Особенности астрономических наблюдений кратко

Обновлено: 05.07.2024

1. Особенности астрономии и её методов

О громные пространственно-временные масштабы изучаемых объектов и явлений определяют отличительные особенности астрономии.

Сведения о том, что происходит за пределами Земли в космическом пространстве, учёные получают главным образом на основе приходящего от этих объектов света и других видов излучения. Наблюдения — основной источник информации в астрономии. Эта первая особенность астрономии отличает её от других естественных наук (например, физики или химии), где значительную роль играют опыты и эксперименты, планируемые в лабораториях. Возможности проведения экспериментов за пределами Земли появились лишь благодаря космонавтике. Но и в этих случаях речь идёт о проведении исследований небольшого масштаба, таких, например, как изучение химического состава лунных или марсианских пород. Трудно представить себе эксперименты над планетой в целом, звездой или галактикой.

Вторая особенность объясняется значительной продолжительностью целого ряда изучаемых в астрономии явлений (от сотен до миллионов и миллиардов лет). Поэтому непосредственно наблюдать многие из происходящих явлений невозможно. Когда явления происходят особенно медленно, приходится проводить наблюдения многих родственных между собой объектов, например звёзд. Основные сведения об эволюции звёзд получены именно таким способом. Более подробно об этом будет рассказано далее.

Третья особенность астрономии обусловлена необходимостью указать положение небесных тел в пространстве (их координаты) и невозможностью сразу указать, какое из них находится ближе, а какое дальше от нас. На первый взгляд, все наблюдаемые светила кажутся нам одинаково далёкими.

Люди в древности считали, что все звёзды располагаются на небесной сфере, которая вращается вокруг Земли как единое целое. Уже более 2000 лет тому назад астрономы стали применять способы, которые позволяли указать расположение любого светила на небесной сфере по отношению к другим космическим объектам или наземным ориентирам. Представлением о небесной сфере удобно пользоваться и теперь, хотя мы знаем, что реально этой сферы не существует.

Построим небесную сферу и проведём из её центра луч по направлению к звезде A (рис. 1.1). Там, где этот луч пересечёт поверхность сферы, поместим точку A 1 , изображающую эту звезду. Звезда B будет изображаться точкой B 1 . Повторив подобную операцию для всех наблюдаемых звёзд, мы получим на поверхности сферы изображение звёздного неба — звёздный глобус. Ясно, что если наблюдатель находится в центре этой воображаемой сферы, то для него направления на сами звёзды и на их изображения на сфере будут совпадать. Расстояния между звёздами на небесной сфере можно выражать только в угловой мере. Эти угловые расстояния измеряются величиной центрального угла между лучами, направленными на одну и другую звезду, или соответствующей им дуги на поверхности сферы.

Рис. 1.1. Небесная сфера

Рис. 1.2. Оценка угловых расстояний на небе

Для приближённой оценки угловых расстояний на небе полезно запомнить такие данные: угловое расстояние между двумя крайними звёздами ковша Большой Медведицы ( α и β ) составляет около 5 ° (рис. 1.2), а от α Большой Медведицы до α Малой Медведицы (Полярной звезды) — в 5 раз больше — примерно 25 ° . Простейшие глазомерные оценки угловых расстояний можно провести также с помощью пальцев вытянутой руки.

Только два светила — Солнце и Луну — мы видим как диски. Угловые диаметры этих дисков почти одинаковы — около 30 ʹ или 0,5 ° . Угловые размеры планет и звёзд значительно меньше, поэтому мы их видим просто как светящиеся точки. Для невооружённого глаза объект не выглядит точкой в том случае, если его угловые размеры превышают 2—3 ʹ . Это означает, в частности, что наш глаз различает каждую светящуюся точку (звезду) отдельно от другой звезды в том случае, если угловое расстояние между ними больше этой величины. Иначе говоря, мы видим объект не точечным лишь в том случае, если расстояние до него превышает его размеры не более чем в 1700 раз.

О том, как на основании угловых измерений определяют расстояния до небесных тел и их линейные размеры, будет рассказано далее.

Чтобы отыскать на небе светило, надо указать, в какой стороне горизонта и как высоко над ним оно находится. С этой целью используется система горизонтальных координат — азимут и высота . Для наблюдателя, находящегося в любой точке Земли, нетрудно определить вертикальное и горизонтальное направления. Первое из них определяется с помощью отвеса и изображается на чертеже (рис. 1.3) отвесной линией ZZ ʹ , проходящей через центр сферы (точку O ). Точка Z , расположенная прямо над головой наблюдателя, называется зенитом . Плоскость, которая проходит через центр сферы перпендикулярно отвесной линии, образует при пересечении со сферой окружность — истинный или математический горизонт . Высота светила отсчитывается по окружности, проходящей через зенит и светило M , и выражается длиной дуги этой окружности от горизонта до светила. Эту дугу и соответствующий ей угол принято обозначать буквой h . Высота светила, которое находится в зените, равна 90 ° , на горизонте — 0 ° . Положение светила относительно сторон горизонта указывает его вторая координата — азимут , обозначаемый буквой A . Азимут отсчитывается от точки юга в направлении движения часовой стрелки, так что азимут точки юга равен 0 ° , точки запада — 90 ° и т. д. Обратите внимание, что определение астрономического азимута отличается от географического азимута, который традиционно отсчитывается от точки севера.

Рис. 1.3. Система горизонтальных координат

Горизонтальные координаты указывают положение светила на небе в данный момент и вследствие вращения Земли непрерывно меняются. На практике, например в геодезии, высоту и азимут измеряют специальными угломерными оптическими приборами — теодолитами .

О сновным прибором, который используется в астрономии для наблюдения небесных тел, приёма и анализа приходящего от них излучения, является телескоп . Слово это происходит от двух греческих слов: tele — далеко и skopéо — смотрю.

Телескоп применяют, во-первых, для того, чтобы собрать как можно больше света, идущего от исследуемого объекта, а во-вторых, чтобы обеспечить возможность изучать его мелкие детали, недоступные невооружённому глазу. Чем более слабые объекты даёт возможность увидеть телескоп, тем больше его проницающая сила . Возможность различать мелкие детали характеризует разрешающую способность телескопа. Обе эти характеристики телескопа зависят от диаметра его объектива.

Количество света, собираемого объективом, возрастает пропорционально его площади (квадрату диаметра) (рис. 1.4). Диаметр зрачка человеческого глаза даже в полной темноте не превышает 8 мм. Объектив телескопа может превышать по диаметру зрачок глаза в десятки и сотни раз. С помощью телескопов и современных приёмников излучения возможно обнаружить звёзды и другие объекты, которые в 100 млн раз слабее объектов, видимых невооружённым глазом.

Рис. 1.4. Собирание света объективом телескопа

Чем меньше размер изображения светящейся точки (звезды), которое даёт объектив телескопа, тем лучше его разрешающая способность. Если расстояние между изображениями двух звёзд меньше размера самого изображения, то они сливаются в одно. Вследствие дифракции изображение звезды будет не точкой, а ярким пятном — дифракционным диском, угловой диаметр которого равен

α = • 2,44,

где λ — длина световой волны, а D — диаметр объектива телескопа, 206 265 — число секунд в радиане. У школьного телескопа, диаметр объектива которого составляет 60 мм, теоретическая разрешающая способность будет равна примерно 2 ʺ . Напомним, что это превышает разрешающую способность невооружённого глаза (в среднем) в 60 раз. Реальная разрешающая способность телескопа будет меньше, поскольку на качество изображения существенно влияет состояние атмосферы, движение воздуха.

Если в качестве объектива телескопа используется линза, то такой телескоп называется рефрактором (от лат. refracto — преломляю), а если вогнутое зеркало, — то рефлектор (reflecto — отражаю).

Помимо рефракторов и рефлекторов в настоящее время используются различные типы зеркально-линзовых телескопов, один из которых — менисковый — представлен на рисунке 1.5.

Рис. 1.5. Менисковый телескоп

Рис. 1.6. Построение изображения в телескопе

У небольших телескопов объективом, как правило, служит двояковыпуклая собирающая линза. Как известно, если предмет находится дальше двойного фокусного расстояния, она даёт его уменьшенное, перевёрнутое и действительное изображение. Это изображение располагается между точками фокуса и двойного фокуса линзы. Расстояния до Луны, планет, а тем более звёзд так велики, что лучи, приходящие от них, можно считать параллельными. Следовательно, изображение объекта будет располагаться в фокальной плоскости.

Построим изображение Луны, которое даёт объектив 1 с фокусным расстоянием F (рис. 1.6). Объектив строит изображение объекта, линейные размеры которого определяются фокусным расстоянием F и угловыми размерами α объекта на небе. Воспользуемся теперь ещё одной линзой — окуляром 2 , поместив её от изображения Луны (точка F 1 ) на расстоянии, равном фокусному расстоянию этой линзы — f . Фокусное расстояние окуляра должно быть меньше, чем фокусное расстояние объектива. Построив изображение, которое даёт окуляр, мы убедимся, что он увеличивает угловые размеры Луны: угол β заметно больше угла α .

Если изображение, даваемое объективом, находится вблизи фокальной плоскости окуляра, увеличение, которое обеспечивает телескоп, равно отношению фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра:

W = .

Телескоп увеличивает видимые угловые размеры Солнца, Луны, планет и деталей на них, но звёзды из-за их колоссальной удалённости всё равно видны в телескоп как светящиеся точки.

Имея сменные окуляры, можно с одним и тем же объективом получать различное увеличение. Поэтому возможности телескопа в астрономии принято характеризовать не увеличением, а диаметром его объектива. При визуальных астрономических наблюдениях обычно используют увеличения не более 100 раз. Применять бо́льшие увеличения мешает атмосфера Земли. Движение воздуха, незаметное невооружённым глазом (или при малых увеличениях), приводит к тому, что мелкие детали изображения становятся нерезкими, размытыми. Это мешает и современным наблюдениям с фотоэлектронными приёмниками света. Поэтому астрономические обсерватории, на которых используются крупные телескопы, размещаются в районах с хорошим астроклиматом: большим количеством ясных дней и ночей, с высокой прозрачностью и стабильностью атмосферы, на высоте нескольких километров над уровнем моря.

Современный телескоп представляет собой сложное устройство, которое имеет предельно точную оптику малых и больших размеров, наилучшие из существующих приёмники излучения и обширный комплекс научной и обслуживающей аппаратуры. Все наиболее крупные современные телескопы — это телескопы-рефлекторы.

Рис. 1.7. Шестиметровый телескоп-рефлектор

Крупнейший в России телескоп-рефлектор (рис. 1.7) имеет зеркало диаметром 6 м, отшлифованное с точностью до долей микрометра. Фокусное расстояние зеркала 24 м. Его масса около 40 т. Масса всей установки телескопа более 850 т, а высота 42 м. Управление телескопом осуществляется с помощью компьютера, который позволяет точно навести телескоп на изучаемый объект и длительное время удерживать его в поле зрения, плавно поворачивая телескоп вслед за вращением Земли. Телескоп входит в состав Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук и установлен на Северном Кавказе (близ станицы Зеленчукская в Кабардино-Балкарии) на высоте 2100 м над уровнем моря.

Астрономы уже давно не ведут визуальных наблюдений. На смену им в XIX в. пришла фотография, а в настоящее время её во многих случаях заменяют электронные приёмники света. Наибольшее распространение получили полупроводниковые приборы с зарядовой связью (сокращённо ПЗС). Матрицы ПЗС, которые применяются в современных цифровых фотоаппаратах, по своему устройству аналогичны тем, которые используются в астрономии. Важнейшим качеством ПЗС, в которых используется внутренний фотоэффект, является их высокая чувствительность. Они регистрируют практически каждый попавший на них фотон. Не менее важно и то, что запись полученных при этом изображений ведётся с помощью компьютера. Такая запись удобна для проведения различных исследований и передачи другим учёным. Некоторые телескопы используются для того, чтобы полученное изображение через компьютер передавать непосредственно пользователям Интернета. Это позволяет участвовать в наблюдениях за космическими объектами многим людям, которые интересуются астрономией, в том числе школьникам.

В настоящее время астрономию называют всеволновой, поскольку наблюдения за объектами ведутся не только в оптическом диапазоне. Для этой цели используются различные приборы, каждый из которых способен принимать излучение в определённом диапазоне электромагнитных волн: гамма-, рентгеновское, ультрафиолетовое, инфракрасное и радиоизлучение.

Только оптическое и, по большей части, радиоизлучение из космоса достигает поверхности Земли без значительного поглощения. Остальные виды излучения сквозь земную атмосферу практически не проникают, она их рассеивает и поглощает. Поэтому телескопы для проведения исследований Вселенной в этих диапазонах длин волн устанавливаются на искусственных спутниках, орбитальных станциях и других космических аппаратах.

Рис. 1.8. Радиотелескоп

Для приёма радиоизлучения различных космических объектов используются радиотелескопы. Основные элементы устройства радиотелескопа — это антенна, приёмник и приборы для регистрации сигнала. У большинства радиотелескопов антенны, которые достигают в диаметре 100 м, по форме такие же, как вогнутые зеркала телескопа-рефлектора (рис. 1.8), но собирающие не свет, а радиоволны. Ведь чем больше площадь антенны, тем более слабый источник радиоизлучения можно зарегистрировать.

Антенна преобразует принятые ею электромагнитные волны в электрические сигналы, которые затем передаются к высокочувствительному приёмнику. В современных радиотелескопах для регистрации сигналов используется компьютер, который сначала запоминает их в цифровой форме, а затем представляет полученные результаты в наглядном виде.

Существенно возрастают возможности радиотелескопов, если их антенны объединить в систему и использовать для изучения одного и того же объекта. Например, система, которая состоит из 27 антенн диаметром 25 м каждая, расположенных в определённом порядке, позволяет достичь углового разрешения 0,04 ʺ . Это соответствует возможностям радиотелескопа с антенной диаметром 35 км.

В опросы 1. В чём состоят особенности астрономии? 2. Какие координаты светил называются горизонтальными? 3. Опишите, как координаты Солнца будут меняться в процессе его движения над горизонтом в течение суток. 4. По своему линейному размеру диаметр Солнца больше диаметра Луны примерно в 400 раз. Почему их угловые диаметры почти равны? 5. Для чего используется телескоп? 6. Что считается главной характеристикой телескопа? 7. Почему при наблюдениях в телескоп светила уходят из поля зрения?

У пражнение 1 1. Каково увеличение телескопа, если в качестве его объектива используется линза, оптическая сила которой 0,4 дптр, а в качестве окуляра линза с оптической силой 10 дптр? 2. Во сколько раз больше света, чем телескоп-рефрактор (диаметр объектива 60 мм), собирает крупнейший российский телескоп-рефлектор (диаметр зеркала 6 м)?

З адание 2 Подберите линзы, необходимые для изготовления простейшего телескопа-рефрактора. Измерив оптическую силу объектива и окуляра, определите, какое увеличение может обеспечить такой телескоп.

До конца XIX века основное содержание астрономии было направлено на решение задачи более точного определения движения небесных светил и его теоретического описания. Изучение движения небесных тел сводилось к определению их положения на небе, чем занималась практическая астрономия. Основным понятием здесь становится понятие небесной сферы с соответствующими системами координат, а все небесные тела рассматриваются как движущиеся относительно Земли.

В этом уроке мы поговорим об основных методах, используемых в астрономии. Также мы подробно рассмотрим основные линии, точки и плоскости небесной сферы. А также познакомимся с горизонтальной системой координат.

Далее в уроке рассказывается о трёх основных методах, используемых в астрономии.

Н аблюдения — это основной источник информации в астрономии .

Астрономические наблюдения — это целенаправленная и активная регистрация информации о процессах и явлениях, происходящих во Вселенной.

Второй особенностью астрономии является то, что большинство изучаемых явлений непосредственно наблюдать невозможно .

Далее вводится понятие небесной сферы.

Небесная сфера — это воображаемая сфера произвольного радиуса, центр которой в зависимости от решаемой задачи совмещается с той или иной точкой пространства.

Важно обратить внимание учащихся на то, что на поверхность небесной сферы проецируются видимые положения всех светил, а расстояния между звёздами на небесной сфере можно выражать только в угловой мере.

Но так пока можно исследовать только ближайшие к Земле небесные светила Играя такую же роль, как опыты в физике и химии, наблюдения в астрономии имеют ряд особенностей.

Первая особенность

Первая особенность состоит в том, что астрономические наблюдения в большинстве случаев пассивны по отношению к изучаемым объектам.

Мы не можем активно влиять на небесные тела, ставить опыты (за исключением редких случаев), как это делают в физике, биологии, химии. Лишь использование космических аппаратов дало в этом отношении некоторые возможности. Кроме того, многие небесные явления протекают столь медленно, что наблюдения их требуют громадных сроков; так, например, изменение наклона земной оси к плоскости ее орбиты становится заметным лишь по истечении сотен лет. Поэтому для нас не потеряли своего значения некоторые наблюдения производившиеся в Вавилоне и в Китае тысячи лет назад, хотя они и были, по современным понятиям, очень неточными.

Вторая особенность

Мы наблюдаем положение небесных тел и их движение с Земли, которая сама находится в движении.

Вторая особенность астрономических наблюдений состоит в следующем. ………Поэтому вид неба для земного наблюдателя зависит не только от того, в каком месте Земли он находится, но и от того, в какое время суток и года он наблюдает. Например, когда у нас зимний день, в Южной Америке летняя ночь, и наоборот. Есть звезды, видимые лишь летом или зимой.

Третья особенность

Третья особенность астрономических наблюдений связана с тем, что все светила находятся от нас очень далеко, так далеко, что ни на глаз, ни в телескоп нельзя решить, какое из них ближе, какое дальше.

Все они кажутся нам одинаково далекими. Поэтому при наблюдениях обычно выполняют угловые измерения и уже по ним часто делают выводы о линейных расстояниях и размерах тел

Наблюдения
Измерения
Космический эксперимент

Из особенностей следуют и методы. Среди методов астрономии, иначе методов астрономических исследований, можно выделить три основных группы: Сделаем небольшой обзор этих методов.

Астрономические наблюдения

Астрономические наблюдения - это основной способ исследования небесных тел и событий.

Именно с их помощью регистрируется то, что происходит в ближнем и дальнем космосе. Астрономические наблюдения - главный источник знания, полученного экспериментальным путём. Основной инструмент астрономических наблюдений - оптический телескоп.

Астрономические измерения

Основные из астрономических измерительных приборов - это координатно-измерительные машины.

Данные машины измеряют одну или две прямоугольные координаты с фотографического изображения или диаграммы спектра. Координатно-измерительные машины оснащены столом, на который помещаются фото и микроскопом с измерительными функциями, применяемым для наводки на светящееся тело или его спектр. Современные приборы могут иметь точность отсчёта до 1 мкм. В процессе измерения могут возникнуть ошибки: Самого инструмента, Оператора (человеческий фактор), Произвольные. Ошибки инструмента возникают от его несовершенства, следовательно, должна быть, предварительно осуществлена, его проверка на точность. В частности, проверке подлежат: шкалы, микрометрические винты, направляющие на предметном столе и измерительном микроскопе, отсчётные микрометры. Ошибки, связанные с человеческим фактором и случайностью, купируются кратностью измерений. В астрономических измерениях происходит широкое внедрение автоматических и полуавтоматических измерительных приборов. Автоматические приборы работают на порядок быстрее обычных, и имеют в два раза меньшую среднюю квадратическую ошибку.

Космические эксперименты

Основные тенденции экспериментов в космосе:

Изучение протекания физико-химические процессов и поведения материалов в космическом пространстве.
Изучение свойств и поведения небесных тел.
Влияние космоса на человека.
Подтверждение теорий космической биологии и биотехнологии.
Пути освоения космического пространства.

Космический эксперимент - это множество связанных между собой взаимодействий и наблюдений, дающих возможность получения необходимой информации об исследуемом небесном теле или явлении, осуществляемых в космическом полете (пилотируемом или непилотируемом) с целью подтверждения теорий, гипотез, а также совершенствования различных технологий, могущих принести вклад в развитие научных знаний

На этом уроке мы с вами узнаем, в чём состоят главные особенности астрономии. Выясним, что такое небесная сфера, и рассмотрим её основные линии, точки и плоскости. А также познакомимся с используемой в астрономии горизонтальной системой координат.

В данный момент вы не можете посмотреть или раздать видеоурок ученикам

Чтобы получить доступ к этому и другим видеоурокам комплекта, вам нужно добавить его в личный кабинет, приобретя в каталоге.

Получите невероятные возможности

Конспект урока "Особенности астрономии и её методов"

На протяжении тысячелетий астрономы изучали положение небесных объектов на звёздном небе и их взаимное перемещение с течением времени. Именно поэтому, долгое время, а точнее с III века до нашей эры господствовала геоцентрическая система мироустройства Клавдия Птолемея. Напомним, что согласно ей, в центре всего мироздания находилась планета Земля, а все остальные небесные тела, в том числе и Солнце, вращались вокруг неё.

Как вы, наверное, догадались, основным способом исследования небесных объектов и явлений служат астрономические наблюдения. Астрономические наблюдения — это целенаправленная и активная регистрация информации о процессах и явлениях, происходящих во Вселенной.

С древних времён и до настоящего времени сведения о том, что происходит за пределами Земли в космическом пространстве, учёные главным образом получают на основе приходящего от этих объектов света и других видов излучения. То есть наблюдения — это основной источник информации в астрономии. Эта первая особенность астрономии отличает её от других естественных наук (например, физики или химии), где главную роль играют опыты, эксперименты. Возможности проведения экспериментов за пределами Земли появились лишь благодаря космонавтике. Но и в этих случаях речь идёт о проведении экспериментальных исследований небольшого масштаба, таких, например, как изучение химического состава лунных или марсианских пород, изучение поверхности астероидов или комет.Ведь очень трудно представить себе эксперименты над планетой в целом, звездой или галактикой.

Второй особенностью астрономии является то, что большинство изучаемых явлений непосредственно наблюдать невозможно. Даже изменения, происходящие на Солнце, на Земле регистрируются лишь через 8 минут и 19 секунд (именно столько времени требуется свету, чтобы преодолеть расстояние от Солнца до Земли). Что же касается далёких галактик, то здесь речь уже идёт о миллиардах лет. То есть изучая далёкие звёздные системы — мы изучаем их прошлое.

А третья особенность астрономии обусловлена необходимостью указать положение небесных тел в пространстве (их координаты) и невозможностью различить, какое из них находится ближе, а какое дальше от нас. Нам, как и людям в древности, кажется, что все звёзды одинаково удалены от нас и располагаются на некой сферической поверхности неба — небесной сфере, — которая как единое целое вращается вокруг Земли.

Уже более 2000 лет тому назад астрономы стали применять способы, которые позволяли указать расположение любого светила на небесной сфере по отношению к другим космическим объектам или наземным ориентирам. Представлением о небесной сфере удобно пользоваться и теперь, хотя мы знаем, что этой сферы реально не существует.

Итак, небесная сфера — это воображаемая сфера произвольного радиуса, центр которой в зависимости от решаемой задачи совмещается с той или иной точкой пространства. Например, центр небесной сферы может быть выбран в месте наблюдения (глаз наблюдателя), в центре Земли или Солнца и так далее.

Повторив такую операцию для всех наблюдаемых звёзд, мы получим на поверхности сферы карту звёздного неба — звёздный глобус.

Расстояния между звёздами на небесной сфере можно выражать только в угловой мере. Эти угловые расстояния измеряются величиной центрального угла между лучами, направленными на одну и на вторую звезду, или же эти расстояния можно вычислить по длине соответствующей дуги между звёздами на поверхности небесной сферы.

Для приближённой оценки угловых расстояний на небе можно воспользоваться известными данными о звёздах, входящих в созвездие Большой Медведицы.

Также оценку угловым расстояниям можно дать и с помощью пальцев вытянутой руки.

Только два объекта на небе — Солнце и Луну — мы видим как диски, угловые размеры которых примерно одинаковы (около 30’ или 0,5 o ). Угловые размеры планет и звёзд намного меньше, поэтому на небе мы их видим просто светящимися точками.

Теперь давайте рассмотрим основные точки, линии и плоскости небесной сферы.

Итак, прямая, проходящая через центр небесной сферы и совпадающая с направлением нити отвеса в месте наблюдения, называется отвесной или вертикальной линией.

Как видим, эта линия пересекает небесную сферу в двух точках. Верхняя точка называется зенитом и обозначается буквой Z. Нижняя точка, противоположная зениту — это надир, который обозначается буквой Z’.

Если через центр небесной сферы провести плоскость, перпендикулярную отвесной линии, то мы получим плоскость истинного или математического горизонта.

Большой круг небесной сферы, проходящий через зенит, светило и надир, называется кругом высоты, вертикальным кругом или просто вертикалом светила.

А прямая, проходящая через центр небесной сферы параллельно оси вращения Земли, называется осью мира.

Она тоже пересекает небесную сферу в двух диаметрально противоположных точках. Точка, вблизи которой находится Полярная звезда, называется Северным полюсом мир, противоположная точка — Южным полюсом мира.

А проведя через центр небесной сферы перпендикулярно оси мира большой круг, мы получим небесный экватор. Он, наподобие земного экватора, делит небесную сферу на две части: Северное полушарие и Южное.

Если провести большой круг через полюсы мира и светило, то мы получим круг склонения светила.

Большой круг небесной сферы, проходящий через точки зенита, надира и полюсы мира, называется небесным меридианом.

Как видим, небесный меридиан пересекается с истинным горизонтом в двух диаметрально противоположных точках. Точка, которая находится ближе к Северному полюсу мира, называется точкой севера. Соответственно, та точка, которая находится ближе к Южному полюсу мира, называется точкой юга.

Если мы соединим эти две точки, то получим так называемую полуденную линию. По направлению полуденной линии падают тени от предметов в полдень.

С небесным экватором истинный горизонт также пересекается в двух диаметрально противоположных точках — точке востока и точке запада.

Положение светил на небе определяется по отношению к точкам и кругам небесной сферы. Для этого были введены небесные координаты, подобные географическим координатам на поверхности Земли. В астрономии применяется несколько систем координат. Но для астрономических наблюдений удобно определять положение светила по отношению к горизонту, то есть знать, в какой стороне горизонта и как высоко оно находится. С этой целью в астрономии вводится горизонтальная система координат — высота или зенитное расстояние и азимут.

Высота светила (h) — это угловое расстояние по вертикальному кругу от горизонта до светила, то есть это угол между горизонтом и самим светилом.

Так как высота светила — это угловое расстояние, то измеряется она в градусах, минутах или секундах. При этом, если светило находится в видимой части небесной сферы (над горизонтом), то отсчитывается высота от 0 до 90 o к зениту. Если же светило находится под горизонтом, то от 0 до –90 o к надиру.

Зенитное расстояние (z) — это длина дуги вертикального круга от зенита до светила. Отсчитывается оно в пределах от 0 до 180 o к надиру.

А положение светила относительно сторон горизонта указывает его вторая координата — азимут.

Азимут светила (A) — это дуга истинного горизонта, или угол от точки юга до пересечения горизонта с вертикалом светила.

Азимут отсчитывается от точки юга в направлении хода часовой стрелки от 0 до 360 o .

Следует помнить, что эти координаты (азимут, высота и зенитное расстояние) в результате суточного вращения небесной сферы постоянно изменяются. Вследствие этого, горизонтальные координаты указывают положение светила на небе в данный момент времени.

На практике данная система координат, как правило, используется для определения видимых положений светил с помощью оптических угломерных инструментов — теодолитов.

Читайте также: