Применение астрономических средств возможно только по небесным светилам, находящимся над горизонтом. Поэтому штурман обязан уметь определять, какие светила в данном полете будут незаходящими, невосходящими, восходящими и заходящими. Для этого есть правила, позволяющие определять, каким является данное светило на широте места наблюдателя.

На рис. 1.22 показана небесная сфера для наблюдателя, находящегося на определенной широте. Прямая СЮ представляет собой истинный горизонт, а прямые и МЮ - суточные параллели светил. Из рисунка видно, что все светила делятся на незаходящие, невосходящие, восходящие и заходящие.

Светила, суточные параллели которых лежат над горизонтом, являются для данной широты незаходящими, а светила, суточные параллели которых находятся под горизонтом, - невосходящими.

Незаходящими будут такие светила, суточные параллели которых расположены между параллелью СК и Северным полюсом мира. Светило, движущееся по суточной параллели СК, имеет склонение, равное дуге QC небесного меридиана. Дуга QC равна дополнению географической широты места наблюдателя до 90°.

Рис. 1. 22. Условия восхода и захода светил

Следовательно, в Северном полушарии незаходящими светилами будут те светила, у которых склонение равно или больше дополнения широты места наблюдателя до 90°, т. е. . Для Южного полушария эти светила будут невосходящими.

Невосходящими светилами в Северном полушарии будут те светила, суточные параллели которых лежат между параллелью МЮ и Южным полюсом мира. Очевидно, что невосходящими светилами в Северном полушарии будут те светила, у которых склонение равно или меньше отрицательной разности , т. е. . Для Южного полушария эти светила будут незаходящими. Все остальные светила будут восходящими и заходящими. Чтобы светило восходило и заходило, его склонение должно быть по абсолютной величине меньше, чем 90° минус широта места наблюдателя, т. е. .

Пример 1. Звезда Алиот: склонение звезды широта места наблюдателя Определить, какой по условиям восхода и захода является данная звезда на указанной широте.

Решение 1. Находим разность

2. Сравниваем склонение звезды с полученной разностью. Так как склонение звезды больше чем то звезда Алиот на указанной широте незаходящая.

Пример 2. Звезда Сириус; склонение звезды широта места наблюдателя Определить, какой по условиям восхода и захода является данная звезда на указанной широте.

Решение 1. Находим отрицательную разность так как звезда

Сириус имеет отрицательное склонение

2. Сравниваем склонение звезды с полученной разностью. Так как то звезда Сириус на указанной широте невосходящая.

Пример 3. Звезда Арктур: склонение звезды широта места наблюдателя Определить, какой по условиям восхода и захода является данная звезда на указанной широте.

Под созвездием понимают область неба в пределах некоторых установленных границ. Все небо разделено на 88 созвездий, которые можно находить по характерному для них расположению звезд.
Некоторые названия созвездий связаны с греческой мифологией, например Андромеда, Персей, Пегас, некоторые - с предметами, которые напоминают фигуры, образуемые яркими звездами созвездий: Стрела, Треугольник, Весы и др.. Есть созвездия, названные именами животных, например Лев, Рак, Скорпион.
Созвездия на небосводе находят, мысленно соединяя их ярчайшие звезды прямыми линиями в некоторую фигуру. В каждом созвездии яркие звезды издавна обозначали греческими буквами, чаще всего самую яркую звезду созвездия - буквой , затем буквами ,и т.д. в порядке алфавита по мере убывания яркости; например, Полярная звезда есть созвездия Малой Медведицы .
Звезды имеют разную яркость и цвет: белый, желтый, красноватый. Чем краснее звезда, тем она холоднее. Наше Солнце относится к желтым звездам.
Ярким звездам древние арабы дали собственные имена. Белые звезды: Вега в созвездии Лиры, Альтаир в созвездии Орла, (видны летом и осенью), Сириус - ярчайшая звезда неба (видна зимой); красные звезды: Бетельгейзе в созвездии Ориона и Альдебаран в созвездии Тельца (видны зимой), Антарес в созвездии Скорпиона (виден летом); желтая Капелла в созвездии Возничего (видна зимой).
Точные измерения показывают, что звезды имеют как дробные, так и отрицательные звездные величины, например: для Альдебарана звездная величина m =1,06, для Веги m =0,14, для Сириуса m = -1,58, для Солнца m = - 26,80.
Явления суточного движения звезд изучают, воспользовавшись математическим построением - небесной сферой, т. е. воображаемой сферой произвольного радиуса, центр которой находится в точке наблюдения.
Ось видимого вращения небесной сферы, соединяющую оба полюса мира (Р и Р") и проходящую через наблюдателя, называют осью мира . Ось мира для любого наблюдателя всегда будет параллельна оси вращения Земли.
Чтобы сделать звездную карту, изображающую созвездия на плоскости, надо знать координаты звезд. В экваториальной системе одной координатой является расстояние светила от небесного экватора, называемое склонением . Оно меняется в пределах ±90° и считается положительным к северу от экватора и отрицательным к югу. Склонение аналогично географической широте. Вторая координата аналогична географической долготе и называется прямым восхождением .
Прямое восхождение светила измеряется углом между плоскостями больших кругов, один проходит через полюсы мира и данное светило, а другой - через полюсы мира и точку весеннего равноденствия, лежащую на экваторе. Так назвали эту точку потому, что в ней Солнце бывает (на небесной сфере) весной 20-21 марта, когда день равен ночи.

Определение географической широты

Явления прохождения светил через небесный меридиан называются кульминациями. В верхней кульминации высота светила максимальна, в нижней кульминации - минимальна. Промежуток времени между кульминациями равен половине суток.
Географическую широту можно определить, измеряя высоту любого светила с известным склонением в верхней кульминации. При этом следует учитывать, что если светило в момент кульминации находится к югу от экватора, то его склонение отрицательно.

ПРИМЕР РЕШЕНИЯ ЗАДАЧИ

Задача . Сириус был в верхней кульминации на высоте 10°. Чему равна широта места наблюдения?

Эклиптика. Видимое движение Солнца и Луны

Солнце и Луна меняют высоту, на которой они кульминируют. Отсюда можно сделать вывод, что их положение относительно звезд (склонение) изменяется. Известно, что Земля движется вокруг Солнца, а Луна вокруг Земли.
Определяя высоту Солнца в полдень, заметили, что дважды в году оно бывает на небесном экваторе, в так называемых равноденственных точках . Это происходит в дни весеннего и осеннего равноденствий (около 21 марта и около 23 сентября). Плоскость горизонта делит небесный экватор пополам. Поэтому в дни равноденствий пути Солнца над и под горизонтом равны, следовательно, равны продолжительности дня и ночи. Двигаясь по эклиптике, Солнце 22 июня отходит дальше всего от небесного экватора в сторону северного полюса мира (на 23°27"). В полдень для северного полушария Земли оно выше всего над горизонтом (на эту величину выше небесного экватора). День самый длинный, он называется днем летнего солнцестояния .
Путь Солнца пролегает через 12 созвездий, называемых зодиакальными (от греческого слова зоон - животное), а их совокупность называется поясом зодиака. В него входят следующие созвездия: Рыбы, Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей . Каждое зодиакальное созвездие Солнце проходит около месяца. Точка весеннего равноденствия (одно из двух пересечений эклиптики с небесным экватором) находится в созвездии Рыб.

ПРИМЕР РЕШЕНИЯ ЗАДАЧИ

Задача . Определить полуденную высоту Солнца в Архангельске и в Ашхабаде в дни летнего и зимнего солнцестояния

Дано 1=65° 2=38° л=23,5° з=-23,5°	РЕШЕНИЕ Приближенные значения широты Архангельска (1) и Ашхабада (2) находим по географической карте. Склонения Солнца в дни летнего и зимнего солнцестояний известны. По формуле находим: 1л =48,5°, 1з = 1,5°, 2л = 75,5°, 2з =28,5°.
1л -? 2л -? 1з -? 2з -?

Движение Луны. Солнечные и лунные затмения

Не будучи самосветящейся, Луна видна только в той части, куда падают солнечные лучи, либо лучи, отраженные Землей. Этим объясняются фазы Луны. Каждый месяц Луна, двигаясь по орбите, проходит между Землей и Солнцем и обращена к нам темной стороной, в это время происходит новолуние. Через 1 - 2 дня после этого на западной части неба появляется узкий яркий серп молодой Луны. Остальная часть лунного диска бывает в это время слабо освещена Землей, повернутой к Луне своим дневным полушарием. Через 7 суток Луна отходит от Солнца на 90°, наступает первая четверть, когда освещена ровно половина диска Луны и "терминатор", то есть линия раздела светлой и темной стороны, становится прямой - диаметром лунного диска. В последующие дни "терминатор" становится выпуклым, вид Луны приближается к светлому кругу и через 14 - 15 суток наступает полнолуние. На 22-е сутки наблюдается последняя четверть. Угловое расстояние Луны от Cолнца уменьшается, она опять становится серпом и через 29,5 суток вновь наступает новолуние. Промежуток между двумя последовательными новолуниями называется синодическим месяцем, имеющим среднюю продолжительность 29,5 суток. Синодический месяц больше сидерического. Если новолуние происходит вблизи одного из узлов лунной орбиты, происходит солнечное затмение, а полнолуние близ узла сопровождается лунным затмением.

Лунные и солнечные затмения

Вследствие небольшого изменения расстояний Земли от Луны и Солнца видимый угловой диаметр Луны бывает то немного больше, то немного меньше солнечного, то равен ему. В первом случае полное затмение Солнца длится до 7 мин. 40 с, в третьем - только одно мгновение, а во втором случае Луна вообще не закрывает Солнца целиком, наблюдается кольцеобразное затмение . Тогда вокруг темного диска Луны виден сияющий ободок солнечного диска.
На основе точного знания законов движения Земли и Луны вычислены на сотни лет вперед моменты затмений и то, где и как они будут видны. Составлены карты, на которых показаны полоса полного затмения, линии (изофазы), где затмение будет видно в одинаковой фазе, и линии, относительно которых для каждой местности можно отсчитать моменты начала, конца и середины затмения.
Солнечных затмений в году для Земли может быть от двух до пяти, в последнем случае непременно частных. В среднем в одном и том же месте полное солнечное затмение бывает видно чрезвычайно редко - лишь однажды в течение 200-300 лет.
Если Луна оказывается между Солнцем и Землей в новолуние, тогда случаются солнечные затмения. При полном затмении Луна совсем закрывает солнечный диск. Среди бела дня вдруг на несколько минут наступают сумерки и невооруженному глазу становятся видны слабо светящаяся корона Солнца и ярчайшие звезды.

Полное солнечное затмение

Точное время и определение географической долготы

Для измерения коротких промежутков времени в астрономии основной единицей является средняя длительность солнечных суток , т. е. средний промежуток времени между двумя верхними (или нижними) кульминациями центра Солнца. Это связано с тем, что Земля обращается вокруг Солнца не по кругу, а по эллипсу и скорость ее движения при этом немного меняется.
Момент верхней кульминации центра Солнца, называется истинным полднем . Но для проверки часов, для определения точного времени нет надобности отмечать по ним именно момент кульминации Солнца. Удобнее и точнее отмечать моменты кульминации звезд, так как разность моментов кульминации любой звезды и Солнца точно известна для любого времени.
Определение точного времени, его хранение, и передача по радио всему населению составляет задачу службы точного времени , которая существует во многих странах.
Для счета больших промежутков времени люди с древних пор использовали продолжительность либо лунного месяца, либо солнечного года, т. е. продолжительность оборота Солнца по эклиптике. Год определяет периодичность сезонных изменений. Солнечный год длится 365 солнечных суток 5 часов 48 минут 46 секунд .
При составлении календаря необходимо учитывать, что продолжительность календарного года должна быть как можно ближе к продолжительности оборота Солнца по эклиптике, и что календарный год должен содержать целое число солнечных суток, так как неудобно начинать год в разное время суток.

К данномой теме нет особенных рекомендаций. Читайте материал внимательно. Желаем успехов.

4. На какой наибольшей высоте бывает в Спас-Деменске (с.Ш.) и в Бухаресте (с.Ш.) звезда Мирфак (Персея), склонение которой. В какой стороне света она в этот момент видна?

5. На какой наибольшей высоте кульминирует в Барятино () звезда, которая вПретории () кульминирует в зените? Решение задачи поясните рисунком небесной сферы.

6. Как низко под горизонт опускается Солнце в день зимнего солнцестояния в Ульяново? Широта Ульяново. (Решение подкрепите рисунком).

8. Почему летней ночью Луна видна невысоко над горизонтом, а зимой её можно видеть значительно выше? (Решение подкрепите рисунком).

9. Плоскость орбиты Луны наклонена к плоскости эклиптики под углом. На какой максимальной высоте можно наблюдать Луну в Ульяново? Широта Ульяново. В какое время года это можно будет увидеть?

10. Зимой жители Калужской области могут наблюдать кульминацию Солнца примерно в 12 часов 30 минут по московскому времени. А в какое время это событие происходит летом?

11. Определите среднее солнечное время (местное время) в Калуге (широта, долгота) 10 февраля, когда на часах указано время 14 часов 30 минут.

13. В каких населённых пунктах Калужской области (см. Таблицу 1) Солнце всегда кульминирует в одно и тоже время.

14. В каком населённом пункте Калужской области (см. Таблицу 1) рассвет наступает раньше?

15. В каких населённых пунктах Калужской области (см. Таблицу 1) Солнце в один и тот же день кульминирует на одной и той же высоте?

16. В каком населённом пункте Калужской области (см. Таблицу 1) Солнце кульминирует на наибольшей высоте?

17. В каком населённом пункте Калужской области (см. Таблицу 1) Солнце кульминирует на наименьшей высоте в один и тот же день?

Тема «строение солнечной системы. Движение небесных тел»

Тема «природа тел солнечной системы»,

34. Какую мощность излучения р имеет Солнце? Излучение Солнца считать близким к излучению абсолютно черного тела. Эффективная температура Солнца 5800 к. Радиус Солнца считать равным 7108 м.

44. Можно ли запустить спутник, который бы неподвижно располагался в небе над Калугой (Обнинском, Жиздрой и т.Д.) вблизи зенита?

Тема «звезды. Галактика. Вселенная»

50. Какую мощность излучения  имеет Солнце? Излучение Солнца считать близким к излучению абсолютно черного тела. Эффективная температура Солнца 5800 к. Радиус Солнца считать равным 7108 м.

Справочные материалы для составления заданий и решения задач по астрономии и космонавтике

2. Звёзды с каким склонением являются незаходящими в Калуге ()?

Звезда является незаходящей, если в нижней кульминации она находится выше плоскости горизонта. В предельном случае её высота в нижней кульминации равна нулю. Изобразим такую звезду на небесной сфере. Её суточный круг параллелен плоскости экватора и в нижней точке (М΄) касается горизонта. Из рисунка легко видеть, что минимальное склонение незаходящей звезды равно

. Подставив широту Калуги, получаем. Поскольку звезда расположена в северном полушарии, следовательно, её склонение положительное, поэтому окончательный ответ: в Калуге являются незаходящими все звёзды, склонение которых больше или равно

.

3. Каково склонение звезды, которая в Обнинске () кульминирует на высотев южной части неба. Каким будет ответ, если звезда кульминирует на той же высоте, но к северу от зенита?

Изобразим на рисунке небесную сферу и звезду, кульминирующую к югу от зенита. Поскольку склонение звезды неизвестно, то можно предположить, что оно отрицательное, т.е. звезда находится к югу от плоскости экватора (см рис 3а) (Внимательные учащиеся могут сразу оценить, что склонение звезды отрицательное, поскольку угол между плоскостью экватора и плоскость горизонта равен

. Это больше указанной в условии высоты звезды в верхней кульминации, следовательно, звезда расположена к югу от плоскости экватора.). Из рисунка можно заметить, что эта звезда находится в верхней кульминации и

, откуда

, подставив числовые данные, получаем. Оказалось, что

, значит, звезда находится там, где мы и предполагали, т.е. склонение звезды отрицательное. Поэтому

. (Если бы было сделано предположение, что склонение звезды положительное, то получилось бы, что

, однако, модуль не может быть отрицательным числом, следовательно, предположение о положительном склонении звезды было ошибочным. Однако расчёты не были напрасными, поскольку абсолютное значение склонения и в этом случае было вычислено правильно, а знак склонения надо брать противоположным.)

Рассмотрим второй случай (см. рис 3б). Если звезда видна в северном полушарии к северу от зенита, то её склонение может быть только положительным. Из анализа рисунка можно понять, что это нижняя кульминация звезды и при этом выполняется следующее соотношение:

, откуда

, подставив числовые данные, получаем. Следовательно,

4. На какой наибольшей высоте бывает в Спас-Деменске (с.Ш.) и в Бухаресте (с.Ш.) звезда Мирфак (Персея), склонение которой. В какой стороне света она в этот момент видна?

Изобразим на рисунке небесную сферу. Предположим, что в верхней кульминации звезда наблюдается к югу от зенита. Из рисунка хорошо видно, что

, откуда

.

Подставим числовые данные. Для Спас-Деменска получаем,

. Модуль высоты получился положительным и меньше, чем

(максимально возможное значение высоты), следовательно, положение звезды было выбрано правильно и её высота в верхней кульминации в Спас-Деменске равна

. Для Краснодара получаем, т.е.

. Полученное значение превышает максимально возможное для высоты. Возникшее противоречие можно разрешить, если учесть, что угол высоты мы отсчитывали от точки юга, следовательно, звезда Мирфак кульминирует в Краснодаре не к югу, а к северу от зенита и её высота равна.

Итак, оказалось, что на различных широтах одна и та же звезда кульминирует примерно на одной и той же высоте, но в разных сторонах света: в одном случае на юге, а в другом – на севере.

Склонение прилагательных зависит от того, есть ли перед существительным артикль или местоимение. Если сопроводительное слово ясно определяет падеж, род или число, то прилагательное принимает окончания-е или-en:
Der letzte Roman dieses berühmten Schriftstellers hatte einen großen Erfolg. (Последний роман этого выдающегося писателя имел большой успех. )
Если сопроводительного слова нет или оно не достаточно четко определяет падеж, род или число, то само прилагательное принимает окончания, которые указывают на падеж, род и число определяемого им существительного:
Wir besuchen dieses Museum mit großem Vergnügen. (Мы посещаем музей с большим удовольствием .)
Различают три вида склонения: слабая, сильная и отмена с неозначеним артиклем, присвійними и отрицательным местоимением kein в единственном числе.

Слабое склонение прилагательных

Прилагательное склоняется по слабой отменой, если перед ним стоит:
1. Обозначенный артикль: der, die, das, die.
2. Местоимения: dieser, jeder, jener, welcher, mancher, solcher, derselbe, derjenige.
3. Местоимения: alle, sämtliche, beide, keine.
4. Притяжательные местоимения: meine, deine во множественном числе.

Сильное склонение прилагательных

Прилагательные склоняются по сильной отменой, если перед ними:
1. Не стоит сопровождающее слово (местоимение, артикль).
2. Стоят неозначені местоимения: viele, einige, mehrere, wenige, после слов следующее, verschiedene во множественном числе.
3. Стоят неозначені числительные: etwas, genug, mehr, viel, wenig, nichts. После etwas и nichts прилагательные пишутся с большой буквы:
Ich habe etwas Neues erfahren. (Я узнал что-то новое. )
4. Стоят количественные числительные (zwei, drei).
Zwei neue Röcke habe ich mir in der vorigen Woche gekauft. (На прошлой неделе я купила две новые юбки.)

Kasus (Падеж)	Singular (Единственное число)	Singular (Единственное число	Singular (Единственное число	Plural (Множественное число)
	maskulin (ч. р.)	neutral (с. г.)	feminin (ж. г.)
Nom.	großer Erfolg (большой успех)	blaues Heft (синий тетрадь)	schöne Blume (красивый цветок)	große Ereignisse (большие события)
Gen.	гроссен Erfolges	blauen Heftes	schöner Blume	großer Ereignisse
Dat.	großem Erfolg	blauem Heft	schöner Blume	гроссен Ereignissen
Akk.	großen Erfolg	blaues Heft	schöne Blume	große Ereignisse

Der Teller ist aus reinem Gold. (Тарелка из чистого золота .)
Heute trinkt man häufiger schwarzen Tee. (Теперь чаще пьют черный чай. )
S frische Milch trinkt man gern. (Любят пить свежее молоко. )

Склонение прилагательных с неозначеним артиклем, отрицательным местоимением kein и присвійними местоимениями в единственном числе

Прилагательные в сочетании с существительными мужского, женского и среднего родов, спрягаются с неозначеним артиклем, отрицательным местоимением kein и присвійними местоимениями, имеют следующие окончания:

Ich habe mir ein neues Fahrrad gekauft. (Я купил себе новый велосипед. )
Ich brachte meinen kranken Hund in die Tierklinik. (Я привез своего больного собаку в ветеринарную клинику .)
Du sollst kein trockenes Brot essen. (Ты не должен есть сухой хлеб. )

Склонение прилагательных субстантивованих

Прилагательные можно употреблять как существительные. Субстантивовані прилагательные вживаются с артиклями der, die, ein, eine. Если субстантивований существительное обозначает лицо, то он может быть мужского или женского рода. Субстантивовані прилагательные среднего рода в основном абстрактные (das Äußere - внешность , das Neue - новое ).

Kasus (Падеж)	Singular (Единственное число)	Singular (Единственное число)	Singular (Единственное число)	Plural (Множественное число)
	maskulin (ч. р.)	neutral (с. г.)	feminin (ж. г.)
Nom.	der Alte	dein Äußeres	die Alte	die Kranke
Gen.	des Alten	deines Äußeren	der Alten	der Kranker
Dat.	dem Alten	deinem Äußeren	der Alten	den Kranken
Akk.	den Alten	dein Äußeres	die Alte	die Kranke

Прилагательные, которые употребляются в значении существительных, склоняются, как прилагательные, по тем же типам склонения:
In unserem Klub sind einige Jugendliche. (В нашем клубе несколько подростков .)
Die jungen Leute diskutieren mit den Reisenden. (Молодые люди спорят с пассажирами. )
Ein alter Beamter gab dem alten Mann einen Brief. (Старый служащий дал старому мужу письма. )

1. 2. vm< t i n Hif i lit» Mill* < ЫпнНЧ Hfl Воронцов-Вельяминов Б. A. B75 Астрономия. 11 кл.: Учеб, для общеобразоват. учеб, за­ ведений / Б. А. Воронцов-Вельяминов, Е. К. Страут. - 4-е изд., стереотип. - М.: Дрофа, 2003. - 224 с.: ил., 8 л. цв. вкл. ISBN 5-7107-6750-6 Настоящая книга является переработанным вариантом широко извест­ ного учебника Б. А. Воронцова-Вельяминова «Астрономия. 11 класс». В нем полностью сохранены структура и методология изложения материала. Содержание учебника соответствует действующей программе по курсу «Астрономия», подготовленной Е. К. Страутом. В книге в доступной для учащихся форме на современном уровне из­ лагаются все основные вопросы курса астрономии. Учебник одобрен Федеральным экспертным советом, рекомендован к изданию Министерством образования РФ и включен в Федеральный пере­ чень учебников. УДК 873.167.1:52 ББК 22.6я721 ISBN 5-7107-6750-6 ©ООО «Дрофа», 2000
2. 3. ВВЕДЕНИЕ § 1 . П редм ет а с т р о н о м и и 1 . Ч то изучает астроном ия. Ее значение и связь с другим и науками Астрономия является одной из древнейших наук, истоки кото­ рой относятся к каменному веку (VI-III тысячелетия до н. э.). Астрономия1изучает движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и их систем. Человека всегда интересовал вопрос о том, как устроен окружающий мир и какое место он в нем занимает. У боль­ шинства народов еще на заре цивилизации были сложены особые - космологические мифы, повествующие о том, как из первоначального хаоса постепенно возникает космос (по­ рядок), появляется все, что окружает человека: небо и земля, горы, моря и реки, растения и животные, а также сам чело­ век. На протяжении тысячелетий шло постепенное накопле­ ние сведений о явлениях, которые происходили на небе. Оказалось, что периодическим изменениям в земной природе сопутствуют изменения вида звездного неба и види­ мого движения Солнца. Высчитать наступление определен­ ного времени года было необходимо для того, чтобы в срок провести те или иные сельскохозяйственные работы: посев, полив, уборку урожая. Но это можно было сделать лишь при использовании календаря, составленного по многолетним на­ блюдениям положения и движения Солнца и Луны. Так не­ 1* 1 Это слово происходит от двух греческих слов: astron - звезда, светило и nomos - закон).
3. 4. обходимость регулярных наблюдений за небесными светила­ ми была обусловлена практическими потребностями счета времени. Строгая периодичность, свойственная движению небесных светил, лежит в основе основных единиц счета вре­ мени, которые используются до сих пор, - сутки, месяц, год. Простое созерцание происходящих явлений и их наивное толкование постепенно сменялись попытками научного объяс­ нения причин наблюдаемых явлений. Когда в Древней Греции (VI в. до н. э.) началось бурное развитие философии как науки о природе, астрономические знания стали неотъемлемой частью человеческой культуры. Астрономия - единственная наука, ко­ торая получила свою музу-покровительницу - Уранию. С самых древних времен развитие астрономии и матема­ тики было тесно связано между собой. Вы знаете, что в пере­ воде с греческого название одного из разделов математики - геометрии - означает «землемерие». Первые измерения ра­ диуса земного шара были проведены еще в III в. до н. э. на ос­ нове астрономических наблюдений за высотой Солнца в пол­ день. Необычное, но ставшее привычным деление окружнос­ ти на 360° имеет астрономическое происхождение: оно воз­ никло тогда, когда считалось, что продолжительность года равна 360 суткам, а Солнце в своем движении вокруг Земли каждые сутки делает один шаг - градус. Астрономические наблюдения издавна позволяли лю­ дям ориентироваться в незнакомой местности и на море. Раз­ витие астрономических методов определения координат в XV-XVII вв. в немалой степени было обусловлено развити­ ем мореплавания и поисками новых торговых путей. Состав­ ление географических карт, уточнение формы и размеров Земли на долгое время стало одной из главных задач, кото­ рые решала практическая астрономия. Искусство проклады­ вать путь по наблюдениям за небесными светилами, получив­ шее название навигация, используется теперь не только в мо­ реходном деле и авиации, но и в космонавтике. Астрономические наблюдения за движением небесных m i II необходимость заранее вычислять их расположение | и г.... и | | и «» рощ. и развитии не только математики, но и " ■ hi . I ............... np.it-. Iit’iei I.ои деятельности человека раз- | м |мI пиhi и и I huporiiiMo из единой когда-то нау- ........р111............. Гм....... |и111 и iponoMini математика и фи­
4. 5. зика никогда не теряли тесной связи между собой. Взаимо­ связь этих наук нашла непосредственное отражение в де­ ятельности многих ученых. Далеко не случайно, например, что Галилео Галилей и Исаак Ньютон известны своими ра­ ботами и по физике, и по астрономии. К тому же Ньютон яв­ ляется одним из создателей дифференциального и интег­ рального исчислений. Сформулированный им же в конце XVII в. закон всемирного тяготения открыл возможность применения этих математических методов для изучения движения планет и других тел Солнечной системы. Постоян­ ное совершенствование способов расчета на протяжении XVIII в. вывело эту часть астрономии - небесную меха­ нику - на первый план среди других наук той эпохи. Вопрос о положении Земли во Вселенной, о том, неподвиж­ на она или движется вокруг Солнца, в XVI-XVII вв. приобрел важное значение как для астрономии, так и для миропонима­ ния. Гелиоцентрическое учение Николая Коперника явилось не только важным шагом в решении этой научной проблемы, но и способствовало изменению стиля научного мышления, от­ крыв новый путь к пониманию происходящих явлений. Много раз в истории развития науки отдельные мыслите­ ли пытались ограничить возможности познания Вселенной. Пожалуй, последняя такая попытка случилась незадолго до открытия спектрального анализа. «Приговор» был суров: «Мы представляем себе возможность определения их (небес­ ных тел) форм, расстояний, размеров и движений, но никог­ да, никакими способами мы не сможем изучить их химиче­ ский состав...» (О. Конт). Открытие спектрального анализа и его применение в астро­ номии положило начало широкому использованию физики при изучении природы небесных тел и привело к появлению нового раздела науки о Вселенной- астрофизики. В свою очередь, необычность с «земной» точки зрения условий, существующих на Солнце, звездах и в космическом пространстве, способство- пана развитию физических теорий, описывающих состояние ве­ щее ша в таких условиях, которые трудно создать на Земле. Iiojiee того, в XX в., особенно во второй его половине, до- ■им ения астрономии снова, как и во времена Коперника, нрпиени к серьезным изменениям в научной картине мира, к | иктиепию представлений об эволюции Вселенной. Оказа­
5. 6. лось, что Вселенная, в которой мы сегодня живем, несколько миллиардов лет тому назад была совершенно иной - в ней не существовало ни галактик, ни звезд, ни планет. Для того чтобы объяснить процессы, происходившие на начальной стадии ее развития, понадобился весь арсенал современной теоретиче­ ской физики, включая теорию относительности, атомную фи­ зику, квантовую физику и физику элементарных частиц. Развитие ракетной техники позволило человечеству выйти в космическое пространство. С одной стороны, это существен­ но расширило возможности исследования всех объектов, нахо­ дящихся за пределами Земли, и привело к новому подъему в развитии небесной механики, которая успешно осуществляет расчеты орбит автоматических и пилотируемых космических аппаратов различного назначения. С другой стороны, методы дистанционного исследования, пришедшие из астрофизики, ныне широко применяются при изучении нашей планеты с ис­ кусственных спутников и орбитальных станций. Результаты исследований тел Солнечной системы позволяют лучше по­ нять глобальные, в том числе эволюционные процессы, проис­ ходящие на Земле. Вступив в космическую эру своего сущест­ вования и готовясь к полетам на другие планеты, человечество не вправе забывать о Земле и должно в полной мере осознать необходимость сохранения ее уникальной природы.2 2 . Структура и м асш табы Вселенной Вы уже знаете, что наша Земля со своим спутником Луной, другие планеты и их спутники, кометы и малые планеты об­ ращаются вокруг Солнца, что все эти тела составляют Сол­ нечную систему. В свою очередь, Солнце и все другие звез­ ды, видимые на небе, входят в огромную звездную систему - нашу Галактику. Самая близкая к Солнечной системе звезда находится так далеко, что свет, который распространяется со скоростью 300 000 км/с, идет от нее до Земли более четырех лет. Звезды являются наиболее распространенным типом не­ бесных тел, в одной только нашей Галактике их насчитывает­ ся несколько сотен миллиардов. Объем, занимаемый этой звездной системой, так велик, что свет может пересечь его только за 100 тыс. лет.
6. 7. Во Вселенной существует множество других галактик, по­ добных нашей. Именно расположение и движение галактик определяет строение и структуру Вселенной в целом. Галак­ тики так далеки друг от друга, что невооруженным глазом можно видеть лишь три ближайшие: две - в Южном полу­ шарии, а с территории России всего одну - туманность Анд­ ромеды. От наиболее удаленных галактик свет доходит до Земли за 10 млрд лет. Значительная часть вещества звезд и галактик находится в таких условиях, создать которые в зем­ ных лабораториях невозможно. Все космическое пространст­ во заполнено электромагнитным излучением, гравитацион­ ными и магнитными полями, между звездами в галактиках и между галактиками находится очень разреженное вещество в виде газа, пыли, отдельных молекул, атомов и ионов, атом­ ных ядер и элементарных частиц. Как известно, расстояние до ближайшего к Земле небес­ ного тела - Луны составляет примерно 400 000 км. Наиболее удаленные объекты располагаются от нас на расстоянии, ко­ торое превышает расстояние до Луны более чем в 10 3раз. Попробуем представить размеры небесных тел и расстоя­ ния между ними во Вселенной, воспользовавшись хорошо из­ вестной моделью - школьным глобусом Земли, который в 50 млн раз меньше нашей планеты. В этом случае мы должны изобразить Луну шариком диаметром примерно 7 см, находя­ щимся от глобуса на расстоянии около 7,5 м. Модель Солнца будет иметь диаметр 28 м и находиться на расстоянии 3 км, а модель Плутона- самой далекой планеты Солнечной системы - будет удалена от нас на 120 км. Ближайшая к нам звезда при таком масштабе модели будет располагаться на расстоянии примерно 800 000 км, т. е. в 2 раза дальше, чем Луна. Размеры нашей Галактики сократятся примерно до размеров Солнечной системы, но самые далекие звезды все же будут находиться за ее пределами. Задание 1 (У*/..................... Вспомните, какие объекты в окружающей мест- ности расположены на таких расстояниях, которые приведе­ ны для тел Солнечной системы в описанной выше модели. Какой из них имеет те же размеры, что и модель Солнца (в предлагаемом масштабе)?
7. 8. § 2. Н аблюдения - основа астрономии 1 . О собенности астроном ии и е е м етод ов Огромные пространственно-временные масштабы изучае­ мых объектов и явлений определяют отличительные особен­ ности астрономии. Сведения о том, что происходит за пределами Земли в космическом пространстве, ученые получают главным обра­ зом на основе приходящего от этих объектов света и других видов излучения. Наблюдения - основной источник инфор­ мации в астрономии. Эта первая особенность астрономии от­ личает ее от других естественных наук (например, физики или химий), где значительную роль играют опыты, экспери­ менты. Возможности проведения экспериментов за предела­ ми Земли появились лишь благодаря космонавтике. Но и в этих случаях речь идет о проведении экспериментальных ис­ следований небольшого масштаба, таких, например, как изу­ чение химического состава лунных или марсианских пород. Трудно представить себе эксперименты над планетой в це­ лом, звездой или галактикой. Вторая особенность объясняется значительной продол­ жительностью целого ряда изучаемых в астрономии явлений (от сотен до миллионов и миллиардов лет). Поэтому непо­ средственно наблюдать происходящие изменения невозмож­ но. Когда изменения происходят особенно медленно, прихо­ дится проводить наблюдения многих родственных между со­ бой объектов, например звезд. Основные сведения об эволю­ ции звезд получены именно таким способом. Более подробно об этом будет рассказано далее. Третья особенность астрономии обусловлена необходи­ мостью указать положение небесных тел в пространстве (их координаты) и невозможностью различить, какое из них на­ ходится ближе, а какое дальше от нас. На первый взгляд все наблюдаемые светила кажутся нам одинаково далекими. Люди в древности считали, что все звезды располагаются на небесной сфере, которая как единое целое вращается во­ круг Земли. Уже более 2000 лет тому назад астрономы стали применять способы, которые позволяли указать расположе-
8. 9. 10° а Рис. 1.1. Небесная сфера Рис. 1.2. Оценка угловых расстояний на небе ние любого светила на небесной сфере по отношению к дру­ гим космическим объектам или наземным ориентирам. Пред­ ставлением о небесной сфере удобно пользоваться и теперь, хотя мы знаем, что этой сферы реально не существует. Построим небесную сферу и проведем из ее центра луч по направлению к звезде А (рис. 1.1). Там, где этот луч пере­ сечет поверхность сферы, поместим точку А ь изображаю­ щую эту звезду. Звезда В будет изображаться точкой В {. По­ вторив подобную операцию для всех наблюдаемых звезд, мы получим на поверхности сферы изображение звездного неба - звездный глобус. Ясно, что если наблюдатель нахо­ дится в центре этой воображаемой сферы, то для него на­ правление на сами звезды и на их изображения на сфере бу­ дут совпадать. Расстояния между звездами на небесной сфе­ ре можно выражать только в угловой мере. Эти угловые рас­ стояния измеряются величиной центрального угла между лучами, направленными на одну и другую звезду, или соот­ ветствующими им дугами на поверхности сферы. Для приближенной оценки угловых расстояний на небе полезно запомнить такие данные: угловое расстояние между двумя крайними звездами ковша Большой Медведицы (а и (3) составляет около 5° (рис. 1.2), а от а Большой Медведицы до а Малой Медведицы (Полярной звезды) - в 5 раз больше - примерно 25°. Простейшие глазомерные оценки угловых рас- 9
9. 10. стояний можно провести также с помощью пальцев вытяну­ той руки. Только два светила- Солнце и Луну- мы видим как диски. Угловые диаметры этих дисков почти одинаковы - около 30", или 0,5°. Угловые размеры планет и звезд значи­ тельно меньше, поэтому мы их видим просто как светящиеся точки. Для невооруженного глаза объект не выглядит точкой в том случае, если его угловые размеры превышают 2-У. Это означает, в частности, что наш глаз различает каждую по от­ дельности светящуюся точку (звезду) в том случае, если угло­ вое расстояние между ними больше этой величины. Иначе говоря, мы видим объект не точечным лишь в том случае, ес­ ли 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 коор­ динат - 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) отвес­ ной линией ZZ", проходящей через центр сферы (точку О). 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 мате­ матический, горизонт. Высота светила отсчитывается по окружности, проходящей через зенит и светило М, и выража­ ется длиной дуги этой окружности от горизонта до светила. Эту дугу и соответствующий ей угол принято обозначать бук­ вой h. Высота светила, которое находится в зените, равна 90°, на горизонте - 0°. Положение светила относительно сторон горизонта указывает его вторая координата - азимут, обо­ значаемый буквой А. Азимут отсчитывается от точки юга в направлении движения часовой стрелки, так что азимут точ­ ки юга равен 0°, точки запада - 90° и т. д.
10. 11. Горизонтальные координаты указывают положение све­ тила на небе в данный момент и вследствие вращения Земли непрерывно меняются. На практике, например в геодезии, высоту и азимут измеряют специальными угломерными опти­ ческими приборами - теодолитами. 2 . Телескопы Основным прибором, который используется в астрономии для наблюдения небесных тел, приема и анализа приходяще­ го от них излучения, является телескоп. Слово это происхо­ дит от двух греческих слов: tele - далеко и skopeo - 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 мел­ кие детали, недоступные невооруженному глазу. Чем более слабые объекты дает возможность увидеть телескоп, тем больше его проницающая сила. Возможность различать мел­ кие детали характеризует разрешающую способность теле­ скопа. Обе эти характеристики телескопа зависят от диа­ метра его объектива.
11. 12. Количество света, собираемого объективом, возраста­ ет пропорционально его площади (квадрату диаметра) (рис. 1.4). Диаметр зрачка человеческого глаза даже в полной темноте не превышает 8 мм. Объектив телескопа может пре­ вышать по диаметру зрачок глаза в десятки и сотни раз. Это позволяет с помощью телескопа обнаружить звезды и другие объекты, которые в 100 млн раз слабее объектов, видимых не­ вооруженным глазом. Чем меньше размер изображения светящейся точки (звезды), которое дает объектив телескопа, тем лучше его разрешающая способность. Если расстояние между изо­ бражениями двух звезд меньше размера самого изображе­ ния, то они сливаются в одно. Минимальный размер изо­ бражения звезды (в секундах дуги) можно рассчитать по формуле: 206 265 X а D где X- длина световой волны, a D - диаметр объектива. У школьного телескопа, диаметр объектива которого со­ ставляет 60 мм, теоретическая разрешающая способность будет равна примерно 2". Напомним, что это превышает раз­ решающую способность невооруженного глаза (2") в 60 раз. Реальная разрешающая способность телескопа будет меньше, поскольку на качество изображения существенно влияет состояние атмосферы, движение воздуха. 12
12. 13. Рис. 1.5. Менисковый Рис. 1.6. Построение изображения в телескоп телескопе Если в качестве объектива телескопа используется линза, то он называется рефрактор (от латинского слова refracto - преломляю), а если вогнутое зеркало, - то рефлектор (reflecto - отражаю). Помимо рефракторов и рефлекторов в настоящее время используются различные типы зеркально-линзовых телеско­ пов, один из которых - менисковый - представлен на рисунке 1.5. Школьные телескопы по большей части являются реф­ ракторами, их объективом, как правило, служит двояковы­ пуклая собирающая линза. Как известно, если предмет на­ ходится дальше двойного фокусного расстояния, она дает уменьшенное, перевернутое и действительное его изображе­ ние. Это изображение располагается между точками фокуса и двойного фокуса линзы. Расстояния до Луны, планет, а тем более звезд так велики, что лучи, приходящие от них, можно считать параллельными. Следовательно, изображение объек­ та будет располагаться в фокальной плоскости. Построим изображение Луны, которое дает объектив 1 с фокусным расстоянием F (рис. 1.6). Из рисунка видно, что уг­ ловых размеров наблюдаемого объекта - угол а - объектив не изменяет. Воспользуемся теперь еще одной линзой - оку­ ляром 2, поместив ее от изображения Луны (точка F{) на рас­ стоянии, равном фокусному расстоянию этой линзы - /, в точку F2. Фокусное расстояние окуляра должно быть мень­ ше, чем фокусное расстояние объектива. Построив изобра­ жение, которое дает окуляр, мы убедимся, что он увеличива­ ет угловые размеры Луны: угол р заметно больше угла а.
13. 14. Увеличение, которое дает телескоп, равно отношению фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра: Телескоп увеличивает видимые угловые размеры Солнца, Луны, планет и деталей на них, но звезды из-за их колоссаль­ ной удаленности все равно видны в телескоп, как светящиеся точки. Имея сменные окуляры, можно с одним и тем же объек­ тивом получать различное увеличение. Поэтому возможнос­ ти телескопа в астрономии принято характеризовать не уве­ личением, а диаметром его объектива. В астрономии, как правило, используют увеличения менее 500 раз. Применять большие увеличения мешает атмосфера Земли. Движение воздуха, незаметное невооруженным глазом (или при малых увеличениях), приводит к тому, что мелкие детали изображе­ ния становятся нерезкими, размытыми. Астрономические об­ серватории, на которых используются крупные телескопы с диаметром зеркала 2-3 м, стараются разместить в районах с хорошим астроклиматом: большим количеством ясных дней и ночей, с высокой прозрачностью атмосферы. Крупнейший в России телескоп-рефлектор, который имеет зеркало диаметром 6 м, сконструирован и построен Ле­ нинградским оптико-механическим объединением (рис. 1.7). Его огромное вогнутое зеркало, которое имеет массу около 40 т, отшлифовано с точностью до долей микрометра. Фокус­ ное расстояние зеркала 24 м. Масса всей установки телескопа более 850 т, а высота 42 м. Управление телескопом осуществ­ ляется с помощью компьютера, который позволяет точно на­ вести телескоп на изучаемый объект и длительное время удерживать его в поле зрения, плавно поворачивая телескоп вслед за вращением Земли. Телескоп входит в состав Специ­ альной астрофизической обсерватории Российской академии наук и установлен на Северном Кавказе (близ станицы Зе- ленчукская в Кабардино-Балкарии) на высоте 2100 м над уровнем моря. В настоящее время появилась возможность использовать в наземных телескопах не монолитные зеркала, а зеркала, со-
14. 15. стоящие из отдельных фрагментов. Уже построены и работа­ ют два телескопа, каждый из которых имеет объектив диа­ метром 10 м, состоящий из 36 отдельных зеркал шестиуголь­ ной формы. Управляя этими зеркалами с помощью компью­ тера, можно всегда расположить их так, чтобы все они собирали свет от наблюдаемого объекта в едином фокусе. Предполагается создать телескоп с составным зеркалом диа­ метром 32 м, работающим по тому же принципу. Современные телескопы часто используются для того, чтобы сфотографировать изображение, которое дает объек­ тив. Именно так получены те фотографии Солнца, галактик и других объектов, которые вы увидите на страницах учебника, в популярных книгах и журналах. В настоящее время астрономию называют всеволновой, поскольку наблюдения за объектами ведутся не только в оп­ тическом диапазоне. Для этой цели используются различные приборы, каждый из которых способен принимать излучение в определенном диапазоне электромагнитных волн: инфра- Рис. 1.8. РадиотелескопРис. 1.7. Шестиметровый те­ лескоп-рефлектор 15
15. 16. красное, ультрафиолетовое, рентгеновское, гамма- и радио­ излучение. Для приема и анализа оптического и других видов излу­ чения в современной астрономии используется весь арсенал достижений физики и техники - фотоумножители, элек­ тронно-оптические преобразователи и др. В настоящее вре­ мя наиболее чувствительными приемниками света являются приборы с зарядовой связью (ПЗС), позволяющие регистри­ ровать отдельные кванты света. Они представляют собой сложную систему полупроводников (полупроводниковые матрицы), в которых используется внутренний фотоэффект. В этом и в других случаях полученные данные можно воспро­ извести на дисплее компьютера или представить для обра­ ботки и анализа в цифровой форме. Радиоизлучение из космоса достигает поверхности Земли без значительного поглощения. Для его приема построены самые крупные астрономические инструменты- радиоте­ лескопы (рис. 1.8). Их металлические зеркала-антенны, кото­ рые достигают в диаметре нескольких десятков метров, отра­ жают радиоволны и собирают их подобно оптическому теле­ скопу-рефлектору. Для регистрации радиоизлучения исполь­ зуются особые чувствительные радиоприемники. Приборы для исследования остальных видов излучения обычно тоже называют телескопами, хотя по своему устрой­ ству они порой значительно отличаются от оптических теле­ скопов. Как правило, они устанавливаются на искусственных спутниках, орбитальных станциях и других космических ап­ паратах, поскольку сквозь земную атмосферу эти излучения практически не проникают. Она их рассеивает и поглощает. Даже оптические телескопы, находящиеся на орбите, имеют определенные преимущества по сравнению с назем­ ными. Наиболее крупному из них космическому телескопу им. Хаббла, созданному в США, с зеркалом диаметром 2,4 м доступны объекты, которые в 10-15 раз слабее, чем такому же телескопу на Земле. Его разрешающая способность со­ ставляет 0,1", что недостижимо даже для более крупных на­ земных телескопов. На снимках туманностей и других дале­ ких объектов видны мелкие детали, неразличимые при на­ блюдениях с Земли (см. рис. 3 на цветной вклейке XV).
16. 17. Во п р о с ы 1. В чем состоят особенности астрономии? 2. Какие координаты светил называются горизонтальными? 3. Опишите, как координаты Солнца будут меняться в про­ цессе 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 по­ чти равны? 5. Для чего используется телескоп? 6. Что счита­ ется главной характеристикой телескопа? 7. Почему при на­ блюдениях в школьный телескоп светила уходят из поля зре­ ния? Упражнение 1 ........................... 1. Каково увеличение телескопа, если в каче­ стве его объектива используется линза, оптическая сила ко­ торой 0,4 дптр, а в качестве окуляра линза с оптической си­ лой 10 дптр? 2. Во сколько раз больше света, чем школьный телескоп-рефрактор (диаметр объектива 60 мм), собирает крупнейший российский телескоп-рефлектор (диаметр зер­ кала 6 м)? Задание 2 школьного дает. Измерив оптическую силу объектива и окуляра телескопа, определите увеличение, которое он
17. 18. II. ПРАКТИЧЕСКИЕ ОСНОВЫ АСТРОНОМИИ § 3 . З везды и с о звезд и я Вероятно, еще на заре цивилизации люди, стремясь как-то разобраться во множестве звезд и запомнить их расположе­ ние, мысленно объединяли их в определенные фигуры. Вспомните, как часто мы находим в контурах облаков, гор или деревьев очертания людей, животных или даже фантас­ тических существ. Многие характерные «звездные фигуры» уже в глубокой древности получили имена героев греческих мифов и легенд, а также тех мифических существ, с которыми эти герои сражались. Так появились на небе Геркулес, Пер­ сей, Орион, Андромеда и т. д., а также Дракон, Телец, Кит и т. п. Некоторые из этих созвездий упоминаются в древне­ греческих поэмах «Илиада» и «Одиссея». Их изображения можно видеть в старинных звездных атласах, на глобусах и картах звездного неба (рис. 2.1). В наши дни созвездиями называют определенные участки звездного неба, разделенные между собой строго установ­ ленными границами. Среди всех 88 созвездий известное каждому Большая Медведица - одно из самых крупных. Видимые на небе невооруженным глазом звезды астрономы еще до нашей эры разделили на шесть величин. Самые яркие (их на небе менее 20) стали считать звездами первой величи­ ны. Чем слабее звезда, тем больше число, обозначающее ее звездную величину. Наиболее слабые, едва различимые невоору­ женным глазом - это звезды шестой величины. В каждом со­ звездии звезды обозначаются буквами греческого алфавита (приложение II), как правило, в порядке убывания их яркости. Наиболее яркая в этом созвездии звезда обозначается буквой а,
18. 19. BOOTES© AfterionfP MONS MENAJLUS. p e W A B E R E N IC E S . вторая по яркости - (3 и т. д. Кроме того, примерно 300 звезд получили собственные имена арабского и греческого происхож­ дения. Это либо самые яркие звезды, либо наиболее интересные объекты из числа более слабых звезд. Так, например, средняя звезда в ручке ковша Большой Медведицы называется Мицар, что по-арабски означает «конь». Эта звезда второй величины обозна- чается С, Большой Медведицы. Ря­ дом с Мицаром можно видеть более слабую звездочку четвертой величи­ ны, которую назвали Алькор - «всадник». По этой звезде проверя­ ли качество зрения у арабских вои­ нов несколько веков тому назад. Как отыскать на небе По- ImJlLlXML* W лярную звезду - а Малой Мед- р ис. 2.2. Способ отыскания ведицы, напоминает рисунок 2.2. Полярной звезды Рис. 2.1. Звездное небо на старинных картах 19
19. 20. В этом созвездии, которое нередко называют «Малый Ковш», она является самой яркой. Но так же, как и большин­ ство звезд ковша Большой Медведицы, Полярная - звезда второй величины. Когда ученые стали располагать приборами для измере­ ния величины потока света, приходящего от звезд, оказалось, что от звезды первой величины света приходит в 2,5 раза больше, чем от звезды второй величины, от звезды второй ве­ личины в 2,5 раза больше, чем от звезды третьей величины, и т. д. Несколько звезд были отнесены к звездам нулевой ве­ личины, потому что от них света приходит в 2,5 раза больше, чем от звезд первой величины. А самая яркая звезда всего неба - Сириус (а Большого Пса) получила даже отрицатель­ ную звездную величину -1,5. Список наиболее ярких звезд с указанием их названия и звездной величины приведен в приложении V. Измерения светового потока от звезд позволяют теперь определить их звездные величины с точностью до десятых и сотых долей. Было установлено, что поток энергии от звезды первой величины в 100 раз больше, чем от звезды шестой величины. К настоящему времени звездные величины определены для многих сотен тысяч звезд. С изобретением телескопа ученые получили возмож­ ность увидеть более слабые звезды, от которых приходит све­ та гораздо меньше, чем от звезд шестой величины. Шкала звездных величин все дальше и дальше уходит в сторону их возрастания по мере того, как увеличиваются возможности телескопов. Так, например, хаббловский космический теле­ скоп позволил получить изображение предельно слабых объ­ ектов - до тридцатой звездной величины. В? ПР.ОСЫ. 1. Что называется созвездием? 2. Перечислите из­ вестные вам созвездия. 3. Как обозначаются звезды в созвез­ диях? 4. Звездная величина Веги равна 0,14, а звездная вели­ чина Денеба составляет 1,33. Какая из этих звезд ярче? 5. Какая из звезд, помещенных в приложении V, является са-
20. 21. мой слабой? 6*1. Как вы думаете, почему на фотографии, по­ лученной с помощью телескопа, видны более слабые звезды, чем те, которые можно увидеть, глядя непосредственно в тот же телескоп?К Упражнение 2 л „ У л............................ 1. Рассчитайте, во сколько раз звезда второй JSr звездной величины ярче звезды четвертой величины. 2. Проведите такой же расчет для звезд первой и шестой ве­ личины. Указание. Используйте при этом более точное зна­ чение отношения светового потока от звезд двух соседних ве­ личин: 2,512. Округлите полученное в результате число до целого и запомните его. 3. Считая, что разница в звездных ве­ личинах Солнца и Сириуса составляет 25, рассчитайте, во сколько раз от Солнца приходит больше энергии, чем от са­ мой яркой звезды. .^АЛАНИЕ.^. Найдите в библиотеке и прочитайте мифы о про­ исхождении названий созвездий. ^АЛАНИЕ.?. Найдите на небе звезды: Арктур, Бетельгейзе и Сириус. Какого они цвета? § 4 . Небесные координаты ИЗВЕЗДНЫЕ КАРТЫ Невооруженным глазом на всем небе можно видеть пример­ но 6000 звезд, но мы видим лишь половину из них, потому что другую половину звездного неба закрывает от нас Земля. Вследствие ее вращения вид звездного неба меняется. Одни звезды только еще появляются из-за горизонта (восходят) в восточной его части, другие в это время находятся высоко над головой, а третьи уже скрываются за горизонтом в запад­ ной стороне (заходят). При этом нам кажется, что звездное небо вращается как единое целое. Теперь каждому хорошо известно, что вращение небосвода- явление кажущееся, вызванное вращением Земли. 1 Звездочкой отмечены вопросы и задачи повышенной трудности. 21
21. 22. Зенит N Рис. 2.3. Фотография суточного вращения неба Рис. 2.4. Система экваториальных координат Картину того, что в результате суточного вращения Зем­ ли происходит со звездным небом, позволяет запечатлеть фо­ тоаппарат. На полученном снимке каждая звезда оставила свой след в виде дуги окружности (рис. 2.3). Общий центр всех этих концентрических дуг находится на небе неподалеку от По­ лярной звезды. Эта точка, в которую направлена ось враще­ ния Земли, получила название северный полюс мира. Дуга, которую описала Полярная звезда, имеет наименьший ради­ ус. Но и эта дуга, и все остальные - независимо от их ради­ уса и кривизны - составляют одну и ту же часть окружнос­ ти. Если бы удалось сфотографировать пути звезд на небе за целые сутки, то на фотографии получились бы полные окружности - 360°. Ведь сутки - это период полного оборо­ та Земли вокруг своей оси. За час Земля повернется на 1/24 часть окружности, т. е. на 15°. Следовательно, длина дуги, ко­ торую звезда опишет за это время, составит 15°, а за полчаса - 7,5°. Для указания положения светил на небе используют сис­ тему координат, аналогичную той, которая используется в географии, - систему экваториальных координат. 22
22. 23. Как известно, положение любого пункта на земном шаре можно указать с помощью географических координат - ши­ роты и долготы. Географическая долгота (А,) отсчитывается вдоль экватора от начального (Гринвичского) меридиана, а географическая широта (ср) - по меридианам от экватора к полюсам Земли. Так, например, Москва имеет следующие ко­ ординаты: 37°30" восточной долготы и 55°45" северной широты. Введем систему экваториальных координат, которая ука­ зывает положение светил на небесной сфере относительно друг друга. Проведем через центр небесной сферы (рис. 2.4) линию, параллельную оси вращения Земли,-- ось мира. Она пересечет небесную сферу в двух диаметрально противопо­ ложных точках, которые называются полюсами мира - Р и Р. Северным полюсом мира называют тот, вблизи которого находится Полярная звезда. Плоскость, проходящая через центр сферы параллельно плоскости экватора Земли, в сече­ нии со сферой образует окружность, называемую небесным экватором. Небесный экватор (подобно земному) делит не­ бесную сферу на два полушария: Северное и Южное. Угло­ вое расстояние светила от небесного экватора называется склонением, которое обозначается буквой 8. Склонение от­ считывается по кругу, проведенному через светило и полюса мира, оно аналогично географической широте. Склонение считается положительным у светил, расположенных к северу от небесного экватора, отрицательным - у расположенных к югу. Вторая координата, которая указывает положение свети­ ла на небе, аналогична географической долготе. Эта коорди­ ната называется прямым восхождением и обозначается бук­ вой а. Прямое восхождение отсчитывается по небесному экватору от точки весеннего равноденствия °у°, в которой Солнце ежегодно бывает 21 марта (в день весеннего равно­ денствия). Отсчет прямого восхождения ведется в направле­ нии, противоположном видимому вращению небесной сфе­ ры. Поэтому светила восходят (и заходят) в порядке возрас­ тания их прямого восхождения. В астрономии принято выра­ жать прямое восхождение не в градусной мере, а в часовой. Вы помните, что вследствие вращения Земли 15° соответству­ ют 1 ч, а 1° - 4 мин. Следовательно, прямое восхождение,
23. 24. равное, например, 12 ч, составляет 180°, а 7 ч 40 мин соответ­ ствует 115°. Принцип создания карты звездного неба весьма прост. Спроектируем сначала все звезды на глобус: там, где луч, на­ правленный на звезду, пересечет поверхность глобуса, будет находиться изображение этой звезды. Обычно на звездном глобусе изображаются не только звезды, но и сетка экватори­ альных координат. По сути дела, звездным глобусом является модель небесной сферы, которая используется на уроках аст­ рономии в школе. На этой модели нет изображений звезд, но зато представлены ось мира, небесный экватор и другие кру­ ги небесной сферы. Пользоваться звездным глобусом не всегда удобно, поэто­ му в астрономии (как и в географии) широкое распростране­ ние получили карты и атласы. Карту земной поверхности мож­ но получить, если все точки глобуса Земли спроектировать на плоскость (поверхность цилиндра или конуса). Проведя ту же операцию со звездным глобусом, можно получить карту звезд­ ного неба. Познакомимся с простейшей звездной картой, по­ мещенной в «Школьном астрономическом календаре». Расположим плоскость, на которой мы хотим получить карту, так, чтобы она касалась поверхности глобуса в точке, где находится северный полюс мира. Теперь надо спроектиро­ вать все звезды и сетку координат с глобуса на эту плоскость. Получим карту, подобную географическим картам Арктики или Антарктики, на которых в центре располагается один из полюсов Земли. В центре нашей звездной карты будет распо­ лагаться северный полюс мира, рядом с ним Полярная звезда, чуть дальше остальные звезды Малой Медведицы, а также звезды Большой Медведицы и других созвездий, которые на­ ходятся неподалеку от полюса мира. Сетка экваториальных ко­ ординат представлена на карте радиально расходящимися от центра лучами и концентрическими окружностями. На краю карты против каждого луча написаны числа, обозначающие прямое восхождение (от 0 до 23 ч). Луч, от которого начинает­ ся отсчет прямого восхождения, проходит через точку весен­ него равноденствия, обозначенную °у°. Склонение отсчитыва­ ется по этим лучам от окружности, которая изображает небес­ ный экватор и имеет обозначение 0°. Остальные окружности 24
24. 25. также имеют оцифровку, которая показывает, какое склоне­ ние имеет объект, расположенный на этой окружности. В зависимости от звездной величины звезды изображают на карте кружками различного диаметра. Те из них, которые образуют характерные фигуры созвездий, соединены сплош­ ными линиями. Границы созвездий обозначены пунктиром. Вопросы, „ ................ 1. Какие координаты светила называются эквато­ риальными? 2. Меняются ли экваториальные координаты звезды в течение суток? 3. Какие особенности суточного дви­ жения светил позволяют использовать систему экваториаль­ ных координат? 4. Почему на звездной карте не показано по­ ложение Земли? 5. Почему на звездной карте изображены только звезды, но нет ни Солнца, ни Луны, ни планет? 6. Какое склонение - положительное или отрицательное - имеют звезды, находящиеся к центру карты ближе, чем не­ бесный экватор? "list Упражнение 3 л „ ппо 1П, 0 МД............................. 1. Выразите в часовой мере 90 , 103 . 2. Выразите в угловой мере прямое восхождение, равное 5 ч 24 мин, 18 ч 36 мин. 3. Угловое расстояние Сириуса (а Боль­ шого Пса) от Полярной звезды составляет 106°. Положитель­ ное или отрицательное склонение имеет Сириус? 4. По коор­ динатам, приведенным в списке ярких звезд (приложение V), найдите некоторые из них на звездной карте. 5. Определите по карте координаты нескольких ярких звезд. Сравните полу­ ченные данные с координатами, приведенными в их списке. © . . . ^ ^ .НИЕ.5. Сделайте снимок звездного неба. Для фотографи- т рования выберите ясную безлунную ночь. Поставьте диаф­ рагму, соответствующую полностью открытому объективу, сфокусируйте его на бесконечность и направьте фотоаппарат на Полярную звезду. Надежно укрепив его в таком положе­ нии, откройте затвор на полчаса или час. . .А.^ Н1?.Е.^. Найдите на модели небесной сферы ее основные круги, линии и точки: горизонт, небесный экватор, небесный меридиан, отвесную линию, ось мира, зенит, юг, запад, север, восток. 25
25. 26. § 5., В и д и м о е д в и ж е н и е з в е з д НА РАЗЛИЧНЫХ ГЕОГРАФИЧЕСКИХ ШИРОТАХ 1 . Вы сота полю са м и ра над горизонтом Рассмотрим, какова высота полюса мира над горизонтом по рисунку 2.5, где часть небесной сферы и земной шар изображе­ ны в проекции на плоскость небесного меридиана. Пусть ОР - ось мира, параллельная оси Земли; OQ - проекция части небес­ ного экватора, параллельного экватору Земли; O Z - отвесная линия. Тогда высота полюса мира над горизонтом hP = zl PON, а географическая широта cp = X Qx0 }0. Очевидно, что эти углы (PON и QxOxO) равны между собой, поскольку их стороны вза­ имно перпендикулярны (ООхX ON, a OQ X ОР). Отсюда следу­ ет, что высота полюса мира над горизонтом равна географиче­ ской широте места наблюдения: hP = <р. Таким образом, геогра­ фическую широту пункта наблюдения можно определить, если измерить высоту полюса мира над горизонтом. В зависимости от места наблюдателя на Земле меняется вид звездного неба и характер суточного движения звезд. Проще всего разобраться в том, что и как происходит, на полюсах Земли. Полюс - такое место на земном шаре, где ось мира совпадает с отвесной линией, а небесный экватор - с го­ ризонтом (рис. 2.6). Для наблюдателя, находящегося на Север-
26. 27. Рис. 2.8. Высота светила в кульминации Полярная - зда Рис. 2.7. Суточное движение светил в средних широтах ном полюсе, Полярная звезда видна близ зенита. Здесь над го­ ризонтом находятся только звезды Северного полушария небес­ ной сферы (с положительным,склонением). На Южном полюсе, наоборот, видны только звезды с отрицательным склонением. В обоих случаях, двигаясь вследствие вращения Земли парал­ лельно небесному экватору, звезды остаются на неизменной вы­ соте над горизонтом, не восходят и не заходят. Отправимся с Северного полюса в привычные средние широты. Высота Полярной звезды над горизонтом будет по­ степенно уменьшаться, одновременно угол между плоскостя­ ми горизонта и небесного экватора будет увеличиваться. Как видно из рисунка 2.7, в средних широтах (в отличие от Север­ ного полюса) лишь часть звезд Северного полушария неба ни­ когда не заходит. Все остальные зьезды как Северного, так и Южного полушария восходят и заходят. 2 . Вы сота светила в кульминации П ри своем суточном движении светила дважды пересекают небесный меридиан - над точками юга и севера. Момент пе­ ресечения небесного меридиана называется кульминацией све­ тила. В момент верхней кульминации над точкой юга светило достигает наибольшей высоты над горизонтом. На рисунке 2.8
27. 28. Полярная звезда показано положение светила в мо­ мент верхней кульминации. Как из­ вестно, высота полюса мира над го­ ризонтом (угол PON): hP = <р. Тогда угол между горизонтом (NS) и не­ бесным экватором {QQ) будет ра­ вен 180° - <р - 90° = 90° - (р. Угол MOS, который выражает высоту светила М в кульминации, пред­ ставляет собою сумму двух углов: QiOS и MOQp Величину первого из Рис. 2.9. Суточное движе- н и х мы только что определили, а ние светил на экваторе второй является не чем иным, как склонением светила М, равным 5. Таким образом, мы получаем следующую формулу, свя­ зывающую высоту светила в кульминации с его склонением и географической широтой места наблюдения: h = 90° - ср + 8. Зная склонение светила и определив из наблюдений его высоту в кульминации, можно узнать географическую широ­ ту места наблюдения. Продолжим наше воображаемое путешествие и отправим­ ся из средних широт к экватору, географическая широта кото­ рого 0°. Как следует из только что выведенной формулы, здесь ось мира располагается в плоскости горизонта, а небесный эк­ ватор проходит через зенит. На экваторе в течение суток все светила побывают над горизонтом (рис. 2.9). Во п р о с ы л * .................. 1. В каких точках небесный экватор пересекается с линией горизонта? 2. Как располагается ось мира относительно оси вращения Земли? относительно плоскости небесного мери­ диана? 3. Какой круг небесной сферы все светила пересекают дважды в сутки? 4. Как располагаются суточные пути звезд от­ носительно небесного экватора? 5. Как по виду звездного неба и его вращению установить, что наблюдатель находится на Север­ ном полюсе Земли? 6. В каком пункте земного шара не видно ни одной звезды Северного небесного полушария? Упражнение 4 t , v спо и........................... 1. Географическая широта Киева 50 . На какой высоте в этом городе происходит верхняя кульминация звезды
28. 29. Антарес, склонение которой равно -26°? Сделайте соответст­ вующий чертеж. 2. Высота звезды Альтаир в верхней кульмина­ ции составляла 12°, склонение этой звезды равно +9°. Какова географическая широта места наблюдения? Сделайте необходи­ мый чертеж. 3. Определите склонение звезды, верхняя кульми­ нация которой наблюдалась в Москве (географическая широта 56°) на высоте 47° над точкой юга. 4. Каково склонение звезд, которые в вашем городе кульминируют в зените? в точке юга? 5*. Какому условию должно удовлетворять склонение звезды, чтобы она была незаходящей для места с географической широ­ той ф? невосходящей? 6*. Докажите, что высота светила в ниж­ ней кульминации выражается формулой h = ф + 5- 90°. § 6 . Годичное движение Солнца по небу.Эклиптика Еще в глубокой древности, наблюдая за Солнцем, люди обна­ ружили, что его полуденная высота в течение года меняется, как меняется и вид звездного неба: в полночь над южной частью горизонта в различное время года видны звезды раз­ ных созвездий - те, которые видны летом, не видны зимой, и наоборот. На основе этих наблюдений был сделан вывод о том, что Солнце перемещается по небу, переходя из одного созвез­ дия в другое, и завершает полный оборот в течение года. Круг небесной сферы, по которому про­ исходит видимое годичное движе­ ние Солнца, назвали эклиптикой. Созвездия, по которым прохо­ дит эклиптика, получили название зодиакальных (от греческого слова «зоон» - животное). Каждое зоди­ акальное созвездие Солнце пересе­ кает примерно за месяц. В XX в. к их числу добавилось еще одно - Змееносец. Как вы уже знаете, перемеще­ ние Солнца на фоне звезд - явле­ ние кажущееся. Происходит оно вследствие годичного обращения Земли вокруг Солнца (рис. 2.10). Рис. 2.10. Движение Солнца по эклиптике
29. 30. Поэтому эклиптика представляет собой тот круг небесной сферы, по которому она пересекается с плос­ костью земной орбиты. За сутки Земля проходит примерно 1/365 часть своей орбиты. Вследствие этого Солнце перемещается на не­ бе примерно на 1° за каждые сутки. Промежуток времени, в течение которого оно обходит полный круг по небесной сфере, назвали годом. Из курса географии вам извест­ но, что ось вращения Земли накло­ нена к плоскости ее орбиты под уг­ лом 66°30". Следовательно, земной экватор имеет по отношению к плоскости орбиты наклон, равный 23°30". Таков наклон эклиптики к небесному экватору, который она пересекает в двух точках: весеннего и осеннего равноденствий. В эти дни (обычно - 21 марта и 23 сен­ тября) Солнце находится на небес­ ном экваторе и имеет склонение 0°. Оба полушария Земли освещаются Солнцем одинаково: граница дня и ночи проходит точно через полюса, и день равен ночи во всех пунктах Земли. В день летнего солн­ цестояния (22 июня) Земля повернута к Солнцу своим Север­ ным полушарием. Здесь стоит лето, на Северном полюсе - по­ лярный день, а на остальной территории полушария дни длин­ нее ночи. В день летнего солнцестояния Солнце поднимается над плоскостью земного (и небесного) экватора на 23°30". В день зимнего солнцестояния (22 декабря), когда Северное полушарие освещается хуже всего, Солнце находится ниже не­ бесного экватора на такой же угол 23°30". В зависимости от положения Солнца на эклиптике меняется его высота над горизонтом в полдень - момент верхней куль­ минации. Измерив полуденную высоту Солнца и зная его скло­ нение в этот день, можно вычислить географическую широту Полярная звезда 21.111 Рис. 2.11. Суточное движе­ ние Солнца на различных широтах 30
30. 31. места наблюдения. Этот способ издавна использовался для оп­ ределения местоположения наблюдателя на суше и на море. Суточные пути Солнца в дни равноденствий и солнце­ стояний на полюсе Земли, на ее экваторе и в средних широ­ тах показаны на рисунке 2.11. .................. 1. Почему полуденная высота Солнца в течение года меняется? 2. В каком направлении происходит видимое годичное движение Солнца относительно звезд? ч*. Упражнение 5 л Т1 „ ............................. 1. На какой высоте Солнце бывает 22 июня на Северном полюсе? 2. На какой географической широте Солн­ це бывает в полдень в зените 21 марта? 22 июня? 3. В какой день года проводились наблюдения, если полуденная высота Солнца на географической широте 49° была равна 17°30"? 4. Полуденная высота Солнца равна 30°, а его склонение равно -19°. Определите географическую широту места наблюдения. 5. Определите полуденную высоту Солнца в Архангельске (географическая широта 65°) и Ашхабаде (географическая ши­ рота 38°) в дни летнего и зимнего солнцестояния. Каковы раз­ личия высоты Солнца: а) в один и тот же день в этих городах; б) в каждом из городов в дни солнцестояний? Какие выводы можно сделать из полученных результатов? [£=4 Задание 7 u ..................... Найдите на звездной карте, помещенной в «Школьном астрономическом календаре», эклиптику и про­ следите, по каким созвездиям она проходит. Задание 8 ^ * .................. Составьте в тетради таблицу, в которую запишите координаты Солнца в дни равноденствий и солнцестояний. Задание 9 ~ .................. Определите положение Солнца на эклиптике и его экваториальные координаты на сегодняшний день. Для этого достаточно мысленно провести прямую от полюса ми­ ра к соответствующей дате на краю карты (приложить линей­ ку). Солнце должно располагаться на эклиптике в точке ее пересечения с этой прямой. Задание 10 Л/ .................... Установите звездную карту на полночь того чис­ ла, когда выполняется это задание. Запишите несколько со­ звездий, которые будут видны в это время в южной, запад­ 31
31. 32. mamной, северной и восточной стороне над горизонтом. Затем установите звездную карту на полночь той даты, которая отличается от первой ровно на полгода. Снова запишите со­ звездия, видимые в различных сторонах горизонта. Сравни­ вая эти две записи, укажите, какие изменения произошли в положении созвездий. Чем можно объяснить эти изменения? § 7 . Д вижение и фазы Луны /"Уна - ближайшее к Земле небесное тело, ее единствен­ ный естественный спутник. Находясь на расстоянии около 380 тыс. км от Земли, Луна обращается вокруг нее в том же на­ правлении, в котором Земля вращается вокруг своей оси. За каждые сутки она перемещается относительно звезд примерно на 13°, совершая полный оборот за 27,3 суток. Этот промежу­ ток времени - период обращения Луны вокруг Земли в систе­ ме отсчета, связанной со звездами, - называется звездным или сидерическим (от лат. sidus - звезда) месяцем. Собственного свечения Луна не имеет, а Солнце освеща­ ет только половину лунного шара. Поэтому по мере ее движения по орбите вокруг Зем­ ли происходит изменение вида Луны - смена лунных фаз. В какое время суток Луна бывает над гори­ зонтом, каким мы видим обращен­ ное к Земле полушарие Луны - полностью освещенным или осве­ щенным частично - все это зави­ сит от положения Луны на орбите (рис. 2.12). Вели она расположена так, что обращена к Земле своей темной, неосвещенной стороной (положе­ ние 1), то мы не можем видеть Лу­ ну, но знаем, что она находится на небе где-то рядом с Солнцем. Эта фаза Луны называется новолунием. Двигаясь по орбите вокруг Земли, 1 2 3 4 Рис. 2.12. Смена лунных фаз
32. 33. Рис. 2.13. Вечерняя видимость Луны Луна примерно через трое суток придет в положение 2. В это время ее можно будет видеть по вечерам неподалеку от захо­ дящего Солнца в виде узкого серпа, обращенного выпукло­ стью вправо (рис. 2.13). При этом нередко бывает видна и ос­ тальная часть Луны, которая светится значительно слабее, так называемым пепельным светом. Это наша планета, отражая солнечные лучи, освещает ночную сторону своего спутника. День ото дня серп Луны увеличивается по ширине, и его угловое расстояние от Солнца возрастает. Через неделю пос­ ле новолуния мы видим половину освещенного полушария Луны - наступает фаза, называемая первой четвертью (рис. 2.12, положение 3). В дальнейшем доля освещенного полушария Луны, види­ мая с Земли, продолжает увеличиваться до тех пор, пока не наступит полнолуние (положение 5). В этой фазе Луна нахо­ дится на небе в стороне, противоположной Солнцу, и видна над горизонтом всю ночь - от его захода до восхода. После полнолуния фаза Луны начинает уменьшаться. Сокращается и ее угловое расстояние от Солнца. Сначала на правом крае лунного диска появляется небольшой ущерб, который имеет форму серпа. Постепенно этот ущерб растет (положение 6), а через неделю после полнолуния наступает фаза последней четверти (положение 7). В этой фазе, как и в первой четвер­ 2. Астрономия, 11 кл. 33
33. 34. Рис. 2.14. Утренняя видимость Луны ти, мы снова видим половину освещенного полушария Луны, но теперь уже другую, которая в первой четверти была неос­ вещенной. Луна восходит поздно и видна в этой фазе по ут­ рам (рис. 2.14). В последующем ее серп, обращенный теперь выпуклостью влево, становится все более и более узким (рис. 2.12, положение 8), постепенно сближаясь с Солнцем. В конце концов он скрывается в лучах восходящего Солнца - снова наступает новолуние. Полный цикл смены лунных фаз составляет 29,5 суток. Этот промежуток времени между двумя последовательными одинаковыми фазами называется синодическим месяцем (от греч. synodos - соединение). Еще в глубокой древности у многих на­ родов месяц, наряду с сутками и годом, стал одной из основных ка­ лендарных единиц. Понять, почему синодический месяц длиннее сидерического, не­ трудно, если вспомнить, что Зем­ ля движется вокруг Солнца. На рисунке 2.15 взаимное расположе­ ние Земли Т и Луны L .соответст­ вует новолунию. Через 21,Ъсуток сI / / / / уУ Рис. 2.15. Соотношение си­ дерического и синодическо­ го месяцев 34
34. 35. Луна займет на небе прежнее положение относительно звезд и будет находиться в точке L v За это время Земля, перемеща­ ясь на 1° в сутки, пройдет по орбите дугу в 27° и окажется в точке Тх. Луне, для того чтобы снова оказаться в новолунии L2, придется пройти по орбите такую же дугу (27°). На это потребуется немногим более двух суток, поскольку за сутки Луна смещается на 13°. С Земли видна лишь одна сторона Луны, однако это не означает, что она не вращается вокруг своей оси. Проведем опыт с глобусом Луны, перемещая его вокруг глобуса Земли так, чтобы к нему всегда была обращена одна сторона лунно­ го глобуса. Этого можно достичь лишь в том случае, если мы будем его поворачивать по отношению ко всем другим пред­ метам, находящимся в классе. Полный оборот глобуса Луны вокруг оси завершится одновременно с тем, как завершится один оборот вокруг глобуса Земли. Это доказывает, что пери­ од вращения Луны вокруг своей оси равен сидерическому пе­ риоду ее обращения вокруг Земли - 27,3 суток. Вопросы. „ ................ 1. В каких пределах изменяется угловое расстоя­ ние Луны от Солнца? 2. Как по фазе Луны определить ее примерное угловое расстояние от Солнца? 3. На какую при­ мерно величину меняется прямое восхождение Луны за неде­ лю? 4. Какие наблюдения необходимо провести, чтобы заме­ тить движение Луны вокруг Земли? 5. Какие наблюдения доказывают, что на Луне происходит смена дня и ночи? 6. Почему пепельный свет Луны слабее, чем свечение осталь­ ной части Луны, видимой вскоре после новолуния? 1 ^ ..У.ПР.АЖ.НЕН.ИЕ.6. 1. Нарисуйте вид Луны между первой чет- j£Sy вертью и полнолунием. В какое время суток она видна в та­ кой фазе? 2. Луна видна вечером как серп, который обращен выпуклостью вправо и расположен невысоко над горизон­ том. В какой стороне горизонта находится Луна? 3. Утром пе­ ред восходом Солнца виден серп Луны. Увеличится или уменьшится его ширина на следующие сутки? 4. Сегодня бы­ ла видна полная Луна. В какое время суток она будет видна через неделю? Нарисуйте, как она будет выглядеть в это вре­ мя. 5*. Сколько времени для наблюдателя, находящегося на Луне, проходит от одной кульминации звезды до следующей? 2*