Фізика і астрономія. Рівень стандарту. 11 клас. Головко

Астрономічний складник

Під терміном Всесвіт в астрономії розуміють частину матеріального світу, доступну нашим спостереженням. Його природу і природу тіл, що перебувають за межами Землі, вивчає наука астрономія (від грец. астрон — зоря, номос — закон).

Астрономія — наука про небесні тіла, закони їхнього руху, будови і розвитку, а також про будову і розвиток Всесвіту в цілому.

Головною причиною появи астрономії були практичні потреби людини визначати час, завбачати зміну сезонів року, орієнтуватися на місцевості. Водночас допитливість і нестримне прагнення людської думки усвідомити місце Землі й людини у Всесвіті, пізнати закони, за якими «живуть» небесні світила, — це ще одна причина виникнення астрономії.

Нині астрономія належить до фундаментальних наук, які вивчають основоположні (фундаментальні) питання світобудови і формують світогляд людини. І як будь-яка фундаментальна наука вона здобуває нові знання, що допомагають на них відповісти.

Як свого часу наголошував астрофізик І. С. Шкловський, «астрономія завжди посідала абсолютно особливе місце в «інтелектуальній історії» людства. Хоча значення астрономічних знань для суспільної практики за всіх часів було дуже велике (згадаймо всі світові календарі, способи навігації тощо), головне значення астрономії полягало в тому, що вона насамперед визначала основи світогляду різних епох і народів».

Астрономія культури

Розділ 1. Основи практичної астрономії

§ 29. Небесні світила, небесна сфера, сузір'я

Опрацювавши цей параграф, ви зможете пояснити принцип визначення відстаней до небесних світил

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

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

Поняття небесної сфери використовують під час вивчення видимих рухів світил і визначення їх взаємних положень, а також для побудови систем небесних координат.

Взаємне розташування зір на небі змінюється дуже повільно. Тому ще в давнину по найяскравіших зорях «намалювали» перші «зоряні візерунки» — сузір'я.

Нині все зоряне небо поділене на 88 сузір'їв.

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

Найвідомішими сузір'ями Північної півкулі небесної сфери є Мала Ведмедиця, Велика Ведмедиця, Андромеда, Візничий, Волопас, Діва, Кассіопея, Лебідь, Лев, Ліра, Пегас, Оріон, Орел, Телець.

Рис. 29.1. Перше враження, що виникає під час спостереження зоряного неба — небесні світила лежать на поверхні певної сфери, у центрі якої перебуває око спостерігача

Здавна найяскравіші зорі мають власні назви. У XVII ст. астроном Й. Байєр запровадив позначення зір у сузір'ях літерами грецької абетки. Та оскільки зір у будь-якому сузір'ї набагато більше, ніж літер в алфавіті, згодом їх стали позначати цифрами (наприклад, 61 Лебедя, 70 Змієносця тощо).

Рис. 29.2. Сучасне сузір'я Скорпіона на небесній сфері з межами

НЕБЕСНІ КООРДИНАТИ. Щоб виконувати астрономічні спостереження, треба знати положення світил на небі — їхні координати. Для запровадження системи небесних координат так, як це зроблено на поверхні Землі, потрібно встановити на небесній сфері лінії й точки, від яких ведеться відлік.

Проведемо через центр небесної сфери прямовисну лінію (лінію виска). Ця лінія перетне небесну сферу у двох точках: точці зеніту (Z) — найвищій точці над головою спостерігача і точці надиру (Z') — у протилежній півкулі під його ногами. Якщо через центр небесної сфери провести площину, перпендикулярну до прямовисної лінії, ця площина перетне небесну сферу по великому колу, яке називають математичним, або істинним, горизонтом (SWNE). Математичний горизонт практично ніколи не збігається з видимим горизонтом. Видимий горизонт на суші — це зазвичай неправильна лінія, точки якої лежить вище або нижче за істинний горизонт. У відкритому морі видимий горизонт є завжди малим колом, площина якого паралельна до площини математичного горизонту (рис. 29.3).

Рис. 29.3. Основні точки й лінії на небесній сфері

Вигляд нічного неба протягом ночі змінюється: на заході світила опускаються до горизонту й деякі з них заходять, а на сході — піднімаються над горизонтом і на їх місці з'являються нові, яких раніше не було видно. Це є наслідком обертання небесної сфери.

Вісь обертання небесної сфери (вона паралельна осі обертання Землі, адже насправді обертається Земля, а не зоряне небо), називають віссю світу. Вісь світу перетинає небесну сферу у двох точках, які називають полюсами світу. Північним полюсом світу є той, дивлячись на який з центру небесної сфери спостерігач бачить її обертання проти годинникової стрілки. У нашу епоху Північний полюс світу міститься поблизу зорі α Малої Ведмедиці, яку називають Полярною зорею.

Зауважимо, що велике коло, проведене через зеніт, надир і полюси світу, називають небесним меридіаном. Кожне світило двічі на добу перетинає меридіан: найвище та найнижче над горизонтом або під горизонтом. Моменти перетину небесним світилом меридіана називають верхньою та нижньою кульмінаціями світила.

Велике коло, утворене перетином з небесною сферою площини, перпендикулярної до осі світу, називають небесним екватором.

Площина небесного меридіана перпендикулярна до площини горизонту. Діаметр SN, по якому вони перетинаються, називають полуденною лінією. Полуденна лінія перетинається з горизонтом у двох точках: точці півночі N (над нею лежить Північний полюс світу) і точці півдня S (діаметрально протилежній до точки півночі).

Ще одне велике коло, по якому Сонце здійснює свій річний рух небесною сферою, має назву екліптики (про це йтиметься далі). Екліптика і небесний екватор перетинаються в точках весняного (♈) й осіннього рівнодення (♎).

На небесній сфері є кілька точок відліку для небесних координат, тому й систем координат є кілька. Це, наприклад, горизонтальна та перша екваторіальна системи координат (рис. 29.4 а, б).

Рис. 29.4. Горизонтальна (а), перша (б) та друга (в) екваторіальна системи небесних координат

В астрономії найчастіше використовують другу екваторіальну систему координат (рис. 29.4 в). У ній положення світила М на небесній сфері задають пряме піднесення α і схилення δ. Значення α від 0° до 24° відлічують від точки весняного рівнодення ♈ вздовж небесного екватора із заходу на схід до кола схилень світила. Коло схилень — це велике коло, проведене через обидва полюси PP' і світило M. Значення δ відлічують від небесного екватора до світила вздовж кола схилень від 0°до +90° на північ і від 0° до -90° на південь.

Координати α і δ змінюються з плином часу повільно (причиною є власний рух світила та інші обставини), тому їх використовують для складання каталогів небесних об'єктів і карт зоряного неба.

ВИДИМІ ЗОРЯНІ ВЕЛИЧИНИ, ОДИНИЦІ ВІДСТАНЕЙ В АСТРОНОМІЇ. З метою класифікації зір за їхнім блиском ще в ІІ ст. до н. е. давньогрецький астроном Гіппарх запровадив поняття видимої зоряної величини. Найяскравіші зорі він виокремив у групу зір 1-ї величини, трохи слабкіші — 2-ї, а ледве помітні — 6-ї величини. Видимі зоряні величини позначають літерою m, яку проставляють як показник степеня справа вгорі біля цифри, що показує її числове значення (наприклад, 1^m). По суті, видима зоряна величина — це позасистемна одиниця вимірювання освітленості, яку створює астрономічний об'єкт у пункті спостереження на площині, перпендикулярній до його променів. Зазвичай в астрономії замість терміна «освітленість» використовують поняття «блиск». Тому замість слів «освітленість від зорі» говорять «блиск зорі дорівнює стільком-то зоряним величинам».

Видима зоряна величина m не дає інформації про потужність джерела світла, бо не враховує відстань до небесного світила. Тому було введено поняття абсолютної зоряної величини M. Детальніше про це йтиметься у параграфі 35.

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

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

Кут між напрямком на світило M з будь-якої точки T земної поверхні й напрямком із центра Землі О називають добовим паралаксом або просто паралаксом p. Найбільшу величину добовий паралакс має тоді, коли світило перебуває на горизонті. У цьому разі паралакс називають горизонтальним (рис. 29.5).

Рис. 29.5. Кут між напрямком на світило М (що перебуває на горизонті) з якої-небудь точки Т земної поверхні і напрямком із центра Землі О називають горизонтальним паралаксом p світила

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

Іншими словами, горизонтальний паралакс — це кут, під яким зі світила можна бачити радіус Землі за умови, що він перпендикулярний до напрямку на світило. Оскільки Земля не є сферою, зазвичай під горизонтальним паралаксом розуміють екваторіальний горизонтальний паралакс, тобто кут, під яким зі світила можна бачити екваторіальний радіус Землі.

Відстані до близьких зір визначають, вимірюючи їх річні паралакси π. Спостерігаючи одну й ту саму зорю з інтервалом у півроку, визначають її зміщення на тлі далеких «нерухомих» зір (рис. 29.6). Далі діють так само, як і в разі вимірювання відстаней методом горизонтального паралакса.

Рис. 29.6. Зміщення зорі на тлі віддалених світил, визначене зі спостережень за нею з інтервалом у шість місяців (з протилежних точок земної орбіти), називають паралактичним і вимірюють у кутових одиницях

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

Інакше кажучи, річний паралакс — це малий кут (при світилі) у прямокутному трикутнику, в якому гіпотенузою є відстань від Землі до зорі, а малим катетом — середній радіус земної орбіти. Метод річного паралакса можна застосувати до відносно близьких до Землі зір. Здебільшого паралактичні зміщення зір на небесній сфері не помітні.

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

Між одиницями довжини, які використовують в астрономії, існують взаємозалежності: 1 пк = 3,26 св. р. = 206 265 а. о.; 1 св. р. = 0,3066 пк = 63240 а. о.

Перше успішне вимірювання відстані до зорі виконав 1838 р. німецький вчений Фрідріх Бессель. Він визначив паралакс подвійної зорі Лебідь 61. Її зсув на небесній сфері становив 0,29" (секунди дуги), а відстань — 3,4 пк (11,1 св. р.).

Явище річного паралакса є головним доказом обертання Землі навколо Сонця й основним методом вимірювання відстаней до зір, на який спираються всі інші методи (про це йтиметься далі).

Нині наземними оптичними засобами можна виміряти відстані до 200 пк. Виміряти більші відстані — до 5 кпк — вдалося за допомогою космічних телескопів «Гіппаркос» і «Гайя». Дотепер відомі точні величини річних паралаксів для понад 1 000 000 зір.

! Головне в цьому параграфі

Небесна сфера дає змогу вивчати взаємні положення світил на небі, вводити системи небесних координат. Нині під сузір'ям розуміють ділянку небесної сфери з чітко окресленими межами, що охоплює всі належні їй світила і має власну назву. Відстані до відносно близьких небесних тіл вимірюють методом паралаксів. З метою класифікації зір за їхнім блиском запроваджено поняття видимої зоряної величини m, яка, однак, не дає інформації про справжню потужність джерела світла. Тому для характеристики блиску зір та інших небесних тіл введено абсолютну зоряну величину М.

? Запитання для самоперевірки

• 1. Поясніть, чому під час спостереження зоряного неба здається, що всі зорі розміщені на поверхні небесної сфери.
• 2. Назвіть точки й лінії небесної сфери.
• 3. Який спостережний факт дав змогу ще у стародавні часи виокремити на небі сузір'я?
• 4. Поясніть термін «видима зоряна величина».
• 5. Які методи вимірювання відстаней до небесних тіл ви знаєте?