Системи небесних координат використовують в астрономії для опису положення світил на небі або точок на уявній небесній сфері. Координати світил або точок задаються двома кутовими величинами (або дугами), які однозначно визначають положення об'єктів на небесній сфері. Таким чином, системи небесних координат є сферичними системами координат, в яких перша координата — відстань — часто невідома і не відіграє ролі. Ці системи відрізняються одна від одної вибором основної площини та початку відліку на ній.

Горизонтальна система координат. У цій системі основною площиною є площина математичного горизонту. Однією координатою при цьому є або висота світила над горизонтом h , або його зенітна відстань z. Іншою координатою є азимут A. Відлік азимуту здійснюється від точки півдня. Система застосовується для визначення напрямку на світило за допомогою кутомірних інструментів і під час спостережень у телескоп, змонтований на азимутальній установці.

Перша екваторіальна система координат. Основною площиною є площина небесного екватора. Застосовується для визначення точного часу та при спостереженнях в телескоп, змонтований на екваторіальній установці.

Друга екваторіальна система координат. Як і в першій екваторіальній системі, основною площиною є площина небесного екватора. За початок відліку на екваторі обрано точку весняного рівнодення. Через те, що точка весняного рівнодення потроху зсувається внаслідок прецесії, було запроваджено поняття епохи спостережень. Система була загальноприйнятою в астрометрії до кінця XX-го сторіччя. У цій системі складалися астрономічні каталоги.
У зв'язку з підвищенням точності астрометричних спостережень 1998 року змінена на міжнародну небесну систему координат (ICRS)^[1]. Продовжує широко застосовуватися у тих випадках, коли надвисока точність координат не потрібна.

Екліптична система координат. Основною площиною є екліптика, а початком відліку на екліптиці слугує точка весняного рівнодення. Застосовується в теоретичній астрономії для визначення орбіт небесних тіл.

Галактична система координат — система небесних координат із центром у Сонці, основною площиною у якій є площина галактичного диску.

Небесні координати використовувались вже в глибокій давнині. Опис деяких систем міститься в працях давньогрецького мислителя Евкліда (близько 300 до н. е.). Опублікований в «Альмагесті» Птолемея зоряний каталог містить положення 1022 зірок в екліптичній системі небесних координат.

Вивчення небесних координат допомагає вирішувати задачі вимірювання часу, визначати географічні координати земної поверхні, досліджувати нерівномірності обертання нашої планети.

Вісь Землі зберігає незмінний напрямок в просторі. Ми не відчуваємо ні руху навколо Сонця, ні руху самої Землі навколо осі. Рух навколо осі сприймається спостерігачем на "нерухомій" Землі як рух Сонця відносно зір в напрямку з заходу на схід, тобто в протилежний бік добового руху небесної сфери. Це явище називається річнимрухом Сонця.

рім добового руху з сходу на захід (зумовленого обертанням Землі навколо своєї осі) Сонце помалу переміщується на фоні зір із заходу на схід (назустріч добовому обертанню неба). А за рік здійснює по небесній сфері один оберт (360о).

Площина в якій рухається Земля навколо Сонця, співпадає з площиною видимого річного руху Сонця відносно зір, називається площиною екліптики. Перетин цієї площини з небесною сферою називаєтьсяекліптикою.

Екліптика - це велике коло, розміщене на небесній сфері, по якому відбувається видимий річний рух Сонця. Пряма, що проходить через центр небесної сфери і перпендикулярна до площини екліптики, називається віссю екліптики. Точки перетину цієї прямої з небесною сферою називаються полюсамиекліптики. Полюс, розміщений в північній півкулі, називається північним полюсом екліптики, протилежний – південним. Північний полюс екліптики розміщений між Полярною зіркою і Вегою.

Проводячи виміри зенітної віддалі або висоти Сонця опівдні (полудень), тобто в момент його верхньої кульмінації на одній і тій же широті встановлено, що схилення Сонця на протязі року змінюється в межах від 23о27’ до –23о27’, два рази на рік проходячи через нуль

5.Видимі рухи планет. Закони Кеплера.

Нижні та верхні планети. За особливостями свого видимого руху на небесній сфері планети поділяються на дві групи: нижні (Меркурій, Венера) і верхні(Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон). Рух верхніх і нижніх планет небесною сферою відбувається по-різному.

Меркурій і Венера перебувають на небі або в тих же сузір'ях, що й Сонце, або в сусідніх. При цьому вони можуть знаходитись як на захід, так і на схід від нього, але не далі 28° (Меркурій) і 48° (Венера).

Найбільше кутове відхилення планети від Сонця на схід називається найбільшою східною елонгацією , на захід - найбільшою західною елонгацією

Повернувшись до Сонця, планета незабаром зникає в його променях і знову стає невидимою. В цей час вона проходить за Сонцем, і відбувається її верхнє сполучення, після якого через деякий час вона знову стає видимою на заході в променях вечірньої заграви. Далі цикл повторюється.

Таким чином, нижні планети, подібно до маятника, "коливаються" відносно Сонця.

положення планет відносно Сонця називаютьсяконфігураціями.

Проміжок часу S між двома послідовними однаковими конфігураціями планети називається її синодичним періодом обертання.

Особливості руху планет пов'язані з тим, що ми спостерігаємо їхній рух із Землі, яка також обертається навколо Сонця. Отже, петля в русі верхньої планети - це відображення руху Землі по орбіті, і чим далі планета, тим менший розмір петлі. Ширина петлі зворотного руху Марса дорівнює 15°, Юпітера - 10°, Сатурна - 7°.

Найбільше кутове відхилення планети від Сонця на схід називається найбільшою східною елонгацією, на захід - найбільшою західною елонгацією.

В середині дуги свого зворотного руху планета знаходиться в сузір'ї, протилежному Сонцю; таке її положення називається протистоянням. Розташування планети на 90° на схід від Сонця називається східною квадратурою, на 90° на захід - західною квадратурою. Проміжок часу S між двома послідовними однаковими конфігураціями планети називається її синодичним періодом обертання.

Закони Кеплера:

· Кожна з планет рухається навколо Сонця по еліпсу, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце. Еліпс - це замкнена крива, сума відстаней до кожної точки якої від фокусів F1 і F2 рівна його великій осі, тобто 2а, де а - велика піввісь еліпса. Найближча до Сонця точка планетної орбіти П називається п е р й -в л і є м, найдальша точка орбіти А- афелієм.

· Радіус-вектор планети за однакові інтервали часу описує рівновеликі площі. З цього закону випливає важливий висновок: оскільки площі 1 і 2 рівні, то по дузі P1P2 планета рухається з більшою швидкістю, ніж по дузі Р3Р4 тобто швидкість планети найбільша в перигелії П і найменша в афелії А.

· Квадрати сидеричних періодів обертання планет відносяться як куби великих півосей їхніх орбіт. Якщо сидеричні періоди обертання двох планет позначити Т1 і Т2, а великі півосі еліпсів - відповідно а1 і а2, то третій закон Кеплера має вигляд:

6.Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень.

Астрономія — наука всехвильова. Галузь астрономії, яка вивчає Всесвіт у видимому світлі, називається оптичною.
Але видиме світло займає лише маленьку ділянку електромагнітного спектра, куди входять також радіохвилі, інфрачервоне, ультрафіолетове, рентгенівське та гамма-випромінювання - різні за довжиною (чи частотою) електромагнітні хвилі.

Крізь товщу атмосфери до поверхні Землі доходить лише видиме світло з довжиною хвиль від 390 до 760 нм, радіохвилі з довжиною від 0,01 см до 30 м (мал. 11.1) та інфрачервоні промені довжиною 0,75 -5,2 мкм і вибірково в довжинах хвиль 8,2 - 22 мкм. В інших діапазонах електромагнітних хвиль земна атмосфера непрозора.

Та оскільки небесні тіла випромінюють у всьому діапазоні електромагнітного спектра, перед астрономами постала задача проведення досліджень поза межами атмосфери.
Порівняно просто ця задача вирішується для інфрачервоного та субміліметрового випромінювання з довжинами хвиль від 0,013 мм до 1 мм. Основна речовина, що поглинає інфрачервону радіацію, -це водяна пара, концентрація якої швидко зменшується з висотою. На висотах 25-30 км земна атмосфера стає прозорою для інфрачервоного випромінювання. Важливі спостереження в цьому діапазоні проводяться з аеростатів і з борту штучних супутників Землі.
В короткохвильовій частині спектра виділяють окремо діапазони ультрафіолетової астрономії (довжина хвилі 390-30 нм), рентгенівської астрономії (30-0,01 нм) і галша-астрономії (довжина хвилі менша за 0,01 нм), кожна з яких має свої методи досліджень.

Важливу інформацію про те, що діється далеко за межами Землі, доносять до нас потоки космічних променів і нейтрино. Космічні промені складаються головним чином з протонів - ядер водню, а також з електронів, ядер гелію і ядер важчих хімічних елементів.
Нейтрино - це частинка, яка має неймовірну проникну здатність, бо майже не взаємодіє з речовиною. Не маючи електричного заряду, з масою спокою, ще й досі достовірно не встановленою, нейтрино здатне проходити крізь тверде тіло навіть легше, ніж світло крізь скло. Наприклад, шар свинцю товщиною в 50 світлових років воно перетне так, немов це порожній простір.

Утворюючись під час термоядерних реакцій, нейтрино негайно вилітає назовні, несучи інформацію про події у надрах зорі в поточний момент, тоді як електромагнітне випромінювання мандрує до поверхні зорі сотні тисяч чи мільйони років. А тому методи нейтринної астрономії дуже важливі для вивчення процесів, що відбуваються у надрах Сонця і зір.
Таким чином, з другої половини XX ст. астрономія стала всехвильо-вою наукою, яка вивчає Всесвіт практично в усьому діапазоні електромагнітних хвиль.

Наземні оптичні телескопи. Телескоп має три основних призначення: збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотопластинка, спектрограф тощо); будувати у своїй фокальній площині зображення об'єкта чи певної ділянки неба; збільшувати кут зору, під яким спостерігаються небесні тіла, тобто розділяти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані й тому нероздільні неозброєним оком.
Оптичні телескопи обов'язковими складовими частинами своєї конструкції мають: об'єктив, який збирає світло і будує у фокусі зображення об'єкта чи ділянки неба; трубу (тубус), яка з'єднує об'єктив з приймальним пристроєм; монтування - механічну кострукцію, що тримає трубу і забезпечує її наведення на небо; у разі візуальних спостережень, коли приймачем світла є око, обов'язково - окуляр. Через нього розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрібний, тому що відповідні приймачі встановлюються безпосередньо у фокальній площині. Першими було збудовано лінзові телескопирефрактори (від лат. «рефракто» - «заломлюю»). Проте світлові промені різних довжин хвиль заломлюються по-різному, і окрема лінза дає забарвлене зображення. Для усунення цього недоліку з часом почали будувати об'єктиви з кількома лінзами зі скла з різними коефіцієнтами заломлення.
На розміри телескопів-рефракторів накладаються певні обмеження, тому найбільший лінзовий об'єктив має діаметр лише 102 см.
Рефрактори, як правило, використовують в астрометрії, а от астрофізики користуються дзеркальними телескопами-рефлекторами (від лат. «рефлекто» - «відбиваю», мал. 11.4). Перший такий телескоп з діаметром дзеркала 2,5 см побудував І. Ньютон.

123 4 5