)

Річний паралакс (π)

Питання для самоперевірки за пройденим розділом

1) Що розуміють під поняттями "небесні світила" і "небесна сфера"?

2) Що  таке сузір'я? На скільки сузір'їв поділене зоряне небо?

3) Як звали давьногрецького астронома, який запровадив поняття видимої зоряної величини?
4) Дайте визначення термінам: видима зоряна величина, абсолютна зоряна величина, горизонтальний паралакс, річний паралакс.

5) Назвіть основні одиниці вимірювання в астрономії.

Розділ 2. Визначення відстаней до небесних тіл. Небесні координати

Небесні координати

    Визначення відстаней до тіл Сонячної системи засновано на вимірюванні їх горизонтальних паралаксів. Кут p, під яким зі світила видний радіус Землі, перпендикулярний до променя зору, називають горизонтальним паралаксом.

    Для того щоб визначити горизонтальний паралакс світила S, потрібно двом спостерігачам одночасно з точок A і B виміряти небесні координати цього світила. Ці координати, які вимірюють одночасно з двох точок — A і B, трохи відрізнятимуться. На основі цієї різниці координат визначають величину горизонтального паралакса.
        Горизонтальний паралакс планет набагато менший, і він не залишається сталим, адже відстані між Землею та планетами змінюються. Серед планет найбільший паралакс має Венера — 31′′, а найменший паралакс 0,21′′ — Нептун.
    Зорі розташовані в мільйони разів далі, ніж Сонце, тому горизонтальні паралакси зір відповідно в мільйони разів менші.

    Для визначення відстаней до тіл Сонячної системи користуються найбільш точним методом вимірювання — радіолокаційним. Вимірявши час t, необхідний для того, щоб радіолокаційний імпульс досяг небесного тіла, відбився й повернувся на Землю, обчислюють відстань L до цього тіла за формулою де с — швидкість світла ≈ 3·108 м/с.

    За допомогою радіолокації визначені найбільш точні 

значення відстаней до тіл Сонячної системи, уточнені

відстані між материками Землі.

    В астрономії положення світил на небі визначають за відношенням до точок і кіл небесної сфери. Ці небесні координати подібні до географічних, які використовують для орієнтування на поверхні Землі. Небесні координати відраховують дугами великих кіл або центральними кутами, що охоплюють ці дуги.

    Небесні координати — числа, за допомогою яких зазначають положення об’єкта на небесній сфері.

    Якщо продовжити вісь обертання Землі в космос, то на небесній

сфері ми отримаємо дві точки перетини: Північний полюс P1 )

у сучасну епоху біля Полярної зорі) і Південний полюс (у сузір’ї Октант).

Площина земного екватора перетинається з небесною сферою, і в 

перерізі ми отримаємо небесний екватор. 

Екваторіальна система небесних координат і карти зоряного неба.

    Під час укладання зоряних каталогів та зоряних карт за основне коло небесної сфери беруть коло небесного екватора. Таку систему координат називають екваторіальною. В її основі лежить небесний екватор — проекція земного екватора на небесну сферу. 

    Основними площинами в цій системі координат є площини небесного екватора та кола схилень. Для визначення екваторіальних небесних координат світила M проводять коло схилення через полюси світу PN і PS, яке перетинає небесний екватор у точці C. Перша координата α має назву пряме сходження (пряме піднесення) і відлічується по дузі небесного екватора від точки весняного рівнодення Y проти ходу годинникової стрілки, якщо дивитися з Північного полюса, та вимірюється годинами. Друга координата δ — схилення визначається дугою кола схилень CM від екватора до даного світила і вимірюється градусами.

    Карта зоряного неба у формі прямокутника є певною

 проекцією небесної сфери на площину, на якій позначені

 екваторіальні координати а, б. Ці координати не залежать 

від місця спостереження на Землі, тому картою зоряного

 неба можна користуватись у будь-якій країні.

Питання для самоперевірки за пройденим розділом

1) На чому засновано визначення відстаней до тіл Сонячної системи?

2) Як визначити горизонтальний паралакс світила?

3) Яка планета Сонячної системи має найбільший паралакс? Яка має найменший?
4) Який найбільш точний метод вимірювання відстаней до тіл Сонячної системи?

5) Що таке небесні координати?

6) Назвіть основні площини в екваторіальній системі небесних координат.

Розділ 3. Типи календарів. Астрономія та визначення часу

Вимірювання часу

    Хоча годинники протягом віків змінювали вигляд і збільшувалась точність вимірювань, деякі одиниці для визначення часу залишилися одними й тими самими — рік і доба, тому що вони пов’язані з рухом Землі навколо Сонця та її обертанням навколо своєї осі. Для визначення кутової швидкості обертання Землі орієнтирами можуть служити небесні світила — Сонце, зорі та ін. Тому і використовують дві системи відліку часу — зоряний час і сонячний час.

    Проміжок часу, що дорівнює одному періоду обертання Землі навколо власної осі, називають добою. Справжня сонячна доба — середній проміжок часу між двома послідовними однойменними (верхніми або нижніми) кульмінаціями центра сонячного диска.

    Поясний час дорівнює місцевому часу середнього меридіана відповідного поясу Тп=То+n.

    Декретний час дорівнює поясному часу + 1 год. Тд=Тп+1h. Перехід на декретний час відбувається в останню неділю березня о 3:00, а з декретного на поясний – в останню неділю жовтня о 3:00.

Типи календарів

    Календар — система відліку днів і довших відрізків часу, що базується на 2 періодичних астрономічних явищах: циклі зміни пір року, пов'язаних із обертанням Землі навколо Сонця і зміні фаз Місяця.

    Місячний календар — календар, в основу якого покладені фази місячного циклу. Тривалість синодичного місяця S = 29,53059 доби. Тому відповідний йому календарний місяць може мати 29 або 30 діб.

    Синодичний місяць — це середній період обертання Місяця відносно Сонця.

    Сонячний календар — календар, в основі якого лежить тривалість тропічного року — 365,24220 доби. Отже, календарний рік може мати 365 або 366 діб. Виходячи з цього, протягом чотирьох років здійснюється одна вставка, тобто з кожних чотирьох років три мають по 365 днів, а четвертий — 366 днів. Такою була система у юліанському календарі.

Сонячний календар

Юліанський календар

    Юліанський календар — календар, запроваджений з 1 січня 45 р. до н. е. Юлієм Цезарем наприкінці 46 до н. е. Цезар узгодив тривалість року із сонячним календарем, тобто встановив її рівною 365 із чвертю дня (365.25). Четвертинки дня враховувалися так: кожного четвертого року до календаря додавався ще один день, і тривалість місяця лютого ставала не 28, а 29 днів.

    Григоріанський календар — календар, запроваджений 4 жовтня 1582 року Папою Римським Григорієм XIII, і нині ухвалений у світі як міжнародний стандарт. Григоріанський календар було розроблено на заміну юліанського.

    На даний момент різниця між Юліанським і Григоріанським календарями становить 13 днів і збережеться до 14 березня 2100 року (29 лютого 2100 року за Юліанським календарем), так як 2100 рік за Григоріанським календарем буде невисокосний. Після цієї дати різниця становитиме вже 14 календарних днів.

    Календар Майя базується на кількох календарях та таблицях обчислення: Цолькін – календар без місяців на 260 днів. Він збігається з дев’ятьма місячними циклами, а також пов'язаний з рухом Сонця, вагітністю жінки, проходженням зеніту та зростанням урожаю. Хааб – сонячний календар на 365 днів. Цей календар складається з 18 місяців по 20 днів кожен, званих Uinal, і 5-денного місяця, званого Wayeb, які вважалися чорними днями або днями без імені. Календарний раунд – 52 роки. Це результат комбінації 260-денної системи Цолькіна та системи Хааба. Два календарі об'єднані, що дає 18 980 унікальних днів, на виконання яких загалом йде 52 роки

Питання для самоперевірки за пройденим розділом

1) Назвіть дві системи відліку часу?

2) Що таке справжня сонячна доба?

3) Що таке дикретний час?
4) Що таке календар? Чим відрізняються місячний та сонячний календарі?

5) Яка різниця між Юліанським і Григоріанським календарями?

6) На яких календарях базується календар Майя?

Розділ 4. Видимий рух сонця. Видимі рухи Місяця та планет