Под созвездием понимают область неба в пределах некоторых установленных границ. Всё небо разделено на 88 созвездий, которые можно находить по характерному для них расположению звёзд. Многие названия звёзд происходят из древности и связаны с греческой мифологией (Андромеда, Пегас и тп). Также их названия связаны с фигурами, которые они и напоминают (Стрела, Весы и тп), и с именами животных (Лев, Рак и тп). В каждом созвездии яркие звёзды издавно обозначали греческими буквами, чаще всего самая яркая — альфа, потом бета и тд. (например так Полярная звезда есть альфа созвездия Малой Медведицы).
Невооружённым глазом в безлунную ночь можно видеть над горизонтом около 3000 звёзд.
Днём небо кажется голубым, т.к. неоднородность воздушной среды сильнее всего рассеивают голубые лучи солнечного света. Т.е. солнечный свет — это смесь всех цветов радуги (длин волн), и когда он проходит через атмосферу, происходит рассеяние Рэлея — явление, при котором короткие волны (синий, голубой) сильнее отклоняются молекулами воздуха и водяного пара. Вне пределов земной атмосферы небо всегда чёрное.
Звёзды имеют разную яркость и свет: белый, жёлтый и красноватый. Чем краснее, тем и холоднее. Солнце относиться к жёлтой подгруппе.
Самые яркие звёзды ещё в древности назвали звёздами 1-ой величины, а самые слабые — 6-ой величины. Эта старинная терминология сохранилась и в настоящее время и характеризует световой поток, приходящий на Землю от звезды. Принято, что при разности в одну звёздную величину видимая яркость звезды отличается примерно в 2,5 раза (т.е. звёзды 1-ой величины в 100 раз ярче звёзд 6-ой величины). Современные методы наблюдения дают возможность обнаружить звёзды 25-ой величины, и даже 30-ой. И эти величины могут быть дробными и отрицательными. Отрицательные они в том случае, если очень яркие (например наше Солнце имеет звёздную величину -26,80).
Из-за осевого вращения Земли звёзды нам кажутся перемещающимися по небу. Если встать лицом к южной стороне горизонта и наблюдать суточное движение звёзд, то заметим, что звёзды восходят на восточной стороне горизонта, поднимаются выше всего над южной стороной и заходят на западной сторон (движение по часовой стрелке). И при этом Полярная звезда не особо меняет своё положение относительно горизонта. Это связана с тем, что она находятся вблизи северного полюса (это такая точка, что остаётся неподвижной при суточном движении звёзд). Диаметрально противоположная ему точка — южный полюс.
Явления суточного движения звёзд удобно изучать, пользуясь математической моделью — небесной сферой, т.е. воображаемой сферой произвольного радиуса, центр которой находится в точке наблюдения.
На поверхность этой сферы проецируют видимые положения всех светил, а для удобства измерений строят ряд точек и линий (рис. 2): отвесная линия ZCZ', проходящая через наблюдателя, пересекает небо над головой в точке зенита Z. Диаметрально противоположная точка Z' называется надиром. Плоскость (NESW), перпендикулярная отвесной линии ZZ', является плоскостью горизонта - эта плоскость касается поверхности земного шара в точке, где расположен наблюдатель (точка С на рис. 3). Она делит поверхность небесной сферы на две полусферы: видимую (все её точки находятся над горизонтом) и невидимую (точки под горизонтом).
Ось видимого вращения небесной сферы, соединяющую оба полюса мира (Р и Р') и проходящую через наблюдателя С, называют осью мира (рис. 2). Ось мира для любого наблюдателя всегда будет параллельна оси вращения Земли (рис. 3).. На горизонте под северным полюсом мира лежит точка севера N (см. рис. 2 и 3), диаметрально противоположная ей точка S - точка юга. Линия NCS называется полуденной линией (рис. 2), так как вдоль нее на горизонтальной плоскости в полдень падает тень от вертикально поставленного стержня. Точки востока Е и запада W лежат на линии горизонта. Они отстоят от точек севера N и юга S на 90°. Через точку N, полосы мира, зенит Z и точку S проходит плоскость небесного меридиана (рис. 2), совпадающая для наблюдателя С с плоскостью его географического меридиана (рис. 3). Наконец, плоскость (QWQ'E), проходящая через центр сферы (точку C) перпендикулярно оси мира, образует плоскость небесного экватора, параллельную плоскости земного экватора (рис. 3). Небесный экватор делит поверхность небесной сферы на два полушария: северное с вершиной в северном полюсе мира и южное с вершиной в южном полюсе мира.
Чтобы сделать карту звёздного неба нужно использовать экваториальную систему координат (такая карта будет вращаться вместе со звёздным небом). В этой системе одной координатой является угловое расстояние светила от небесного экватора, называемое склонением дельта (рис. 4). Оно меняется в пределах 90/-90 градусов. Считается положительным к северу от экватора и отрицательным к югу (склонение аналогично географической широте).
Вторая координата аналогична географической долготе и называется прямым восхождением альфа.
Прямое восхождение светила М измеряется углом между плоскостями больших кругов, один проходит через полюсы мира и данное светило М, а другой - через полюсы мира и точку весеннего равноденствия гамма, лежащую на экваторе (рис. 4). Так назвали эту точку потому, что в ней Солнце бывает (на небесной сфере) весной 20-21 марта, когда день равен ночи.
Прямое восхождение отсчитывают по дуге небесного экватора от точки весеннего равноденствия против хода часовой стрелки, если смотреть с северного полюса. Оно изменяется в пределах от 0 до 360° и называется прямым восхождением потому, что звезды, расположенные на небесном экваторе, восходят (и заходят) в порядке возрастания их прямого восхождения. Поскольку это явление связано с вращением Земли, то прямое восхождение принято выражать не в градусах, а в единицах времени. За 24 ч Земля (а нам кажется, что звезды) совершает один оборот 360°. Следовательно, 360° соответствуют 24 ч, тогда 15° — 1 ч, 1° — 4 мин, 15' — 1 мин, 15" — 1 с. Например, 90° составляют 6 ч, a 7 ч 18 мин - 109°30'.
Географическая широта места наблюдения может быть определена по астрономическим наблюдениям с использованием высоты полюса мира, кульминации светил или положения звёзд, проходящих вблизи зенита. Эти методы основаны на взаимосвязи между географической широтой, высотой светил над горизонтом и их склонением.
Высота полюса мира над горизонтом (hp) равна географической широте места наблюдения (φ).
Доказательство:
- Ось мира перпендикулярна плоскости географического экватора.
- Отвесная линия в точке наблюдения перпендикулярна плоскости истинного горизонта.
- Угол между отвесной линией и географическим экватором соответствует географической широте места наблюдения.
- Так как радиус Земли в точке наблюдения перпендикулярен плоскости истинного горизонта, а ось мира перпендикулярна плоскости географического экватора, то эти два угла равны между собой как углы со взаимно перпендикулярными сторонами.
Практика: в Северном полушарии Полярная звезда находится вблизи Северного полюса мира (отстоит от него примерно на 1°). Измерив высоту Полярной звезды над горизонтом, можно приближённо определить географическую широту места наблюдения. Для повышения точности измеряют высоту Полярной звезды в верхней и нижней кульминациях.
Кульминация — прохождение светила через небесный меридиан в процессе его суточного движения. Различают верхнюю (наибольшая высота светила) и нижнюю (наименьшая высота) кульминации (рис. 5). Формула для определения географической широты по высоте светила в верхней кульминации:
φ=δ±(90∘−hВ), где: φ — географическая широта; δ — склонение светила; hВ — высота светила в верхней кульминации;
знак «+» ставится, если звезда кульминирует к югу от зенита, а знак «–» — если к северу от зенита.
Пример: если звезда Сириус в верхней кульминации находится на высоте hВ = 64∘13′ к югу от зенита, а её склонение δ = −16∘43′, то географическая широта места наблюдения: φ=90∘−δ−hВ = 90∘−(−16∘43′)−64∘13′=90∘4′ северной широты.
Определение по звёздам, проходящим вблизи зенита: если звезда проходит через зенит, то её склонение (δ) равно географической широте места наблюдения (φ). То есть φ = δZ.
Пример: если звезда Вега проходит через зенит, а её склонение δ=+38∘47′, то географическая широта места наблюдения φ=+38∘47′ северной широты.
Для точных измерений используются угломерные инструменты, например теодолиты или секстанты. Эти методы позволяют определить географическую широту с разной степенью точности в зависимости от условий наблюдения и используемых инструментов.
Эклиптика — это большой круг небесной сферы, по которому происходит видимое с Земли годичное движение Солнца относительно звёзд. Плоскость эклиптики совпадает с плоскостью орбиты Земли вокруг Солнца (плоскостью земной орбиты). Современное, более точное определение эклиптики — сечение небесной сферы плоскостью орбиты обращения вокруг Солнца барицентра системы Земля — Луна.
Видимое движение Солнца по эклиптике связано с годовым обращением Земли вокруг Солнца. Из-за этого Солнце кажется смещающимся на фоне звёзд с запада на восток (в направлении, противоположном суточному вращению небесной сферы). В среднем Солнце проходит по эклиптике около 1° в сутки. За год оно описывает полный круг, возвращаясь в исходное положение.
Летом Солнце оказывается выше на небе, зимой — ниже, но каждый год возвращается в исходное положение. Это связано с тем, что плоскость эклиптики не совпадает с плоскостью небесного экватора (воображаемой окружности, чья плоскость совпадает с плоскостью земного экватора). Угол между ними составляет примерно 23°26′. Из-за этого склонения Солнца меняется в течение года, что приводит к смене времён года.
Эклиптика пересекается с небесным экватором в двух точках — точках весеннего и осеннего равноденствия. В эти дни Солнце переходит из Южного полушария в Северное и наоборот. Также есть точки на эклиптике, где Солнце будет дальше всего от небесного экватора, — это дни солнцестояния (примерно 22 июня и 22 декабря).
Путь Солнца проходит через 13 созвездий, которые называются созвездиями эклиптики. Двенадцать из них, за исключением Змееносца, также называются зодиакальными созвездиями.
Видимое движение Луны связано с её обращением вокруг Земли. Луна движется вблизи эклиптики, но её орбита наклонена относительно неё примерно на 5,15° (угол колеблется от 4,99° до 5,30°). Из-за этого Луна иногда отклоняется от эклиптики, и её видимое движение по небесной сфере имеет некоторые особенности.
Луна совершает один оборот вокруг Земли примерно за 27,3 суток (сидерический месяц). За сутки она смещается относительно звёзд примерно на 13°. Из-за этого кульминации Луны запаздывают каждый день примерно на 50 минут, в отличие от Солнца, кульминация которого запаздывает примерно на 4 минуты.
Видимое движение Луны сопровождается сменой фаз. Это происходит из-за того, что Луна занимает различные положения относительно освещающего её Солнца и Земли. Фазы Луны обусловлены изменением угла освещения лунной поверхности солнечными лучами при орбитальном движении спутника вокруг Земли.
И видя на небе неполный диск, не каждый может определить: молодой это месяц или старый? По сходству полумесяца с буквами Р (растущая) или С (старая) легко определить какой перед нами месяц. Но этим можно пользоваться только в Северном полушарии Земли. Для Австралии смысл приметы обратный. Но даже эта примета )и подобные ей) могут быть неприменимыми - именно в южных широтах. Уже в Крыму и в Закавказье серп и полумесяц сильно уклоняется набок, а ещё южнее они совсем ложатся. Близ экватора висящий на горизонте серп Луны кажется либо гондолой, качающейся на волнах ("челнок Луны" арабских сказок), либо светлой аркой. В этом случае определить, какой же это месяц помогут астрономические приметы: молодой месяц виден вечером в западной части неба; старый - поутру в восточной части неба.
Земля и Луна, освещённые Солнцем (рис 8), отбрасывают конусы тени (сходящиеся) и конусы полутени (расходящиеся). Когда Луна попадает в тень Земли полностью или частично, происходит полное или частное затмение Луны. С Земли оно видно одновременно отовсюду, где Луна над горизонтом. Фаза полного затмения Луны продолжается, пока Луна не начнет выходить из земной тени, и может длиться до 1 ч 40 мин. Солнечные лучи, преломляясь в атмосфере Земли, попадают в конус земной тени. При этом атмосфера сильно поглощает голубые и соседние с ними лучи, а пропускает внутрь конуса преимущественно красные, которые поглощаются слабее. Вот почему Луна при большой фазе затмения окрашивается в красноватый цвет, а не пропадает совсем. В старину затмения Луны боялись как страшного предзнаменования, считали, что «месяц обливается кровью». Лунные затмения бывают до трех раз в году, разделенные почти полугодовыми промежутками, и, конечно, лишь в полнолуние.
Солнечное затмение как полное видно только там, где на Землю падает пятно лунной тени. Диаметр тени не превышает 250 км, поэтому одновременно полное затмение Солнца видно на малом участке Земле. Повторяется солнечное затмение раз в 18 лет и 10 дней. Это связано с тем, что плоскость лунной орбиты пересекает плоскость эклиптики под углом 5°9'. Поэтому Луна обычно проходит севернее или южнее плоскости эклиптики, и затмение не происходит.
Длительность солнечных суток в течении года колеблется, т.к. Земля обращается вокруг Солнца не по кругу, а по эллипсу и скорость её движения при этом немного меняется.
Для счёта больших промежутков времени люди с древних времён использовали либо лунный месяц, либо солнечный год (оборот Солнца по эклиптике). Солнечный год длится 365 солнечных суток 5 часов 48 минут 46 секунд. Он практически несоизмерим с сутками и с длиной лунного месяца - периодом смены лунных фаз (около 29,5 сут). Это и создавало трудности для создания простого календаря. За историю человечества было создано много различных систем календарей, но их можно разделить на три типа: солнечные, лунные, лунно-солнечные.