Тема 2.2. Засоби астрономічних досліджень.

1.Оптичні телескопи. 

  Оптичні телескопи, що використовуються для спостережень у видимому діапазоні світлових хвиль, поділяються на рефрактори та рефлектори, залежно від способу, який використовується для концентрації променів світла від небесних об’єктів.

У рефракторах для отримання зображення використовуються дві лінзи: основна лінза або лінза об’єктива, яка збирає світло від його джерела і формує зображення у фокальній площині, та лінза окуляра, яка працює як збільшувальне скло, призначене для формування остаточного зображення. Ці дві лінзи розташовуються у протилежних кінцях рухомої труби, а відстань між ними коригується з метою отримання якісного остаточного зображення.

  Найбільшим телескопом-рефрактором у світі вважається телескоп Єркської обсерваторії у Вільямс-Бей, штат Вісконсін, США. Цей телескоп споруджено у 1897 році, він має 1,02-метровий (40-дюймовий) об’єктив і фокусну відстань 19,36 м.

У іншому типі телескопів, рефлекторах, для отримання остаточного зображення використовують дзеркала. Якщо лінзу об’єктива замінити на дзеркало, точка фокуса лежатиме на шляху світла, що падає на дзеркало. Якщо спостерігач розташується у точці фокуса, він бачитиме зображення, але також затулятиме частину світла собою. Точка фокуса головного дзеркала називається головним фокусом, що дало назву першій категорії телескопів-рефлекторів. Отже, у телескопах з головним фокусом для збирання світла від небесних об’єктів використовується дзеркало. Відбите зображення об’єкта можна спостерігати у головному фокусі телескопа. До інших типів телескопів-рефлекторів належать телескопи систем Ньютона, Кассегрена і колінчасті телескопи.

  

  У телескопі системи Ньютона використовується додаткове плоске дзеркало, розташоване поблизу головного фокуса на шляху відбитого світла. Це пересуває справжню точку фокусування у іншу точку, за бічною поверхнею труби телескопа, звідки спостерігати за зображенням набагато зручніше. Звичайно ж, дзеркало, розташоване на шляху відбитого світла, також блокує частину світла від об’єктів, але якщо відношення площ поверхонь головного і додаткового дзеркала є достатньо великим, таким блокуванням вхідного світла можна знехтувати.

 

  Телескопи системи Кассегрена подібні до телескопів системи Ньютона, але у них додаткове дзеркало відбиває зображення не на бічну поверхню, а на дно труби телескопа. У центрі головного дзеркала передбачено отвір, через проходить який відбите світло, збираючись за ним у точці фокуса. Допоміжне дзеркало має бути опуклим, оскільки так можна збільшити фокусну відстань оптичної системи. Головне дзеркало телескопа системи Кассегрена має бути параболічним. Якщо замінити це дзеркало на гіперболічне, отримаємо телескоп системи Річі-Кретьєна. Перевагою використання телескопів системи Річі-Кретьєна є те, що у них немає коматичної аберації класичних телескопів-рефлекторів.

Телескоп колінчастої системи складається з декількох дзеркал, які відбивають світло до певної точки, розташованої під телескопом. Колінчасті телескопи мають декілька переваг, зокрема отримання більшої фокусної відстані є корисним у різних областях астрономії та астрофізики, зокрема спектроскопії, та усування потреби у громіздкому обладнанні. Але у цієї системи телескопів є і недоліки. Оскільки у системі використовується багато дзеркал, втрачається потужність світла, що надходить у фокус. Причиною є те, що, наприклад, дзеркала з алюмінієвою плівкою-відбивачем здатні відбити лише 80% світла, що потрапляє на дзеркало.

До типу дзеркально-лінзових телескопів належать телескопи, у яких для концентрації світла використовуються одразу лінзи і дзеркала. Найрозповсюдженішими дзеркально-лінзовими телескопами є телескопи системи Шмідта-Кассегрена. Перевагою цієї системи є більше кутове поле зору. З метою мінімізації коматичної аберації у системі використовується основне сферичне дзеркало з тонкою коригувальною лінзою, що виправляє сферичні аберації. Вторинне дзеркало розташовують у центрі коригувальної лінзи, воно відбиває світло крізь отвір у головному дзеркалі. Не такими розповсюдженими, але достатньо відомими є телескопи системи Максутова, у яких також використовується коригувальна лінза з головним дзеркалом, але у телескопах цієї системи поверхні лінзи і дзеркала є концентричними.

2. Радіо телескопи. 

 Радіовипромінювання від космічних об'єктів приймається спеціальними установками, які називаються радіотелескопами (PT). Сучасні радіотелескопи досліджують космічні радіохвилі в довжинах від одного міліметра а о декількох десятків метрів.

  Основними складовими частинами типового радіотелескопа є антена і дуже чутливий приймач. Антени PT, які приймають міліметрові, сантиметрові, декаметрові та метрові хвилі – це найчастіше параболічні відбивачі, подібні до дзеркал звичайних оптичних рефлекторів. У фокусі параболоїда встановлюється опромінювач – пристрій, який збирає радіовипромінювання, направлене на нього дзеркалом. Опромінювач передає прийняту енергію на вхід приймача, і після підсилення та виділення заданої частоти сигнал реєструється на стрічці самописного електричного приладу. Сучасні підсилювачі дають змогу виявляти (розрізняти) радіосигнали, що виникають при змінах температури всього на 0,001 K.
  Радіоастрономічні дзеркала не вимагають такої точності виготовлення, як оптичні. Щоб дзеркало не спотворювало зображень, його відхилення від заданої параболічної форми не повинно перевищувати 1/8 довжини хвилі, яку він приймає. Наприклад, для довжини хвилі 10 см. досить мати точність дзеркала близько 1 см.. Більше того, дзеркало PT можна робити не суцільним: досить на тягнути металеву сітку на каркас, який надає йому параболічної форми. Нарешті, PT можна зробити нерухомим, якщо замінити поворот дзеркала зміщенням опромінювача. Завдяки таким особливостям PT можуть набагато перевищувати оптичні телескопи у розмірах.
  Найбільша у світі радіоастрономічна антена, встановлена у кратері згаслого вулкана Аресібо на острові Пуерто-Ріко, має діаметр 305 м. Нерухома антена, спрямована в зеніт, не дозволяє приймати радіохвилі з будь-якої точки неба, але завдяки добовому обертанню Землі і можливості зміщувати опромінювач більша частина небесної сфери доступна для спостережень.
Інші найбільші радіотелескопи з параболічною антеною встановлено: в   Радіоастрономічному інституті ім. M. Планка (Еффельсберг, ФРН) – діаметр антени 100 м, в обсерваторії Грін Бенк у штаті Вірджинія (США) – антена 110x100 м, а також 76-метровий PT в обсерваторії Джодрел Бенк (Англія), 64-метровий PT в обсерваторії Парке (Австралія), 22-метровий PT недалеко від Євпаторії в Криму. Усі вони легко спрямовуються в за дану точку неба поворотом навколо двох осей вертикальної (встановлюється азимут об'єкта) і горизонтальної (установка висоти об'єкта). В подальшому ЕОМ безперервно подає сигнали керуючим пристроям, які ведуть PT услід з об'єктом при його зміщенні, зумовленому добовим обертанням небесної сфери.
  Радіотелескопи дуже великих розмірів можуть бути побудовані великої кількості окремих дзеркал, що фокусують випромінювані на один опромінювач. Прикладом є РАТАН-600 («радіотелескоп Академії наук, діаметр 600 м»), встановлений поблизу станиці Зеленчук на Північному Кавказі неподалік від 6-метрового оптично: телескопа. Він являє собою замкнене кільце діаметром 600 м і складається з 900 плоских дзеркал розмірами 2x7,4 м, що утворюють сегмент параболоїда. В такому PT може працювати як усе кільце, та і його частина.
  На довжинах хвиль від кількох метрів і більше параболічна антена не застосовується, замість неї використовують системи з великої кількості плоских дипольних антен, електричний зв'язок між якими забезпечує необхідну для PT спрямованість прийому. Caме за таким принципом побудовано найбільший у світі радіотелеског декаметрового діапазону УТР-2, розташований під Харковом.
Використовуючи відоме у фізиці явище інтерференції, дослідники розробили методи радіоінтерферометричних спостережень з використанням двох різних приймачів. Об'єднуючи декілька PT, будують так звані радіоінтерферометри (PI).
На сьогодні найвідомішим PI є введений у дію 1980 p. PT VLA («Very Large Array» - «Дуже велика гратка»), який встановлено в пустельній місцевості штату Нью-Мексико, США. Цей PT складається з 27 повноповоротних 25-метрових параболічних антен, розміщених у формі літери Y з довжиною двох плечей по 21 км, а третього – 19 км. У цьому і аналогічних випадках антени пов'язані між собою електричними лініями.
  Розроблено також методи наддалекої радіоінтерферометрії, коли використовують попарно великі антени, розташовані на відстанях до 12000 км. З допомогою таких систем в радіоастрономії вдалось отримати кутове розділення дуже тісних об'єктів порядку 0,0001", що набагато краще, ніж дають оптичні телескопи (для порівняння: кутова роздільна здатність людського ока – 2'). З 1979 р. однією з антен інтерферометра є PT, виведений супутником на орбіту Землі. Завдяки радіоінтерферометрам вдається вивчати структуру далеких радіоджерел.

3. Нейтрино.Що таке нейтрино і з чим його їсти.

Нейтрино — стабільна електрично нейтральна елементарна частинка, маса якої близька до нуля. Вона належить до групи лептонів. Швидкість руху нейтрино близька до швидкості світла. Розрізняють нейтрино електронне, мюонне і тау-лептонне нейтрино. Нейтрино і відповідні їм антинейтрино беруть участь тільки у слабких та гравітаційних взаємодіях. Вони відіграють велику роль у перетвореннях елементарних частинок, у глобальних космогонічних процесах.

 Першим детектором елементарних частинок був спинтарископ Крукса. Він був екранчик з сірчистого цинку. Під час проходження через екран частки спостерігається дуже слабка спалах світла, причому світлове цятку настільки небагато, що його припадати розглядати через лупу.

       Саме з допомогою цього приладу проводив свої досліди Резерфорд. Він згадував, що не міг витримати понад три хвилини спостережень, потім очі починали сльозитися від напруги, і доводилося відпочивати. Чемпіоном до лабораторій вважався Ганс Гейгер. Але він зневажив своїм чемпіонським званням і із Мюллером, винайшов газорозрядний лічильник, надовго витіснив з практики метод спалахів, під назвою сцинтилляционным.

       У 1944 року Керран і Бейкер використовували для рахунки сцинтилляций фотоэлектронный умножитель, реєструючий світлові спалахи. Світло від транспортування кожної частки перетворювався в електричний імпульс, і далі їх кількість подсчитывалось. Відтоді метод сцинтилляций розпочав свій переможний хід у ядерній фізики й фізиці елементарних частинок.

      У 1947 року Кальман замінив екран сірчистого цинку прозорим задля власного випромінювання кристалом нафталіну. Тепер світло йшов ні з по- верхности, та якщо з всього обсягу кристала. Стала можливою реєструвати як короткопробежные - частки, а й - і - випромінювання. За короткий час був розроблено безліч видів сцинтиляторів.

       Для реєстрації нейтрино, зазвичай використовують рідкі сцинтилл- тори. Оскільки вирощувати кристали, органічні та неорганічні, - складна й дорога справа. Там їх потрібно дуже багато. Інша річ рідини, хоч і із нею було багато труднощів. У рідких сцинтиляторах сам розчинник ( толуолу, бензол, декалин тощо.) зазвичай має дуже слабкими сцинтилляционными властивостями у неї необхідно провести спеціальні добавки - активатори, які "перехоплюють" енергію від молекул розчинника і ефективно перетворюють їх у світло.

  

Тема 2.1. Електромагнітне випромінювання небесних тіл.

1.Електромагнітний спектр. Вікна прозорості атмосфери Землі. 

  Електромагнітний спектр — спектр електромагнітного випромінювання.

  Властивості електромагнітних хвиль досить різні та залежать  від довжини хвилі випромінювання.  Все різноманіття довжин хвиль електромагнітного випромінювання можна поділили на шість видів, найзвичнішим з яких для нас є видиме світло.

Світло. Діапазон довжин хвиль видимого світла знаходиться між 400 нм(фіолетовий колір) і 760 нм (червоний колір). Найважливішою характеристикою видимого випромінювання є, зрозуміло, його видимість для людського ока. Саме видимі промені електромагнітного випромінювання земна атмосфера пропускає краще всього, а Сонце найактивніше випромінює у видимих променях.   

  Найвідчутнішими для ока є жовто-зелені промені. Спеціальне покриття на об’єктивах фотоапаратів і відеокамер, яке Ви напевно помічали по бузковому блиску, якраз покликаний пропускати всередину апаратури жовто-зелене світло і відбивати не  відчутні для ока промені. Тому нам блиск об’єктиву і здається деякою сумішшю червоного і фіолетового кольорів. 

Інфрачервоне випромінювання. Відомий Вільям Гершель, проводячи вимірювання енергії різних променів видимого світла, випадково виявив, що використовувані ним термометри нагріваються і за межею червоного кінця спектру. Учений зробив висновок, що існують деякі промені, що продовжують спектр за червоним світлом. Ці промені він назвав інфрачервоними. Ще їх називають тепловими, оскільки інфрачервоні промені випромінює будь-яке нагріте тіло, навіть якщо воно не світиться для ока. Діапазон інфрачервоних хвиль досить великий і знаходиться між  760 нм і  0,5 мм. Отже, діапазон теплових променів набагато ширший, ніж видимий спектр.

  Земна атмосфера пропускає зовсім невелику частину інфрачервоного випромінювання. Воно поглинається молекулами повітря, і особливо  вуглекислим газом. Цей же  газ винен в тому, що тепло не достатньо покидає нашу планету. Світлове випромінювання нагріває поверхню, але теплу  назад в космос вийти не вдається. Такий ефект називають парниковим. У космосі вуглекислого газу небагато, тому теплові промені з невеликими втратами проходять крізь пилові хмари. Саме завдяки інфрачервоному випромінюванню в нашій країні була одержана перша фотографія центру Галактики, який закритий від Землі газопиловими хмарами. 

Радіохвилі. Ще більшу довжину мають радіохвилі, завдяки яким ми слухаємо  радіо, дивимось телебачення, користуємось стільниковими телефонами. Все електромагнітне випромінювання, довжина хвилі якого більше  0,5 мм відноситься до радіохвиль. Це – довгохвильовий кінець електромагнітного спектру.

  Радіохвилі в значній мірі без проблем проходять крізь земну атмосферу, і лише деякі з радіохвиль, які називають короткими, відбиваються від іонізованого  шару земної атмосфери. Завдяки цьому віддзеркаленню можливий зв’язок між радіостанціями, розташованими  на протилежних точках планети. Радіохвилі несильно поглинаються середовищем, тому вивчення Всесвіту в радіодіапазоні дуже інформативно для астрономів.

  Ультрафіолетове випромінювання.  Випромінювання, довжина хвилі якого коротше, ніж у видимих променів фіолетового кольору, називають ультрафіолетовим.Це випромінювання, здебільшого, шкідливо для живих організмів, проте  більша частина ультрафіолету не проходить крізь атмосферу Землі −  озоновий шар активно поглинає небезпечні промені.

Та частина ультрафіолету, яка примикає до видимих променів, доходить до поверхні і викликає у нас  загар. У чорношкірих цей загар генетично природжений, адже загар – захисна реакція шкіри на ультрафіолет.

  Ультрафіолет  щедро і на всі боки «розкидається» Сонцем. Але  Сонце все ж сильніше всього випромінює у видимих променях. Навпаки, гарячі блакитні зірки – могутнє джерело ультрафіолетового випромінювання. Саме це випромінювання нагріває і іонізує  випромінюючі туманності, завдяки чому ми їх і бачимо. Ультрафіолет  легко поглинається газовим середовищем і з далеких областей Галактики і Всесвіту майже до нас не доходить, якщо на шляху променів є газопилові перешкоди.

  Ультрафіолетом вважають електромагнітні хвилі із довжиною хвилі від 100  до 4 000   .

Рентгенівське випромінювання. Фізик Рентген відкрив ще більш короткохвильове випромінювання, яке  назвали на честь самого Рентгена. Володіючи хорошою проникаючою здатністю, рентгенівське випромінювання знайшло застосування в медицині і кристалографії.  Рентгенівські промені   шкідливі живим організмам. І атмосфера Землі із-за їх проникливості  їм не перешкодає. Нас виручає магнітосфера Землі, яка затримує багато небезпечних випромінювань космосу.

  У астрономії рентгенівські промені частіше всього згадуються в розмовах про чорні дірки, нейтронні зірки і пульсари.  Могутні спалахи на Сонці також є джерелами рентгенівського випромінювання.  Довжини хвиль променів Рентгена поміщені між 0,1   і 100   .

Гамма-випромінювання. Найкоротші хвилі (менше 0,1   ) у гамма-променів. Це найнебезпечніший вид радіоактивності, найнебезпечніше електромагнітне випромінювання. Енергія фотонів гамма-променів дуже висока, і їх випромінювання відбувається при деяких процесах усередині ядер атомів. Прикладом такого процесу може бути анігіляція  − взаємознищення частинки і античастинки з перетворенням їх маси в енергію. Реєстровані, час від часу, таємничі гамма-спалахи на небі поки ніяк не пояснені астрономами. Ясно, що енергія явища, що спричинює спалахи, просто грандіозна. За деяким підрахунком, на секунди, які триває такий спалах, вона випромінює більше енергію, чим решта всього Всесвіту.

Гамма-випромінювання не пропускається до Землі її магнітосферою.

  Отже, електромагнітний спектр дуже строкатий. Зі всього цього різноманіття людина  сприймає тепло і видиме світло. Короткохвильові види випромінювань згубно впливають на людину, але самих випромінювань вона не відчуває. Атмосфера і магнітосфера Землі пропускають  до поверхні видиме світло, малу частину інфрачервоного і ультрафіолетового випромінювань, а також частину радіохвиль.

  Властивості електромагнітного випромінювання залежать від його довжини хвилі. Нагадаємо, що чим більше довжина хвилі, тим менше частота випромінювання. Тому те, що прийнято називати «довгохвильовим», називають іноді і «низькочастотним».  Чим вище частота випромінювання, тим більше його енергія. З підвищенням енергії пов’язаний шкідливий вплив випромінювання на живі організми.

  Електромагнітні випромінювання розповсюджуються в просторі з кінцевою швидкістю , а змінні електричні і магнітні поля  не можуть існувати одне без одного. Існують природні джерела електромагнітних  хвиль: атмосферна електрика, космічні промені, випромінювання сонця та штучні: генератори, трансформатори, антени, лазерні установки, мікрохвильові печі, монітори комп’ютерів і ін.

  До природних електромагнітних полів відноситься магнітне поле Землі. З віддаленням від Землі напруженість її геомагнітного поля зменшується. Зміни в геомагнітному полі пов’язані в основному з сонячною активністю. Циклічні зміни магнітної збуреності досягають мінімуму одночасно з мінімумом сонячної діяльності. Спалахи на Сонці породжують могутніші корпускулярні потоки, які збурюють магнітне поле Землі. Це явище називається магнітною бурею.

  Магнітне поле Землі впливає на все живе і на людину. Так, роки спокійного Сонця відмічено менше інфарктів міокарду, мозкових інсультів, гіпертонічних криз, зате в роки активного Сонця судинні катастрофи помітно частішали.  При тривалій дії електромагнітних випромінювань різної частоти на людину виникає підвищена стомлюваність, сонливість або порушення сну, болю у області серця, гальмування рефлексів і т.д. При дії на організм людини постійних магнітних і електростатичних полів з інтенсивністю, що перевищує безпечний рівень, можуть розвиватися порушення сну в діяльності серцево-судинної системи, органів дихання і травлення, можливо зміна складу крові і т.д.

  Електричні поля промислової частоти (50  Гц) впливають на мозок і центральну нервову систему.       В умовах сучасного міста на організм людини здійснюють вплив електромагнітні поля, джерелами яких є різні радіопередавальні пристрої, електрифіковані транспортні лінії і лінії електропередач. 

  Класифікують електромагнітні хвилі так:

 

Довжина	Назва	Частота
понад 100 км	низькочастотні електричні коливання	0-3 кГц
100 км - 1 мм	радіохвилі	3 кГц - 3 ТГц
100-10 км	мегаметрові (дуже низькі частоти)	3 - 3-кГц
10 - 1 км	кілометрові (низькі частоти)	30 - 300 кГц
1 км - 100 м	гектометрові (средні частоти)	300 кГц - 3 МГц
100 - 10 м	декаметрові (високі частоти)	3 - 30 МГц
10 - 1 м	метрові (дуже високі частоти)	30 - 300МГц
1 м - 10 см	дециметрові (ультрависокі)	300 МГц - 3 ГГц
10 - 1 см	сантиметрові (надвисокі)	3 - 30 ГГц
1 см - 1 мм	міліметрові (вкрай високі)	30 - 300 ГГц
1 - 0.1 мм	дециміліметрові(гіпер високі)	300 ГГц - 3 ТГц

 

 2.Всехвильова астрономія

Оптична астрономія

Історично оптична астрономія (яку ще називають астрономією видимого світла) є найдавнішою формою дослідження космосу — астрономії. Оптичні зображення спочатку були намальовані від руки. Наприкінці XIX століття і більшої частини ХХ століття, дослідження здійснювалися на основі зображень, які здобували за допомогою фотографій, зроблених на фотографічному устаткуванні. Сучасні зображення отримують з використанням цифрових детекторів, зокрема детектори на основі приладів із зарядовим зв'язком (ПЗЗ). Хоча видиме світло охоплює діапазон приблизно від 4000 Ǻ до 7000 Ǻ (400 — 700 нанометрів), обладнання, що застосовується у цьому діапазоні, можна застосувати і для дослідження близьких до   нього ультрафіолетового та інфрачервоного діапазонів.

  Інфрачервона астрономія

  Інфрачервоний космічний телескоп «Гершель»

Інфрачервона астрономія стосується досліджень, виявлення та аналізу інфрачервоного випромінювання в космосі. Хоча довжина хвилі його близька до довжини хвилі видимого світла, інфрачервоне випромінювання сильно поглинається атмосферою, крім того, атмосфера Землі має значне інфрачервоне випромінювання. Тому обсерваторії для вивчення інфрачервоного випромінення мають бути розташовані на високих та сухих місцях або в космосі. Інфрачервоний спектр є корисним для вивчення об'єктів, які є занадто холодними, щоб випромінювати видиме світло таких об'єктів, як планети і навколо зіркові диски. Інфрачервоні промені можуть проходити через хмари пилу, які поглинають видиме світло, що дає змогу спостерігати молоді зірки в молекулярних хмарах і ядера галактик. Деякі молекули потужно випромінюють в інфрачервоному діапазоні, і це може бути використано для вивчення хімічних процесів у космосі (наприклад, для виявлення води в кометах).

Ультрафіолетова астрономія

  Ультрафіолетова астрономія, здебільшого, застосовується для детального спостереження в ультрафіолетових довжинах хвиль приблизно від 100 до 3200 Ǻ (від 10 до 320 нанометрів). Світло на цих довжинах хвиль поглинається атмосферою Землі, тому дослідження цього діапазону виконують з верхніх шарів атмосфери або з космосу. Ультрафіолетова астрономія найкраще підходить для вивчення гарячих зір (ОФ зірки), оскільки основна частина їх випромінювання припадає саме на цей діапазон. Сюди належать дослідження блакитних зір в інших галактиках та планетарних туманностей, залишків наднових, активних галактичних ядер. Однак ультрафіолетове випромінювання легко поглинається міжзоряним пилом, тому під час вимірювання слід робити поправку на наявність останнього в космічному середовищі.

  Радіоастрономія

  Радіотелескопи Надвеликого масиву (англ. Very Large Array) в Сірокко, Нью-Мексико, США

Радіоастрономія — це дослідження випромінювання з довжиною хвилі, більшою за один міліметр (приблизно). Радіоастрономія відрізняється від більшості інших видів астрономічних спостережень тим, що досліджувані радіохвилі можна розглядати саме як хвилі, а не як окремі фотони. Отже, можна виміряти як амплітуду, так і фазу радіохвилі, а це не так легко зробити на діапазонах коротших хвиль.

  Хоча деякі радіохвилі випромінюються астрономічними об'єктами у вигляді теплового випромінювання, більшість радіовипромінювання, що спостерігається з Землі, є за походженням синхротронним випромінюванням[Джерело?], що виникає, коли електрони рухаються у магнітному полі. Крім того, деякі спектральні лінії утворюються міжзоряним газом, зокрема спектральна лінія нейтрального водню довжиною 21 см.

У радіодіапазоні спостерігається широке розмаїття космічних об'єктів, зокрема наднові зірки, міжзоряний газ, пульсари та активні ядра галактик.

  Рентгенівська астрономія

   Рентгенівська астрономія вивчає астрономічні об'єкти в рентгенівському діапазоні. Зазвичай об'єкти випромінюють рентгенівське випромінювання завдяки:

синхротронному механізму (релятивістські електрони, що рухаються в магнітних полях)

теплове випромінювання від тонких шарів газу, нагрітих вище 107 K (10 мільйонів Кельвіна — так зване гальмівне випромінювання);

теплове випромінювання масивних газових тіл, нагрітих понад 107 K (так зване випромінювання абсолютно чорного тіла).

Оскільке ренгенівське випромінювання поглинається атмосферою Землі, рентгенівські спостереження здебільшого виконують з орбітальних станцій, ракети або космічних кораблів. До відомих рентгенівських джерел у космосі належать: рентгенівські подвійні зорі, пульсари, залишки наднових, еліптичні галактики, скупчення галактик, а також активні ядра галактик.

  Гамма-астрономія

  Астрономічні гамма-промені є дослідження астрономічних об'єктів з найкоротшою довжиною хвиль електромагнітного спектра. Гамма-промені можуть спостерігатися безпосередньо з таких супутників, як Комптон гамма-обсерваторія або спеціалізовані телескопи, які називаються атмосферні телескопи Черенкова. Ці телескопи фактично не виявляють гамма-промені безпосередньо, а виявляють спалахи видимого світла, що утворюється під час поглинання гамма-променів атмосферою Землі, внаслідок різноманітних фізичних процесів, що відбуваються із зарядженими частинками, які виникають під час поглинання, на кшталт ефекта Комптона або черенковського випромінювання.

  Більшість джерел гамма-випромінювання є фактично джерелами гамма-сплесків, які випромінюють тільки гамма-промені протягом короткого проміжку часу від декількох мілісекунд до тисячі секунд, перш ніж розвіятися в просторі космосу. Тільки 10% від джерел гамма-випромінювання не є перехідними джерелами. До цих стійкий гамма-випромінювачів включають пульсари, нейтронні зірки і кандидати на чорні дірки в активних галактичних ядрах.

Тема 1.4. Закони руху небесних тіл

1.Закони Кеплера та їх зв’язок із законами Ньютона

  Заслуга відкриття законів руху планет належить видатному німецькому вченому Йоганну Кеплеру (1571 —1630). На початку XVII ст. Кеплер, вивчаючи рух Марса навколо Сонця, встановив три закони руху планет.

  Перший закон Кеплера. Кожна планета обертається по еліпсу, в одному з фокусів якого міститься Сонце (мал. 1).

  Еліпсом (див. мал. 1) називається плоска замкнута крива, властивість якої полягає в тому, що сума відстаней від кожної її точки до двох точок, які називаються фокусами, залишається сталою. Ця сума відстаней дорівнює довжині великої осі DА еліпса. Точка О — центр еліпса, К і S — фокуси. Сонце знахо­диться в даному разі у фокусі S. DО = ОА — а — велика піввісь еліпса. Вона є середньою відстанню планети від Сонця:

  Найближча до Сонця точка орбіти А називається пер и-гелієм, а найдальша від нього точка D — а ф е л і є м.

Ступінь витягнутості еліпса характеризується його ексцент­риситетом е. Ексцентриситет дорівнює відношенню відстані фокуса від центра (0K = 0S) до довжини великої півосі а.

Коли фокуси й центр збігаються , еліпс перетворюється в коло.

Орбіти планет — еліпси, які мало відрізняються від кіл; їх­ні ексцентриситети малі. Наприклад, ексцентриситет орбіти Зем­лі е = 0,017.

Другий закон Кеплера (закон площ). Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівні площі, тобто площі SАН і SСD рівні (див. мал. 3), якщо дуги АН і СD планета опи­сує за однакові проміжки часу. Але довжини цих дуг, що обмежують рівні площі, різні: АН > СD.

  Отже, лінійна швидкість руху планети неоднакова в різних точках її орбіти. Швидкість планети під час її руху по орбі­ті тим більша, чим ближче вона До Сонця. У перигелії швид­кість планети найбільша, в афе­лії найменша. Таким чином, другий закон Кеплера кількісно визначає зміну швидкості руху планети по еліпсу.

Третій закон Кеплера. Квад­рати зоряних періодів обертан­ня планет відносяться, як куби великих півосей їхніх орбіт. Як­що велику піввісь орбіти і зо­ряний період обертання однієї планети позначити через a1, T1, а другої планети — через а2, Т2, то формула третього закону ма­тиме такий вигляд:

  Цей закон Кеплера пов'язує середні відстані планет від Сон­ця з їхніми зоряними періодами і дає змогу встановити відносні відстані планет від Сонця, оскільки зоряні періоди планет уже були обчислені за синодич­ними періодами, інакше кажу­чи, дає змогу подати великі півосі всіх планетних орбіт в одиницях великої півосі земної орбіти.

Велику піввісь земної орбіти взято за астрономічну одиницю відстаней (аÅ = 1 а. о.).

її значення в кілометрах визначили пізніше, лише у XVIII ст.

Протягом багатьох століть у природознавстві панувала аристотелівська точка зору на природу тяжіння: «Земля і Всесвіт мають загальний центр; важке тіло рухається до центра Землі, і відбувається це внаслідок того, що центр Землі збігається з центром Вселеної».

У «Новій астрономії» на думку Кеплера, тяжіння — це «взаємне тілесне тяжіння подібних (родинних) тіл до єдності чи сполучення». У примітках до свого більш пізню твору про місячну астрономію Кеплер пише: «Гравітацію я визначаю як силу, подібну до магнетизму — взаємному притяганню. Сила притягання тим більше, чим обидва тіла ближче одне до іншого . ». Цим самим Кеплер істотно просувається в напрямку, що пізніше приводить Ньютона до відкриття його знаменитого закону всесвітнього тяжіння. Тут же Кеплер додає: «Причини океанських припливів і відливів бачимо в тім, що тіла Сонця і Місяця притягають води океану за допомогою деяких сил, подібних до магнетизму». Намагаючись установити кількісну залежність між силою притягання і відстанню, Кеплер припустив, що сила притягання прямо пропорційна ваги, але назад пропорційна відстані.

Увага Кеплера було притягнута і до такої властивості матеріальних тіл, як інерція. Сам термін «інерція» був введений у саме Кеплером. Він позначив їм явище опору руху спочиваючих тел. Інерція руху, принаймні до 1620 р., їм не розглядається. Важливо відзначити, що поняття інерції було поширено Кеплером (у його розумінні) на неземні тіла і явища. У «Новій астрономії» він пише: «Планетні кулі повинні бути по природі матеріальні ., вони мають схильність до спокою, чи відсутності руху».

Для пояснення ексцентричності орбіт Кеплер припустив, що планети являють собою «величезні круглі магніти», магнітні осі яких зберігають постійний напрямок, подібно осі вовчка. Отже, планети будуть періодично те притягатися ближче до Сонця, то відштовхуватися від нього, відповідно до розташування їхніх магнітних полюсів. Далі Кеплер поділяє всю орбіту Землі на 360 частин, відзначивши на орбіті положення Землі З1, З2, ., З360 у відповідні моменти часу t1, t2, ., t360. Кеплер зіставляв суму відстаней між Землею і Сонцем у моменти часу ti і tk (і в усі проміжні моменти) із проміжком часу, необхідним планеті, щоб перейти з положення Зi, Зк. При додаванні виявилося, що ця сума відрізків не залежить від обраної ділянки орбіти, а тільки від величини проміжку часу. Згадавши потім, як Архімед для перебування площі кругу розкладав його на велике число трикутників, Кеплер заміняє суму відстаней площею сектора, описаного радіусом-вектором крапки орбіти, вважаючи ці величини пропорційними, хоча і не говорячи про цьому прямо. Необхідно помітити, що при висновку закону площ (наприкінці 1601 — початку 1602 р.) Кеплер зустрівся і по-своєму справився з задачею, що має пряме відношення до того розділу математики, бурхливе розвиток якого незабаром ознаменувало настання нового етапу в історії математики, зв'язаного з численням нескінченно малих. Його спроба нескінченного підсумовування власне кажучи була першим кроком у чисельному інтегруванні. Другий закон визначав зміну швидкості руху планет по їхній орбіті, однак сама форма орбіти залишалася ще невідомої.

Тепер Кеплеру залишалося дати математичний опис тієї кривої, по якій рухається планета, і ця задача виявилася найбільш складною і трудомісткою. Довелося перевіряти одну за іншою багато гіпотез. При цьому, щоправда, у розпорядженні Кеплера вже був могутній засіб дослідження — його закон площ. Це давало можливість, задаючи гіпотезу про криву тієї чи іншої форми, обчислювати положення, що повинний був би займати Марса на цій передбачуваній орбіті в різні моменти часу, і порівнювати їх з положеннями, що спостерігаються. «Правда лежить між навкруги й овалом, начебто орбіта Марса є точний еліпс». Але, помістивши Сонце в його центр, Кеплер знову не прийшов до результату, що погодиться з даними спостережень.

На початку 1605 р. Кеплеру вдалося знайти щирий зв'язок між відстанню Сонце — Марс і так називаною ексцентричною аномалією. Він знайшов тоді рівняння, що зараз називається його ім'ям і широко використовується в теоретичній астрономії. Це рівняння має вид:

 константи. Це рівняння є одним з перших трансцендентних рівнянь, що знайшли практичне застосування. Нарешті Кеплер помітив, що бічне сплющення орбіти складає 0,00429 частки радіуса, що точно дорівнює половині квадрата визначеного їм раніше ексцентриситету (0,09262 =0,00857). І тоді Кеплер припустив, що орбіта Марса — еліпс, але Сонце розташовується не в його центрі, а в одному з фокусів. Перевірка гіпотези еліпса швидко привела його до успішного завершення роботи, що ознаменовались висновком першого закону: Марс рухається по еліпсі, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце. Кеплер не сумнівався, що по цьому ж законі рухаються й інші планети, що незабаром їм було перевірено. Він був упевнений також, що й орбіта Землі — еліпс, але через малий ексцентриситет (e= 0,01673) і недостатньої точності спостережень цей еліпс тоді ще неможливо було відрізнити від окружності. Відкриті Кеплером закони підготували ґрунт Ньютонові для відкриття закону всесвітнього тяжіння.

 2.Космічні швидкості на поверхнях небесних тіл та у просторі.

  Перша космічна швидкість

  Перша космічна швидкість (кругова швидкість) - швидкість, яку необхідно надати об'єкту без двигуна, нехтуючи опором атмосфери і обертанням планети, щоб вивести його на кругову орбіту з радіусом, рівним радіусу планети. Іншими словами, перша космічна швидкість - це мінімальна швидкість, при якій тіло, що рухається горизонтально над поверхнею планети, не впаде на неї, а буде рухатися по круговій орбіті.

  У інерційній системі відліку (щодо далеких зірок) на об'єкт, що рухається по круговій орбіті навколо Землі буде діяти тільки одна сила - сила тяжіння Землі. При цьому рух об'єкта не буде ні рівномірним, ані рівноприскореним. Відбувається це тому, що швидкість та прискорення (величини не скалярні, а векторні) в даному випадку не задовольняють умови рівномірності / рівноприскореного руху - тобто руху з постійною (за величиною і напрямком) швидкістю / прискоренням. Дійсно - вектор швидкості буде постійно спрямований по дотичній до поверхні Землі, а вектор прискорення - перпендикулярно йому до центру Землі, при цьому в міру руху по орбіті ці вектора постійно змінюватимуть свій напрямок. Тому в інерціальній системі звіту такий рух часто називають "рух по круговій орбіті з постійною за модулем швидкістю"

Часто для зручності обчислення першої космічної швидкості переходять до розгляду цього руху в неінерційній системі звіту - відносно Землі. У цьому випадку об'єкт на орбіті буде знаходитися в стані спокою, так як на нього будуть діяти вже дві сили: відцентрова сила і сила тяжіння. Відповідно, для обчислення першої космічної швидкості необхідно розглянути рівність цих сил.

  Космічні швидкості можуть бути обчислені і для поверхні інших космічних тіл. Наприклад на Місяці v1 = 1,680 км / с, v2 = 2,375 км / с

  Друга космічна швидкість

  Друга космічна швидкість (параболічна швидкість, швидкість звільнення, швидкість втечі) - найменша швидкість, яку необхідно надати об'єкту (наприклад, космічному апарату), маса якого пренебрежимо мала в порівнянні з масою небесного тіла (наприклад, планети), для подолання гравітаційного тяжіння цього небесного тіла. Передбачається, що після придбання тілом цієї швидкості воно не отримує негравітаційного прискорення (двигун вимкнений, атмосфера відсутня).

  Друга космічна швидкість визначається радіусом і масою небесного тіла, тому вона своя для кожного небесного тіла (для кожної планети) і є його характеристикою. Для Землі друга космічна швидкість дорівнює 11,2 км / с. Тіло, що має близько Землі таку швидкість, залишає околиці Землі і стає супутником Сонця. Для Сонця друга космічна швидкість складає 617,7 км 

  Параболічної друга космічна швидкість називається тому, що тіла, що мають другу космічну швидкість, рухаються по параболі щодо планети.

Для отримання формули другої космічної швидкості зручно звернути завдання - запитати, яку швидкість отримає тіло на поверхні планети, якщо буде падати на неї з нескінченності. Очевидно, що це саме та швидкість, яку треба надати тілу на поверхні планети, щоб вивести його за межі її гравітаційного впливу.

  Між першою і другою космічними швидкостями існує просте співвідношення:

Квадрат швидкості втечі дорівнює подвоєному ньютонівському потенціалу в даній точці (наприклад, на поверхні планети):

Третя космічна швидкість

  Третьою космічною швидкістю називають мінімальну швидкість, яку потрібно набрати тілу (наприклад, космічному апарату) поблизу поверхні Землі, щоб воно могло, подолавши гравітаційне тяжіння Землі і Сонця, назавжди покинути Сонячну систему.

Третя космічна швидкість дорівнює приблизно 16,6 кілометра в секунду (при запуску на висоті 200 кілометрів над земною поверхнею), при цьому напрям швидкості тіла відносно Землі повинен співпадати з напрямом швидкості орбітального руху Землі.

Нагадаємо що друга космічна швидкість це мінімальна швидкість, яку потрібно набрати фізичному тілу (наприклад, космічному апарату), щоб воно могло подолати гравітаційне тяжіння небесного об'єкта (наприклад, планети або зірки) і назавжди покинути сферу його гравітаційної дії, називають параболічної швидкістю (тіло, що має таку швидкість, рухається по параболічної траєкторії).

  Параболічна швидкість зменшується зі збільшенням відстані від небесного об'єкта. Параболічну швидкість біля поверхні небесного об'єкта називають другою космічною швидкістю. Для Землі друга космічна швидкість дорівнює 11,18 кілометра в секунду.

Параболічна швидкість на висоті 300 кілометрів над поверхнею Землі (рівнем моря) дорівнює 10,93 кілометра на секунду, на висоті 1000 кілометрів - 6,98 кілометра в секунду.

Для Сонця друга космічна швидкість дорівнює 617,7 кілометра в секунду, а параболічна швидкість на відстані 1 астрономічної одиниці від нашого світила (середній радіус земної орбіти) - 42,1 кілометра в секунду. Для найбільшої планети Сонячної системи (Юпітера) друга космічна швидкість дорівнює 59,5 кілометра в секунду, для найменшої (Меркурія) - 4,2 кілометра в секунду.

 3.Сонячні та місячні затемнення, частота і умови видимості

Сонячні та місячні затемнення  явища природи, знайомі людині з давніх часів. Вони бувають порівняно часто, але побачити їх можна не з будь-якої точки планети і тому багатьом здаються рідкісними.

Сонячні затемнення проходять в повний місць, коли Місяць рухаючись навколо Землі, опиняється між Сонцем та Землею і повністю або частково затуляє його. Місяць розташований ближче до Землі ніж Сонце майже в 400 разів і втом же час Сонце більше його майже в 400 разів. Тому видимі розміри Сонця та Місяця майже однакові і Місяць може закрити собою Сонце.

  Шлях місячної тіні по земній поверхні називається полосою повного сонячного затемнення. Ширина цієї полоси й час повного сонячного затемнення залежать від взаємних відстаней Сонце, Землі та Місяця в момент затемнення.

Найбільша можлива ширина полоси повного сонячного затемнення не перевищує 270 км., найбільший час повної фази затемнення не перевищує 7 хв. 31 сек. , але частіше це дві , три хвилини.

Сонячне затемнення починається з правого краю сонця. Через темний світлофільтр добре видно, як Місяць затуляє Сонце.

 Сонячне затемнення – дуже величне та красиве явище природи. Ніякої шкоди рослинам, тваринам та людині воно, звичайно, заподіяти не може.

Але не так думали люди в далекому минулому. Сонячне затемнення знайомо людству з древності. Але люди не знали чому воно виникає. Воно викликало у людей великий жах.

  

Тема 1.3. Час та календар

1.Принципи вимірювання часу  (шкали вимірювання і системи відліку). Зоряний час

  Час

  Місцевий час і довгота. Час, виміряний на даному географічному меридіані, називається місцевим часом цього меридіана.. Для всіх місць на одному і тому ж меридіані часовий кут точки весняного рівнодення (або Сонця, або середнього сонця) в якийсь момент один і той же. Тому на всьому географічному меридіані місцевий час (зоряне або сонячне) в один і той же момент однаково.
  Якщо різниця географічних довгот двох місць є Dl , то в більш східному місці часовий кут будь-якого світила буде на Dl більше, ніж часовий кут того ж світила в більш західному місці. Тому різниця будь-яких місцевих часів на двох меридіанах в один і той же фізичний момент завжди дорівнює різниці довгот цих меридіанів, вираженої в часовий (в одиницях часу).
Безпосередньо з астрономічних спостережень виходить місцевий час того меридіана, на якому ці спостереження зроблені.
  Всесвітній час. Місцевий середній сонячний час за гринвічем (нульового) меридіана називається всесвітнім часом Т0 .
  Вважаючи у формулі (1.26) Tm2 = T0 і l 2 = 0, Tm1 = Tm і l 1 = l , отримаємо:

Tm = T0 + l ,(1.27)

тобто місцеве середній час будь-якого пункту на Землі завжди одно всесвітнього часу в цей момент плюс довгота даного пункту, виражена в часовий мірою і числення позитивної на схід від Гринвічу.
  В астрономічних календарях моменти більшості явищ вказуються за всесвітнього часу T0. Моменти цих явищ за місцевим часом Тт. легко визначаються за формулою.
Поясний час. У повсякденному житті користуватися як місцевим середнім сонячним часом, так і всесвітнім часом незручно. Першим тому, що місцевих систем рахунку часу в принципі стільки ж, скільки географічних меридіанів, тобто безліч. Тому для встановлення послідовності подій або явищ, зазначених за місцевим часом, абсолютно необхідно знати, крім моментів, також і різниця довгот тих меридіанів, на яких ці події або явища мали місце. Послідовність подій, зазначених за всесвітнього часу, встановлюється легко, але велика різниця між всесвітнім часом і місцевим часом меридіанів, віддалених від за Гринвічем на значні відстані, створює незручності при використанні всесвітнього часу в повсякденному житті.

  Зоряний час, s — часовий кут точки весняного рівнодення. Зоряний час використовується астрономами, щоб визначити, куди треба спрямувати телескоп, щоб побачити потрібний об'єкт.

Сонячний час — система відліку часу, в якій як основна одиниця прийнятий інтервал (сонячна доба) між двома послідовними верхніми (або нижніми) кульмінаціями Сонця.

Справжній сонячний час вимірюється часовим кутом центра Сонця. Внаслідок нерівномірності видимого річного руху Сонця по екліптиці і нахилу екліптики до екватора істинний сонячний час плине нерівномірно, внаслідок чого вiн незручний для практичного життя. Для усунення цього недоліку було запроваджено так зване середнє Сонце — фіктивна точка, що протягом року рухається рівномірно по екватору та здійснює відносно точки весняного сонцестояння один оберт за той же час, що й справжнє Сонце, яке рухається по екліптиці нерівномірно.

  Система відліку часу, заснована на середньому Сонці називається середнім сонячним часом, а інтервал часу між двома послідовними однойменними його кульмінаціями — середньою сонячною добою, які поділяються на середні сонячні години, хвилини й секунди.

Середній сонячний час вимірюється часовим кутом середнього Сонця. Різниця між середнім і справжнім сонячним часом називається рівнянням часу.

  Всесві́тній час (гринвіцький середній сонячний час) — шкала часу, яка ґрунтується на вимірюванні годинного кута середнього Сонця відносно гринвіцького меридіана. Позначається UT (від англ. Universal Time). Застосовується для фіксування моментів астрономічних спостережень[1].

  До 1925 року всесвітній час відлічували від середнього гринвіцького полудня. Тоді він називався середнім часом за гринвічем і позначався GMT (англ. Greanwich Mean Time). Із 1 січня 1925 року було запроваджено систему лічби від середньої півночі, тобто всесвітній час на 12 годин більший GMT. До 1960 року всесвітній час застосовувався також для ефемерид, доки його не замінили системою ефемеридного часу.

А́ТОМНИЙ ЧАС – час, одиниця виміру якого визначається тривалістю електромагнітних коливань, що випромінюються (або поглинаються) атомами чи молекулами деяких речовин. Одиницею є атомна секунда – тривалість 9 192 631 770 коливань випромінювання на резонанс. частоті переходу між двома надтонкими рівнями стану атома 133Сs, визначеній на рівні моря. Ця фізична  шкала часу найбільш рівномірна й точна. 

 

2. Календар.Юліанський та григоріанський календарі

Календар

  Система рахунку тривалого часу називається календарем. За багатовікову історію людства було розроблено (і використовувалося) багато різних систем календарів. Але все календарі можна розділити на три основні типи: сонячні, місячні та місячно-сонячні. В основі сонячних календарів лежить тривалість тропічного року, в основі місячних календарів - тривалість місячного або синодического, місяця, місячно-сонячні календарі засновані на обох цих періодах. 

  Сучасний календар, прийнятий у більшості країн, є сонячним календарем.
  Прикладом місячного календаря є магометанською календар, місячний рік якого складається з 12 місячних місяців і містить 354 або 355 середніх сонячних діб.

   Роки тривалістю в 365 діб називаються простими, а в 366 діб - високосними. Високосними роками в юліанському календарю є ті роки, номери яких діляться на 4 без залишку. У високосному році в лютому 29 днів у простому - 28.
  Таким чином, тривалість року в юліанському календарю у середньому за 4 роки дорівнює 365,25 середніх сонячних діб, тобто календарний рік довше тропічного лише на 0,0078 діб.

При рахунку часу календарними днями необхідно домовитися, де (на якому меридіані) починається нова дата (число місяця).
  За міжнародною угодою лінія зміни дати (демаркаційна лінія) проходить в більшій своїй частині по меридіану, що відстає від за гринвічем на 180°, відступаючи від нього до заходу - біля островів Врангеля і Алеутських, на схід - у частині Азії, островів Фіджі, Самоа, Тонгатабу, Кермадек і Чатів. Необхідність встановлення лінії зміни дати викликана такими міркуваннями.
При кругосвітню подорож з заходу на схід мандрівник проходить пункти, де годинник, що йдуть за місцевим (або поясним часом, показують все більше порівняно з місцевим (поясним) часом пункту відправлення мандрівника. Поступово перекладаючи стрілки своїх годин вперед, до кінця кругосвітньої подорожі мандрівник налічує одні зайві добу. І навпаки, при кругосвітню подорож зі сходу на захід - одні доба губляться.
  Щоб уникнути пов'язаних з цим помилок в рахунку днів і встановлена лінія зміни дати.
На захід від лінії зміни дати число місяця завжди на одиницю більше, ніж на схід від неї. Тому після перетину цієї лінії з заходу на схід необхідно зменшити календарне число, а після перетину її зі сходу на захід, навпаки, збільшити на одиницю. Наприклад, якщо корабель перетинає демаркаційну лінію 8 листопада, йдучи з заходу на схід, то на кораблі дата опівночі, наступну після перетину цієї лінії, не змінюється, тобто два дні поспіль датуються як 8 листопада. І навпаки, якщо корабель перетинає цю лінію 8 листопада, йдучи зі сходу на захід, то опівночі, наступну після переходу через неї, дата змінюється відразу на 10 листопада, а дня з назвою 9 листопада на кораблі не буде.
  Дотримання цього правила виключає помилку в рахунку днів, вперше допущену учасниками першої навколосвітній експедиції Магеллана в XVI в., коли вони, повернувшись на батьківщину, виявили, що розійшлися в рахунку днів і чисел місяця з жителями, рівно на одну добу.

1.Точки і лінії небесної сфери. Залежність висоти полюса світу від географічної широти місця спостереження

  На земній сфері існують дві особливі точки — географічні полюси, де вісь обертання Землі перетинає поверхню планети (N, S — відповідно Північний та Південний полюси).
  Площина земного екватора, яка ділить нашу планету на північну та південну півкулі, проходить через центр Землі перпендикулярно до її осі обертання.
Меридіани на Землі проходять через географічні полюси та точки спостереження. Початковий (нульовий) меридіан проходить поблизу місцезнаходження колишньої Гринвіцької обсерваторії.

  Якщо продовжити вісь обертання Землі в космос, то на небесній сфері ми отримаємо дві точки перетину, які називаються полюсами світу : Північний полюс Рі (у сучасну епоху біля     Полярної зорі) і Південний полюс Р2 (у сузір'ї Октант). Площина земного екватора перетинається з небесною сферою, і в перерізі ми отримаємо небесний екватор, який поділяє небо на дві рівні півкулі — північну та південну.
Але існує одна суттєва відмінність між полюсами та екватором на земній кулі та полюсами світу і небесним екватором. Географічні полюси реально існують як точки на поверхні Землі, де вісь обертання Землі перетинається з поверхнею планети, і до них можна долетіти чи доїхати так само, як і до екватора.
 Полюсів світу як реальних точок у космічному просторі немає, бо радіус небесної сфери є невизначеним, тому ми можемо позначити тільки напрямок, у якому вони спостерігаються.

    Уявна небесна сфера довільного радіусу допомагає визначити координати небесних світил.

   Полюс світу — точка перетику осі обертання Землі з небесною сферою.

   Небесний екватор — лінія перерізу площини земного екватора з небесною сферою.

   Небесний меридіан — лінія перерізу площини земного меридіана з небесною сферою.

2.Явища пов’язані з добовим обертанням Землі: схід та захід світил, кульмінації світил (моменти кульмінацій та висоти) 

    Схід і захід світил. Внаслідок добового обертання небесної сфери все

світила описують кола, площини яких паралельні площини небесного

екватора, тобто вони рухаються по добовим, або небесним паралелях.

В залежності від географічної широти місця спостереження j і від відмін d

світив добові паралелі останніх або перетинають математичний горизонт

двох точках, або цілком розташовуються над ним, або під ним . Точка

перетину світилом східній частині істинного горизонту називається точкою

сходу світила, точка перетину західній частині істинного горизонту - точкою

заходу світила.

Світило сходить і заходить на даній широті j , якщо абсолютне значення його

відмінювання. Якщо світило перебуває на небесному екваторі QQ', тобто його d = 0, то воно

сходить точно в точці сходу Е і заходить точно в точці заходу W.

Якщо схилення світила d > 0 (небесна паралель аа), то воно сходить на

північно-сході, а заходить на північно-заході.

Якщо схилення світила d < 0 (небесна паралель bb), то воно сходить на

південно-сході, а заходить на південно-заході.

Нарешті, якщо абсолютне значення схилення світила його добова паралель не перетне математичного горизонту і воно буде

або незаходящим (добова паралель ll розташовується цілком над горизонтом)

або невосходящим світилом (добова паралель kk розташовується цілком під

горизонтом).

Якщо спостерігач знаходиться на земному екваторі, то для нього згідно

умові  всі світила є висхідними і заходять. Дійсно, на

земному екваторі  північний полюс світу лежить на Р горизонті, в точці

півночі N, а південний полюс  - у точці півдня S. Небесний екватор QQ' перпендикулярний

до математичного горизонту і проходить через зеніт Z. Тому і площини

добових паралелей всіх світил також перпендикулярні до площині

математичного горизонту. Отже, всі світила сходять і заходять, видно

над горизонтом протягом 12 годин і стільки ж годин не видно.

Якщо спостерігач знаходиться на північному географічному полюсі Землі ,

то для нього згідно з умовою  світила, що мають d > 0, є

незаходящими, а світила з d < 0 - несходящими. Дійсно , на

північному географічному полюсі Землі північний полюс світу Р збігається з зенітом

Z, а небесний екватор QQ' - з математичним горизонтом. Тому площині

добових паралелей світил паралельні площині математичного горизонту, і

світила не сходять і не заходять. Світила північної півкулі небесної сфери (d

> 0) завжди видно над горизонтом, а світила південного півкулі небесної сфери (d

< 0) ніколи не видно.

Неважко зміркувати, що спостерігач, що знаходиться на південному полюсі Землі,

навпаки, завжди буде бачити світила південної півкулі небесної сфери (d < 0) і

ніколи не побачить світил північної півкулі небесної сфери (d > 0).

Якщо спостерігач знаходиться на широті j , відмінною від 0е і від 90ті, то частина

світив буде для нього бути висхідними і заходять, а частина - невосходящими

і незаходящими.

1. Зоряне небо та небесна сфера 

  Небесна сфера — це уявна сфера величезного радіуса з центром у центрі Землі. Всі об’єкти, які ми бачимо на небі можна вважати такими, що лежать на поверхні цієї сфери.
Звичайно, ми добре знаємо, що небесні об’єкти зовсім не знаходяться на якійсь сфері з центром у центрі Землі, чому ж нам потрібне таке припущення? Всі об’єкти, які ми бачимо на небі, знаходяться від нас дуже далеко, відстань до них неможливо виміряти простим поглядом на них. Оскільки відстань до них невідома, нам слід знати лише напрям на об’єкт, щоб точно визначити його розташування на небі. З такої точки зору, небесна сфера є дуже зручною моделлю для відображення неба.
Напрямки на різноманітні небесні об’єкти можна перевести у числовий вираз за допомогою побудови Небесної системи координат.
  

 2.Сузір'я та походження їх назв

 В сучасній астрономії сузір'я - це ділянки, на які поділена небесна сфера для зручності орієнтування на зоряному небі. В давнину сузір'ями називалися характерні фігури, що утворюються яскравими зірками.

  Сучасні назви сузір'їв дійшли до нас від стародавніх римлян, а до них - із стародавньої Греції. Частина відомостей про зірки стародавні греки запозичили у жителів Вавилону.

  У Вавилоні групам зірок привласнювалися назви тварин, імена королів, королев, героїв міфів. Пізніше стародавні греки замінили багато назв, дані у Вавилоні, на свої, використовуючи імена своїх героїв - Геркулеса, Оріона, Персея. Стародавній Рим вніс свої зміни. У наші дні ми використовуємо старі найменування, але не завжди просто уявити ті образи, які стоять за назвами. Наприклад, сузір'я Орла, Малої і Великої Ведмедиці, сузір'я Вагів не дуже відповідають своїм іменам.

  Приблизно у 150 році нашої ери відомий астроном Птолемей відзначив 48 сузір'їв, які були йому відомі. Цей список не включав сузір'я всього зоряного неба, було багато пропусків. Тому пізніше астрономи розширили перелік, складений Птолемеєм. Деякі з цих останніх сузір'їв носять назви наукових інструментів, наприклад, Секстант, Компас, Мікроскоп. Сьогодні астрономам відомо 88 сузір'їв зоряного неба.

 3. Орієнтування за Сонцем, сузір’ями і Полярною зорею на місцевості і за часом.

При відсутності компасу можна орієнтуватися за небесними світилами, за деякими місцевими предметами, за природними прикметами.

За зірками. Орієнтування за зірками зводиться до вміння знайти на небозводі Полярну зірку, яка завжди показує напрямок півночі. її можна знайти за сузір’ям Великої Ведмедиці або за сузір’ям Кассіопеї (Рис. 2.4). Полярна зірка — найяскравіша зірка в сузір’ї Малої Ведмедиці, яке має вигляд повернутого ковша.

За Місяцем. Якщо при сильній хмарності Полярної зірки не буде видно, але видно Місяць, то права половина диска Місяця о 19 год вказує нам напрямок на південь, о першій годині ночі — на захід. Повний Місяць о 19 год знаходиться на сході, о першій годині ночі — на півдні, о 7 год ранку — на заході. Коли ж видно ліву половину диска Місяця, то о першій годині ночі Місяць буде знаходитись на сході, а о 7 год ранку — на півдні.

У період першої та останньої чвертей Місяця, коли ясно видно ріжки півмісяця, напрямок, що показує положення Сонця в даний момент, можна взнати таким способом.

Між ріжками півмісяця в думці натягається тятива. Наклавши на і по тятиву (на її середину) стрілу, треба простежити її напрямок. Стрілка буде спрямована в центр Сонця

За сонцем. За сонцем можна визначити сторони горизонту пам’ятаючи, що в нашій півкулі воно приблизно знаходиться: О 7 годині — на сході; О 13 годині — на півдні; О 19 годині на заході;      
О 1 годині — на півночі (спостерігається влітку за полярним кругом).

4. Найяскравіші зорі на небі та в північній півсфері

  У таблиці подана інформація про найяскравіші зорі.

Назва зорі	Видима зоряна величина, m	Світність відносно Сонця,
Алнілам – α Оріона	1,70	40 700
Альдебаран – α Тельця	0,86	162
Альдемарін – α Цефея	2,45	19,3
Альтаїр – α Орла	0,76	10,2
Антарес – α Скорпіона	0,91	6500
Арктур – α Волопаса	-0,05	102
Ахенар – α Ерідан	0,47	480
Бетельгейзе – α Оріона	0,42	21 300
Вега – α Ліри	0,03	54
Денеб – α Лебедя	1,25	70 000
Дубхе – α Великої Ведмедиці	1,79	162
Капелла – α Візничого	0,08	150
Поллукс – α Близнят	1,14	34
Полярна – α Малої Ведмедиці	2,02	5 600
Проціон – α Малого Пса	0,37	7,8
Регул – α Лева	1,35	148
Рігель – α Оріона	0,13	53 700
Сиріус – α Великого Пса	-1,46	23
Спіка – α Діви	0,97	1950

5. Одиниці відстаней в астрономії. Абсолютна зоряна величина

  Хоча Сонце є найяскравішим світилом на нашому небі, це не означає, що воно випромінює більше енергії, ніж інші зорі. З курсу фізики відомо, що освітленість, яку створюють джерела енергії, залежить від відстані до них, тому невелика лампочка у вашій кімнаті може здаватися набагато яскравішою, ніж далекий прожектор. Для визначення світності, або загальної потужності випромінювання, астрономи вводять поняття абсолютної зоряної величини М. Зоряну величину, яку мала б зоря на стандартній відстані - 10 пк, називають абсолютною зоряною величиною. Приблизно на такій відстані (11 пк, або 36 св. років) від нас розташована зоря Арктур, вона має видиму зоряну величину, яка майже дорівнює абсолютній. Сонце на відстані 10 пк мало б вигляд досить слабкої зорі п'ятої зоряної величини.

  Абсолютна зоряна величина М визначає яскравість, яку мала б зоря на стандартній відстані 10 пк. Світність зорі визначає потужність випромінювання зорі.

   За одиницю світності приймається потужність випромінювання Сонця 4 1026 Вт.

Світність зорі визначає кількість енергії, що випромінює зоря за одиницю часу, тобто потужність випромінювання зорі.