Файл: Fizika - V. F. Dmitriyeva.pdf

І (Зеніт) 

рівнодення 

а 

N 

(Північ) 

5 

(Південь} 

Рис. З 

Полуденна лінія N8 - це лінія перетину площин меридіана і горизонту. 

її названо так тому, що в полудень тіні від вертикальних предметів пада-
ють у цьому напрямі. 

Небесні координати. Екваторіальна система координат 

? 

Щоб створити зоряну карту, яка зображує сузір'я на площи-

ні, треба знати координати зір. Для цього слід узяти таку систему коор-

динат, яка оберталася б разом із зоряним небом. Такою системою є еква-
торіальна система. 

Система екваторіальних координат схожа на систему географіч-

них координат на земній кулі. 

Однією географічною координатою є

 географічна широта ~~ це кутова 

відстань пункту від земного екватора. Кутову відстань світил від небес-
ного екватора називають схиленням

 (рис. З,

 а

). Схилення позначають 

буквою б. У північній півкулі схилення вважають додатними, у південній -
від'ємними. 

Іншою географічною координатою на Землі € довгота -

 кут між площи-

ною меридіана певного пункту і площиною початкового меридіана

. На не-

бесній сфері другою координатою є пряме піднесення -

 кут між площиною 

півкруга, проведеного з полюса світу через світило (круга схилення), і площи-
ною півкруга, проведеного з полюса світу через точку весняного рівнодення, 
що лежить на екваторі

 (початкового круга схилення). Пряме піднесення 

позначають буквою а; його відлічують від точки весняного рівнодення* у 
проти руху стрілки годинника, тобто назустріч добовому обертанню неба*". 

* У точці весняного рівнодення у Сонце буває 21 березня, коли тривалість дня і ночі на всій 

Землі однакова. 

** Географічну широту і пряме піднесення зручно виражати не в градусах, а в одиницях часу. 

Нрпхувавши, що Земля робить один оберт за 24 год, дістанемо: 

360° 24 год; 1°-4хв; і 5" - І с; 15° - 1 год; 15"- 1 хв, 

15 

Схилення і пряме піднесення

 (5,

 а) називають екваторіальними коор-

динатами.

 Якщо не потрібна особлива точність, то ці координати для зір 

можна вважати сталими. Під час добового обертання зоряного неба обер-
тається й точка весняного рівнодення. Тому положення зір відносно еква-
тора і точки весняного рівнодення не залежать ні від часу доби, ні від по-
ложення спостерігача на Землі. Цю систему координат зображено на ру-
хомій карті зоряного неба. 

Горизонтальні координати 

На рис. З,

 б

 зображено видиму над горизонтом половину не-

бесної сфери. Горизонтальними координатами зорі (точка

 М)

 будуть:

 ви-

сота /г - кутова відстань точки М від горизонту , азимут А - кут між 
небесним меридіаном і вертикальним кругом, що проходить через точку М. 

Висоту і азимут виражають

 у градусах. 

Горизонтальні координати світил безперервно змінюються з часом і 

залежать від положення спостерігача на Землі, оскільки відносно світово-
го простору площина горизонту в певному пункті Землі обертається ра-
зом з нею. 

Горизонтальні координати світил вимірюють для визначення часу або 

географічних координат різних пунктів на Землі. 

Умови спостереження небесних світил. Рух Землі 

Будь-яке світило, обертаючись навколо осі світу за добу, дві-

чі перетинає меридіан. При цьому воно одного разу займає найвище по-

ложення -

 верхня кульмінація,

 іншого - найнижче положення -

 нижня 

кульмінація. 

Кульмінація - це проходження світила через меридіан. 

На рис. 4 зображено небесну сферу. Визначимо зенітну відстань світи-

ла в певному пункті в момент верхньої кульмінації, коли відоме його схи-
лення. Нехай у момент верхньої кульмінації світило лежить у точці

 М, 

тоді дуга

 ()М -

 це схилення 5 світила, бо

 А() -

 небесний екватор, перпен-

дикулярний до осі світу

 РР'.

 Дуга дорівнює дузі

 N.Р

 і дорівнює гео-

графічній широті місцевості ф. Очевидно, зенітна відстань, яку зображує 

дуга 2М, дорівнює 2 = ер - 5. 

Якби світило кульмінувало на північ від зеніту 2 (тобто якби точка

 М 

опинилася між 2 і

 Р),

 то 2 = 5 - <р . За цими рівняннями можна визначити 

* Замість висоти

 И

 часто використовують зенітну відстань

 2

, яка дорівнює 90°-

 Н. Зенітна 

відстань ~ це кутова відстань точки М від зеніту. 

16 

Полюс

 £

 Р Полюс світу 

екліптика  / 7 ^ - — \ 

Літне 

сонцестояння 

/VI 

Рис. 4 

Рис. 5 

зенітну відстань світила з відомим схиленням у момент верхньої кульмі-

нації в пункті з відомою географічною широтою ф . 

Як відомо, висота Сонця у верхній кульмінації змінюється протягом 

року. Найвище положення Сонце займає 22 червня. Цей день називають 

днем літнього сонцестояння.

 Він найдовший. Найнижче положення Сон-

це займає 22 грудня.

 Це день зимового сонцестояння.

 Він найкоротший. 

21 березня і 23 вересня висота Сонця у верхній кульмінації буває серед-
ньою між висотами в літньому і зимовому сонцестоянні. День за трива-

лістю дорівнює ночі, тому 21 березня називають

 днем весняного рівно-

дення,

 а 23 вересня -

 днем осіннього рівнодення. 

Вимірювання полуденних висот Сонця показують, що найбільше відда-

лення Сонця від небесного екватора на північ становить 23°27' (22 червня) і 
таке саме найбільше віддалення його на південь від екватора (22 грудня), 
тобто схилення Сонця змінюється від +23°27' до-23°27'. 

Сонце протягом року переміщується на небесній сфері по великому 

колу, площина якого нахилена до площини небесного екватора на 23°27' 
(рис. 5).

 Екліптикою називають велике коло небесної сфери, по якому 

протягом року переміщується центр Сонця. 

Точки перетину екліптики з небесним екватором називають точками 

весняного (у) і осіннього (О.) рівнодення. 

Дванадцять сузір'їв, через які проходить екчіптика, утворюють поле 

іодіаку*; їх називають зодіакальними су зір ями.

 їх можна знайти на карті 

зоряного неба. 

Річний рух Сонця по екліптиці - позірний, він спричинений обертан-

ням Землі навколо Сонця (рис. 6). 

Шлях, який описує Земля навколо Сонця, називають орбітою. 

* Зодіак (грец.) - коло із зображенням тварин. 

ЧЕРКАСЬКИЙ ХУДОЖНЬО-

ТЕХНІЧНИЙ КОЛЕДЖ 

Вісь добового обертання Землі нахилена до площини екліптики на 

66° 33', а площина екватора нахилена до площини екліптики на кут 
90°-66°33' = 23° 27'. Вісь добового обертання Землі (під час руху Землі) 

залишається паралельною самій собі, не змінюючи нахилу до площини 
земної орбіти. 

Оскільки ми не відчуваємо свого руху разом із Землею, нам здається, 

що ми нерухомі, а Сонце переміщується по екліптиці.  О т е , 

рух Сонця по екліптиці є відображенням руху Землі. 

Будова Сонячної системи 

Сонячна система - сукупність небесних тіл - планет та їх 

супутників, астероїдів, комет і т. д., які обертаються навколо Сонця під 
дією сили його притягання

 (рис. 7). 

Сонце — центральне тіло Сонячної системи. 
Воно за масою в 750 разів перевищує масу всіх своїх супутників і яв-

ляє собою величезну газову кулю, температура поверхні якої становить 

6000 к. 

Крім планет, схожих на Землю (Меркурій, Венера, Марс), навколо Сон-

ця по еліптичних орбітах обертаються планети-гіганти: Юпітер, Сатурн, 
Уран, Нептун, Плутон. 

Навколо Сонця обертаються і маленькі планети - астероїди. їх близько 

2000, найбільший з них - Церера - має діаметр 1025 км. Орбіти більшості 
астероїдів лежать між орбітами Марса і Юпітера, 

Дрібніші тіла безладно носяться в світовому просторі, потрапляючи 

іноді й на Землю та інші планети. Це

 метеори

 розміром від піщинки до 

Рис. 1 

екліптик 

Рис. 6 

18 

дрібного астероїда. Як правило, метеори не долітають до поверхні Землі, 

вони згоряють у її атмосфері. Падіння безлічі метеорів можна спостеріга-

ні у вигляді "зоряного дощу" або метеорних потоків. Здебільшого це за-
лишки комет, які розпалися, -

 великих утворень з розрідженого газу з 

дуже малим твердим ядром

. Припускають, що комети утворюються на 

межі Сонячної системи. Під впливом планет-гігантів вони можуть на-

ближатися до Сонця. 

Рух планет навколо Сонця підпорядкований трьом законам И. Кеплера. 

Орбіта будь-якої планети є еліпсом, в одному з фокусів якого міс-

титься Сонце (перший закон Кеплера). 

З цього закону випливає, що відстань планет від Сонця змінюється. 

Найближчу точку орбіти називають перигелієм, а найдальшу - афелієм. 

Орбіта Землі також еліптична. У перигелії Земля буває на початку січ-

ня, а в афелії - на початку липня. 

Півсуму відстані планети від Сонця в афелії і перигелії називають ве-

ликою піввіссю орбіти планети.

 Вона дорівнює середній відстані планети 

від Сонця. Середню відстань від Землі до Сонця, яка дорівнює приблизно 

150 млн км, взято за одну астрономічну одиницю (1 а.о.). 

Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівні 

площі (другий закон - закон площ). 

З цього закону випливає, що в перигелії швидкість планети максималь-

на, а в афелії - мінімальна. 

Квадрати періодів обертань планет відносяться, як куби великих 

півосей їхніх орбіт (третій закон). 

Якщо період обертання і велику піввісь орбіти однієї планети позна-

чити відповідно 2] і

 а

х

, а другої планети

 -Т

2

 і

 а

2

 , то третій закон Кепле-

ра можна записати формулою 

7]

2

 /Т

22

 =

 а] !а\. 

Якщо відстань від Землі до Сонця взяти за одиницю і за допомогою 

астрономічних спостережень визначити періоди обертання планет, то, 

користуючись третім законом Кеплера, можна побудувати план (модель) 
планетної (Сонячної) системи. 

Визна чення відстаней до небесних тіл 

за

 ДОПОМОГОЮ

 кутових вимірювань 

На Землі предмет, відстань до якого треба виміряти, розгля-

дають з двох місць, звідки його видно в різних напрямах. Знаючи відстань 

між спостерігачами

 С

 і

 В

 (базис) і кут між напряхмами, під якими вони 

19