§3. Небесна сфера. Небесні координати. Час

Зорі надзвичайно віддалені від Землі. Спостерігаючи їх навіть у телескоп, неможливо визначити, яка з них далі, а яка ближче. При вивчені зоряного неба використовують математичну модель зоряного неба — небесну сферу.

Небесною сферою називають уявну сферу довільного радіуса з центром у точці спостереження, на яку спроектовані небесні світила.

Кутовою відстанню між двома точками сфери є кут між радіусами, проведеними в ці точки. Зауважимо, що коло, отримане при перетині небесної сфери площиною, яка проходить через центр сфери, називається великим колом, а якщо площина не проходить через центр — малим колом.

Наслідком обертання Землі навколо своєї осі є видиме обертання небесної сфери у протилежному напрямі. У цьому легко переконатись. Протягом ночі зорі описують дуги концентричних кіл (зі спільною віссю), вісь проходить поблизу зорі Полярної (α Малої Ведмедиці). Сама ж Полярна (m = 2; від грецького полео — я обертаюсь) залишається майже нерухомою. Щоб вивчити детальніше рух зір, необхідно ознайомитися з основними елементами небесної сфери.

Діаметр небесної сфери, навколо якого здійснюється її видиме обертання, називається віссю світу (PP′ див. рис.1).

Вісь світу перетинає небесну сферу в двох точках — полюсах світу (від грецького полос — вісь): північному (Р — поблизу нього видно Полярну) та південному (Р′ — поблизу нього яскравих зір нема). У 2000 році кутова відстань між північним полюсом світу та Полярною зорею становила всього 42'. Полярну називають зіркою-компасом, бо вона є орієнтиром, який вказує напрям на північ.

Небесним екватором називається великий круг небесної сфери, перпендикулярний до осі світу.

Діаметр небесної сфери, вздовж якого діє сила тяжіння і який проходить через точку спостереження, називається вертикаллю, або прямовисною лінією (ZZ). Точками перетину вертикалі з небесною сферою є зеніт (від арабського земт арарасс — вершина шляху) і надир (з арабської — напрям ноги).

Великий круг небесної сфери, перпендикулярний до вертикалі, називається математичним, або справжнім, горизонтом.

Небесний екватор розділяє небесну сферу на північну та південну півкулі, а горизонт — на видиму та невидиму півкулі. Видиму півкулю небесної сфери ще називають небосхилом.

Великий круг небесної сфери, що проходить через полюси світу — зеніт та надир — називається небесним меридіаном. Горизонт перетинається з небесним меридіаном у точках півночі (N) та півдня (S), а з небесним екватором — у точках сходу (E) та заходу (W). Діаметр небесної сфери, що сполучає точки півночі та півдня, називається полудневою лінією (NS).

Кутова відстань світила від горизонту називається висотою світила h. Наприклад, висота зірки в зеніті дорівнює 90°.

На рис. 1 O — точка спостережень, Р — полюс світу, N — точка півночі, Т — центр Землі, а L — точка на земному екваторі. Кут OTL дорівнює широті ? точки О, а кут PON є висотою полюса світу hp (або Полярної зорі, що майже те саме). Вісь світу паралельна до осі обертання Землі, а площина небесного екватора паралельна до площини земного.

Отже, висота полюса світу дорівнює географічній широті місцевості: hp=φ .

У різних точках Землі рух зір по небесній сфері виглядає по-різному. Для спостерігача на полюсі нашої планети полюс світу перебуває в зеніті і вісь світу збігається з вертикаллю. Зорі рухаються по колах, паралельних горизонту. Одні світила видно завжди, інші не видно ніколи, тут зорі не сходять і не заходять і їхня висота завжди однакова.

На земному екваторі полюси світу розташовані на горизонті, а вісь світу збігається з полудневою лінією. Зорі рухаються по колах перпендикулярних до площини горизонту. Усі світила сходять і заходять, перебуваючи на небосхилі півдоби. Якби не «заважало» Сонце, то за добу з екватора Землі можна було б побачити усі яскраві зорі неба.

Спостерігаючи за небом із середніх широт, можна помітити, що одні зорі сходять і заходять, інші — не заходять узагалі. Є також зірки, що не з'являються над горизонтом ніколи.

Зорі, розташовані на небесному екваторі над горизонтом, перебувають стільки ж часу, як і під ним. Сонце рухається серед зір, описуючи лінію, яку називають екліптикою. Двічі на рік (навесні — 20-21 березня та восени — 22-23 вересня) перебуває на небесному екваторі у точках весняного та осіннього рівнодень. У цей час день дорівнює ночі.

Кожна зоря за добу двічі перетинає небесний меридіан. Явище проходження світил через небесний меридіан називається кульмінацією. У верхній кульмінації висота світила найбільша, у нижній — найменша (див. рис. 6). Рух світил між сусідніми кульмінаціями триває півдоби. На полюсі висота зорі в обох кульмінаціях однакова (див. рис. 3). На екваторі видно тільки верхню кульмінацію, але всіх світил (див. рис. 4). У середніх широтах Землі для навколополярних зір видно (якби не Сонце) обидві кульмінації, для інших (зокрема, для Сонця) — тільки верхню, а для зірок, що не сходять — жодної (див. рис. 5). Момент верхньої кульмінації центра Сонця називається справжнім полуднем, а нижньої — справжньою північчю. У полудень тінь від вертикального предмета падає уздовж полудневої лінії.

Для побудови зоряних карт необхідно увести систему небесних координат. В астрономії застосовують кілька таких систем, кожна з яких зручна для розв'язування різноманітних наукових і практичних задач. При цьому використовуються спеціальні площини, круги та точки небесної сфери. На ній положення зорі однозначно задається двома кутами. Якщо (площиною, в якій та від якої відкладаються ці кути, є площина небесного екватора, то система координат називається екваторіальною. У ній координатами є схилення і пряме піднесення світил.

Схиленням δ називається кутова відстань світила від небесного екватора (див. рис. 7). Схилення лежить у межах -90°< δ < 90° і приймається додатним у північній півкулі небесної сфери та від'ємним — у південній. Наприклад, для точок на небесному екваторі δ = 0°, а для полюсів світу , .

Кругом схилення називається велике коло небесної сфери, що проходить через полюси світу і дане світило.

Прямим піднесенням (або прямим сходженням) α називається кутова відстань круга схилення світила від точки весняного рівнодення. Цю координату відлічують у напрямі, протилежному до напряму обертання небесної сфери і виражають в годинній мірі. Пряме піднесення змінюється в межах 0 год < α < 24 год. Усьому колу небесного екватора відповідає 24 години (або, що те саме, 360°). Тоді 1 год = 15°, а 4 хв = 1°. Наприклад, αγ = 0 год., αΩ = 12 год.

Однією з найвідоміших і найпростіших систем небесних координат є горизонтальна. Основною площиною у ній є математичний горизонт, а координатами — азимут А світила та висота світила над горизонтом h. Недоліком горизонтальної системи є те, що координати світила постійно змінюються.

Час визначає порядок зміни явищ. Необхідність вимірювання і зберігання часу виникла на початку цивілізації. Для цього використовувались періодичні процеси, що відбуваються в природі. Рух нашої планети зумовлює видимий рух світил, зокрема Сонця, на небесній сфері, за яким ми спостерігаємо. Найдавнішою одиницею часу є доба, тривалість якої визначається обертанням Землі навколо своєї осі.

Проміжок часу між двома послідовними верхніми (або нижніми) кульмінаціями центра Сонця називається справжньою добою (або справжньою сонячною добою).

Тривалість повного оберту Сонця по екліптиці є одиницею вимірювання часу в астрономії. Тропічним роком називається проміжок часу між двома послідовними проходженнями центра диска Сонця через точку весняного рівнодення. Тропічний рік триває приблизно 365,2422 діб. У побуті користуються календарним роком, що майже дорівнює тропічному.

Встановлено, що Земля обертається навколо Сонця нерівномірно. Тому тривалість справжньої сонячної доби періодично змінюється, хоч і незначно. Взимку вона довша, влітку — коротша. Найдовші справжні сонячні доби приблизно на 51 секунду триваліші від найкоротших. Щоб усунути цю незручність у вимірюванні часу, використовують середнє екваторіальне сонце — уявну точку, яка рівномірно рухається по екліптиці і робить повний оберт по ній за тропічний рік. Інтервал часу між двома послідовними кульмінаціями середнього екваторіального сонця називають середньою добою (або середньою сонячною добою). Починається середня сонячна доба у момент нижньої кульмінації середнього екваторіального сонця. Середнє екваторіальне сонце це фіктивна точка, ніяк не позначена не небі. Тому спостерігати за її рухом неможливо, а для визначення її координат роблять необхідні обчислення.

Вимірювання часу сонячними добами залежить від географічної довготи. Для всіх точок на даному меридіані час однаковий, але він відрізняється від місцевого часу на інших меридіанах. Наприклад, якщо в нас за місцевим часом північ (тобто починається доба), то на протилежному меридіані за їхнім місцевим часом вже полудень. У 1884 році у багатьох країнах ввели поясну систему відліку часу. Поверхню Землі поділили на 24 годинних пояси. У кожному з них лежить основний меридіан, місцевий час якого Тn вважають поясним часом усього поясу. Відстань між основними меридіанами сусідніх поясів 15° або 1 година. Для зручності межі годинних поясів проходять через державні та адміністративні кордони, а на морях та малозаселених територіях по меридіанах, які віддалені від основних на 7,5° на схід та 7,5° на захід.

Гринвіцький меридіан (проходить через колишню Грінвіцьку обсерваторію поблизу Лондона, бо зараз її перенесли в інше місце) є основним для нульового годинного поясу. Далі на схід поясам присвоєні номери від 1 до 23. Україна лежить у другому годинному поясі. Час Т0 нульового годинного поясу називають всесвітнім часом (або західноєвропейським). Справедливе співвідношення: Тn = Т0 + n, де n — номер годинного поясу.

Поясний час деяких годинних поясів має особливі назви. Європейським (або середньоєвропейським) називають час першого годинного поясу, східноєвропейським — другого.

Щоб ефективніше використовувати сонячне світло та економити електроенергію, у деяких країнах уводять літній час, дія якого розпочинається щорічно в останню неділю березня о 2 годині переведенням стрілок годинників на годину вперед. О 3 годині ночі останньої неділі вересня стрілки годинників переводять на годину назад, відміняючи дію літнього часу.

Відомо, що основною одиницею вимірювання часу у СІ є секунда. Раніше за одну секунду приймали 1/86400 частину сонячної доби. Після виявлення змін у тривалості сонячної доби виникла проблема пошуку нової шкали часу. У 1967 році на Міжнародній конференції мір та ваги одиницею часу була прийнята атомна секунда — час, що дорівнює 9 192 631 770 періодам випромінювання, яке відповідає переходу між двома надтонкими рівнями основного стану атома цезію-133. Шкала атомного часу ґрунтується на основі даних цезієвих атомних годинників, які є у деяких обсерваторіях та лабораторіях служб часу. Атомні годинники надзвичайно точні — похибку в 1 с вони роблять за мільйон років.






© 2008-2012 Лекції по астрономії | Povered by Nano-CMS | Бесплатный хостинг