 ПОЗНАВАТЕЛЬНОЕ
| І. Актуалізація опорних знань
Тема 1. Вступ. Предмет астрономії. Її розвиток і значення в житті суспільства. Зоряне небо Мета. Зацікавити студентів проблемою вивчення та освоєння космосу; показати практичне значення астрономії та її місце в духовному житті людства; довести, що ті ж самі фізичні закони виконуються і на Землі, і у Всесвіті; показати величезні масштаби Всесвіту в якому живе людина; вивчити одиниці вимірювання відстаней в космосі та пов'язати їх з одиницями довжини на Землі; дізнатися про місце нашої планети у Всесвіті; переконати студентів, що в космосі з плином часу все змінюється — народжуються зорі та планети, навіть весь Всесвіт змінює свою структуру та вигляд. Обладнання. Карти зоряного неба, фотографії космічних тіл, комп'ютерні програми. Тип. Засвоєння нових знань. Поняття. Астрономія, астрологія, астрофізика, зоря, планета, галактика, космос, небесна механіка, космологія, Всесвіт, метр астрономічна одиниця, світловий рік. Очікувані результати. Після цього лекції студенти зможуть збагнути різницю між такими термінами, як астрономія та астрологія, пояснювати на прикладах, чим відрізняються між собою зорі, планети і комети, зрозуміти практичне значення астрономії та її роль в духовному житті людства, показати місце нашої планети в безмежному Всесвіті та визначити основні одиниці вимірювання відстаней на Землі і в космосі. Хід заняття I. Організаційний момент II.Актуалізація опорних знань Рекомендується починати заняття із бесіди з метою виявити рівень знань студентів астрономії, бо елементи космічних проблем вивчаються в курсах фізики та географії. Перш за все треба звернути увагу на походження назви термінів: астрономія, астрологія, космос. Бажано познайомити студентів зі структурою курсу (14 пар, 2 тем) та підручником (структура підручника, параграфи, особливі позначки), допоміжними дидактичними матеріалами — зошитом та його структурою). III. Вивчення нового матеріалу IV. Рекомендується починати вивчення нового матеріалу з деяких проблемних питань або відомих цитат. Наприклад, видатний німецький філософ І. Кант писав: «У Всесвіті існують тільки дві таємниці — зоряне небо над нами та закон моралі всередині нас». Ці таємниці справді тісно пов'язані між собою, бо людство є частиною Всесвіту, який грецькі філософи називали космосом, що в перекладі означає порядок, в противагу хаосу, де порядку не існує. Створивши науку астрономію, людство хоче вивчити закони природи для того, щоби зрозуміти своє покликання у цьому загадковому Всесвіті. План 1. Звідки походить назва «астрономія». 2. Що вивчає астрономія. 3. Практичне і загальнокультурне значення астрономії. 4. Основні розділи астрономії. 5. Будова Сонячної системи. 6. Наша Галактика та інші галактики. 7. Минуле та майбутнє Всесвіту. 8. Зоряне небо. Астрономія (від грец. «астрон» — «зоря», «номос» — «закон») — наука про небесні світила, про закони їхнього руху, будови і розвитку, а також про будову і розвиток Всесвіту в цілому. Всесвіт у широкому розумінні цього слова – все суще, що розташоване на Землі та за її межами. Астрономія вивчає всю сукупність небесних світил: планети (холодне в порівнянні із зорею космічне тіло, що обертається навколо зорі й світиться її відбитими променями) та їхні супутники, комети і метеорні тіла, Сонце, зорі( масивне гаряче космічне тіло, яке випромінює світло і має всередині джерело енергії), зоряні скупчення, туманності, галактики, а також речовину та поля, які заповнюють простір між світилами. Основа астрономії — спостереження. Вивчаючи потоки електромагнітних хвиль від небесних світил, астрономи не тільки змогли визначити відстані до них, дослідити фізичні умови в їхніх надрах, встановити хімічний склад їхніх атмосфер, з'ясувати внутрішню будову, але й накреслити шляхи їхньої еволюції впродовж мільярдів років. Відстані у космічному просторі такі великі, що вимірювати їх у звичайних для нас метрах чи кілометрах незручно, тому астрономи вибрали одиницями вимірювання астрономічну одиницю та світловий рік. Астрономічнв одиниця (а.о.) – середня відстань від Землі до Сонця. Світловий рік (св.рік) – відстань, яку долає світло за 1 рік рухаючись зі швидкістю 300000 км/с. 1 св. рік ≈ 1013км. За межами Сонячної системи, на відстані більше ніж 100000 а. о., починається зона тяжіння інших зір. Неозброєним оком на небі можна побачити близько 6000 зір, які утворюють на небі 88 сузір’їв. Насправді зір набагато більше, але від далеких світил надходить так мало світла, що їх можна спостерігати тільки в телескоп. Великі скупчення зір, що утримуються силою тяжіння, називають галактиками. У Всесвіті перебувають мільярди галактик, серед яких є і наша Галактика, яку називають Молочний, або Чумацький Шлях. Наша Галактика – це величезна система, у якій обертаються навколо центра 400 млрд. зір. Найбільш віддалені космічні об’єкти, які ще можна побачити в сучасні телескопи, - квазари. Вони розташовані від нас на відстані 10 млрд. св. років. Сучасна астрономія утримується на трьох «китах»: по-перше, це потужна світлоприймальна техніка, тобто телескопи з найрізноманітнішими допоміжними приладами та світлореєструвальними пристосуваннями; по-друге, вся сукупність законів, ідей і методів теоретичної фізики, встановлених і розроблених за останні триста років; по-третє, весь складний і різноманітний математичний апарат у поєднанні з можливостями сучасної обчислювальної техніки. Сучасна астрономія є настільки розвиненою наукою, що поділяється на понад десять окремих дисциплін, в кожній з яких використовуються лише їй властиві методи досліджень, типи інструментів, поняттєвий апарат. Так, астрометрія розробляє методи вимірювання положень небесних світил і кутових відстаней між ними, вона ж розв'язує проблеми вимірювання часу. Небесна механіка з'ясовує динаміку руху небесних тіл. Астрофізика вивчає фізичну природу, хімічний склад і внутрішню будову зір. Зоряна астрономія досліджує будову нашої Галактики та інших зоряних систем. Космологія вивчає будову та еволюцію всесвіту як єдиного цілого. Питаннями походження і розвитку небесних тіл займається космогонія, а розвитком Всесвіту в цілому — космологія (від грец. «космос» — «Всесвіт», «гоне» — «походження», «логос» — «вчення»). Астрономія - одна з найдавніших наук. Перші астрономічні записи, знайдені в давньоєгипетських гробницях, датуються ХХІ-ХVII ст. до н. е. Так, відомо, що вже за 3000 років до н. е. єгипетські жерці за першою ранковою появою найяскравішої зорі земного зоряного неба Сіріус визначали час настання розливу річки Ніл. В давньому Китаї за 2000 років до н. е. видимі рухи Сонця та Місяця були так добре вивчені, що китайські астрономи передбачали настання сонячних та місячних затемнень. Було принаймні три причини, що обумовили і стимулювали зародження і розвиток астрономії. Перший і, безумовно, найдавніший стимул - це практичні потреби людей. Для первісних кочових племен, які займалися мисливством, дуже важливою обставиною було чергування темних безмісячних та світлих місячних ночей, що вимагало спостережень за зміною фаз Місяця. З ритмічною зміною пір року пов'язаний річний цикл життя землеробів. Для народів Межиріччя, Єгипту, Китаю дуже важливим було завбачення розливів великих річок, у долинах яких вони жили. А це вимагало як спостережень за висотою Сонця над обрієм упродовж року, так і зіставлення подій на Землі з виглядом зоряного неба. Спираючись на ці спостереження, люди вже з давніх давен розробили певні системи лічби часу - календарі. Спостерігаючи схід Сонця вранці і його захід увечері, вони змогли виділити для орієнтації в просторі один із головних напрямків - напрямок схід-захід. Слово «орієнтуватися» походить від латинського «орієнс», що означає «схід», а також «схід Сонця». Для встановлення напрямку вночі люди запам'ятовували розташування на небі яскравих зір та їхніх окремих характерних груп, з'ясовували умови видимості світил на небі впродовж року. Другим стимулом для ретельних спостережень зоряного неба, а загалом - для нагромадження астрономічних знань і розвитку астрономії, були астрологічні завбачення. Вже в III тис. до н. е. давні вавілоняни уважно слідкували за рухом так званих «блукаючих світил», які, на відміну від нерухомих зір, не займали постійних положень на небі, а рухались, переміщаючись із сузір'я в сузір'я. Від давніх греків до нас дійшла їхня загальна назва -планети, від римлян - власні назви: Меркурій, Венера, Марс, Юпітер і Сатурн. До числа планет у ті часи відносили ще й Сонце та Місяць, бо вони також «блукали» небом по сузір'ях. Не знаючи справжніх причин руху планет на небі, давні спостерігачі склали уявлення, за яким Сонце, Місяць і згадані п'ять світил є «провісниками волі богів». Наприклад, на клинописних табличках, датованих 2300 р. до н. е., читаємо: «Якщо Венера з'являється на сході в місяці айяру і Великі та Малі Близнята оточують її, і всі чотири, як і вона, темні, тоді цар Елама буде уражений хворобою і не залишиться живим». Понад 4000 років тому зародилась астрологія - необгрунтоване з позицій сучасної науки намагання за положенням планет на небі передбачати хід подій на землі: погоду та урожай, мир чи війну для держави, долю правителя, а згодом - і кожної людини Третім, напевно, найголовнішим стимулом для розвитку астрономії було нестримне бажання людської думки проникнути в суть речей, усвідомити справжнє положення Землі й людини у Всесвіті, пізнати закони, за якими рухаються світила і які визначають їхнє народження, будову та подальший розвиток. Тобто астрономія задовольняла потребу людини в поясненні походження та розвитку навколишнього світу. Відіграючи величезну світоглядну роль, астрономія завжди посідала чільне місце в духовному житті людства. Ось що писав з цього приводу А. Пуанкаре: «Астрономія корисна, тому що вона підносить нас над нами самими; вона корисна, тому що вона велична; вона корисна, тому що вона прекрасна. Вона показує нам, яка нікчемна людина тілом і яка велична вона духом, бо розум її у змозі осягнути сяючі безодні, де її тіло - лише темна точка, у змозі насолоджуватись їхньою безмовною гармонією. Так приходимо ми до усвідомлення своєї могутності, і це усвідомлення ... робить нас сильнішими». Довгий час у людей не було підстав сумніватись навіть у тому, що Земля плоска. Результати тривалих спостережень, зокрема видимих рухів Місяця, Сонця, планет, передавались із покоління в покоління. З часом вони допомогли змоделювати рухи цих світил і завдяки цьому обчислювати їхні положення серед зір на багато років наперед. Найдосконаліше це вдалося зробити грецькому вченому Клавдію Птолемею біля 150 р. н. е. Його геоцентрична модель світу: що у центрі Земля, а всі інші небесні тіла обертаються навколо неї була так ретельно опрацьована, що її використовували майже 1500 років. У величну будівлю сучасної астрономії вкладали цеглини сотні вчених усіх країн. Зокрема, Микола Коперник (1473-1543) «зрушив Землю, зупинивши Сонце». Йоган Кеплер (1618-1621) на підставі двадцятирічних спостережень Тіхо Браге (1546-1601) встановив закони руху планет. Галілео Галілей (1564-1642), збудувавши перший телескоп і спрямувавши його в небо, відкрив чотири супутники Юпітера, фази Венери та багато іншого. Ці відкриття утверджували геліоцентричну модель світу : у центрі розташоване Сонце. Земля разом з планетами обертається навколо нього.(Коперника). Ісаак Ньютон (1643-1727), узагальнивши закони Кеплера про рух планет, відкрив закон всесвітнього тяжіння і заклав основи небесної механіки. Вільям Гершель (1738-1822) створив модель нашої Галактики - велетенської, але скінченних розмірів системи зір. Йозеф Фраунгофер (1787-1826) вперше використав спектральний аналіз в астрономії. Едвін Габбл (1889-1953) довів, що за межами нашої Галактики є незліченне число інших таких же зоряних систем і що цей світ галактик розширюється. Альберт Ейнштейн (1879-1955) створив теорію відносності, яка стала фундаментом космології. Сучасна астрономія, залишаючись фундаментальною наукою, має величезне прикладне значення і безпосередньо пов'язана з науково-технічним прогресом людства. Вивчення різноманітних небесних тіл, які можуть перебувати в умовах і дуже високих, і дуже низьких температур, густин і тисків, збагачує важливими даними «земні» науки - фізику, хімію тощо. Закони небесної механіки покладено в основу теорії руху космічних апаратів, а практичну космонавтику уявити без астрономії взагалі неможливо. Дослідження Місяця і планет дозволяють значно краще вивчати нашу Землю. Крім того, астрономія є однією з найголовніших наук, завдяки яким створюється наукова картина світу - система уявлень про найзагальніші закони будови і розвитку Всесвіту та його окремих частин. І ця наукова картина світу, більшою чи меншою мірою, стає елементом світогляду кожної людини. Які враження у вас виникають, коли ви спостерігаєте зоряне небяя? Перше враження від спостереження зоряного неба - це незліченність зір і хаотичність їхнього розташування на небосхилі. Насправді ж зір, які можна побачити неозброєним оком, на небі Землі близько 6 000. Видиме розташування зір на небі змінюється надзвичайно повільно. Без точних вимірів помітити його впродовж сотень і навіть тисяч років неможливо. Ця обставина дозволила за незапам'ятних часів намалювати по найяскравіших зорях перші характерні «зоряні візерунки» - сузір'я. Більшість їхніх назв, які використовуються й сьогодні - це спадок від давніх греків. Так, у творі «Альмагест» Птолемея перелічено 48 сузір'їв. Нові сузір'я з'явилися на небі після перших подорожей у південну півкулю Землі під час великих географічних мандрівок ХУІ-ХУІІ ст., а також після винайдення телескопа. На початку XX ст. налічувалося 108 сузір'їв. Але на конгресі Міжнародного Астрономічного Союзу 1922 р. їхню кількість було зменшено до 88. Тоді ж було встановлено також нові межі сузір'їв, що існують і досі. Сузір'я — це ділянка небесної сфери, на які поділені окремі групи зір для зручності орієнтування. У деяких сузір'ях виділяють менші групи зір, наприклад Плеяди та Пади в сузір'ї Тельця, Ківш у сузір'ї Великої Ведмедиці тощо. Поряд із загальноприйнятими в астрономії назвами для окремих сузір'їв вживають і народні назви. Так, в Україні Велика Ведмедиця - це «Великий Віз», Мала Ведмедиця - «Малий Віз», Кассіопея -«Борона» чи «Пасіка», Дельфін - «Криниця», Пояс Оріона - «Косарі», Орел - «Дівчина з відрами», зоряне скупчення Пади, що утворюють голову Тельця, - «Чепіги», а зоряне скупчення Плеяди -«Стожари». Про кожну істоту, яку давні люди уявляли у візерунку конкретної групи зір і ім'ям якої називали це сузір'я, було складено певну легенду. Наприклад: син грецького бога морів Посейдона, Оріон, був хоробрим і вправним мисливцем. Не було звіра, якого він не міг би вполювати. Розлючена богиня Артеміда, охоронниця звірів, підіслала до Оріона отруйного Скорпіона, від укусу якого він загинув. Та Зевс, головний у пантеоні грецьких богів, забрав на небо і Оріона, перетворивши його на зимове сузір'я, і Скорпіона, помістивши його на літньому небі, щоб той ніколи не наздогнав Оріона. Позначення і назви зір. Астрономи минулого задовольнялися тим, що визначали положення окремих зір на малюнку істоти, яку вони «бачили» у візерунку тієї чи іншої їхньої групи (наприклад, зоря Серце Скорпіона). Згодом найяскравіші зорі отримали власні назви (їх налічується 275). Із них лише 15 % - грецькі назви і 5 % - латинські, а 80 % - це арабські назви. Перекладаючи трактати арабських астрономів, європейські вчені, очевидно, спеціально залишали їх для використання. Наприклад, в арабських списках зорі сузір'я Лебідь названі прийнятим у ті часи способом: Денеб- «Яскрава на хвості», Садр - «Груди». Так вони називаються і зараз. Назва найближчої до нас зорі Проксима перекладається з грецької як «найближча». Майже 500 років тому зорі в кожному сузір'ї було позначено літерами грецького алфавіту (альфа), (бета), (гамма) і т. д. в міру зменшення їхньої яскравості. Щоправда, в окремих випадках порядок позначень «переплутаний», і подекуди переставлені літери для слабкіших і яскравіших зір. Наприклад, у сузір'ї Близнят найяскравіша зоря Поллукс позначена літерою р, тоді як слабкіша - Кастор - літерою а. V. Закріплення вивченого матеріалу Варіанти проведення: тести з підручника, фронтальне опитування, розв'язування кросворда тощо. VI.Підсумки уроку звертаємо увагу студентів на те, що сучасні знання про Всесвіт накопичувались протягом тисячоліть. VI. Домашнє завдання конспект §1,
Тема 2. Небесна сфера і добовий рух світил Мета. Зрозуміти наші уявлення про небесну сферу та системи відліку координат космічних тіл; показати зв'язок небесних координат з географічними координатами на Землі; навчити студентів орієнтуватись на поверхні Землі за допомогою небесних світил; прищепити студентам уміння користуватись картою зоряного неба та знаходити на небосхилі яскраві зорі. Обладнання. Карти зоряного неба, армілярна сфера, зоряний глобус, комп'ютерні програми. Тип. Комбінований. Поняття. Небесна сфера, схилення, небесний екватор, математичний горизонт, полюс світу, зеніт, небесний меридіан, зенітна відстань, годинний кут, азимут, висота світила над горизонтом, пряме сходження, кульмінація. Очікувані результати. Після цього заняття студенти за допомогою зір мають визначати напрямки сторін горизонту, вміти користуватись картою зоряного неба, знаходити горизонтальні та екваторіальні координати небесних світил. Хід заняття І. Організаційний момент II. Актуалізація опорних знань Варіанти проведення: тести, фронтальне опитування. III. Вивчення нового матеріалу Рекомендується починати вивчення нового матеріалу з такої проблеми: «Часто, коли ми вночі приїжджаємо в незнайому місцевість, то вранці здається, що Сонце сходить не там, де воно сходить вдома». Справді, вдома ми знаходимо напрямок за допомогою звичних орієнтирів — будинків, доріг і дерев, тому тільки зорі служили мандрівникам орієнтирами під час далеких подорожей. План 1. Поняття уявної небесної сфери та її зв'язок із спостерігачем на Землі. 2. Основні точки та лінії небесної сфери та їх зв'язок з відповідними точками та лініями на Землі. 3. Екваторіальна система небесних координат та їх зв'язок з географічними координатами. Карти зоряного неба. 4. Горизонтальна система небесних координат та рухома карта зоряного неба. 5. Визначення моментів сходу, заходу та кульмінації небесних світил за допомогою рухомої карти зоряного неба. Сьогодні ми знаємо, що немає сфери над нашими головами, знаємо, що зорі дуже далекі від нас, та поняття небесної сфери залишилось, бо виявилося дуже зручним при вивченні видимих рухів світил та визначенні їхніх взаємних розташувань на небі. Небесна сфера - уявна сфера довільного радіуса, в центрі якої знаходиться спостерігач і на яку спроектовано всі світила так, як він бачить їх у певний момент часу з певної точки простору. Небесну сферу можна уявити у вигляді велетенського глобуса (довільного радіуса), схожого на глобус Землі, але розглядається він зсередини. Центр небесної сфери збігається з оком кожного окремого спостерігача. Як і на земному глобусі, на небесній сфері можна намалювати уявні лінії і певні точки, що дає змогу ввести систему небесних координат. В якості центра системи може бути вибрана люба точка, напр. положення спостерігача, його око [топографічна система], центр мас Землі [геоцентрична], барицентр сонячної системи [барицентрична або геліоцентрична], центр галактики [галактоцентрична] і т. д. На небесній сфері можна фіксувати видиму кутову відстань між небесними світилами, вивчати видиме переміщення проекцій небесних світил, не знаючи їх розміщення в просторі.
Визначення основних точок і ліній небесної сфери починають з найпростішого - з установлення вертикального напрямку за допомогою виска. Прямовисна лінія (лінія виска) перетинається з небесною сферою в двох точках, які називаються зеніт і надир. Ці назви запозичено в арабських спостерігачів: зеніт - «вершина», надир - «напрям ноги»; їх позначають відповідно літерами. Зеніт — це верхня точка перетину прямовисної лівії з небесною сферою, надир — нижня точка (протилежна зеніту). Велике коло, яке проходить через світило, точку зеніту і точку надиру, називаєтьсявертикальним колом або вертикалом. Через центр небесної сфери перпендикулярно до прямовисної лінії проведемо горизонтальну площину. Велике коло, по якому горизонтальна площина перетинається з небесною сферою, називається математичним або справжнім горизонтом. Небесна сфера обертається навколо лінії, яка називається віссю світу; точки перетину осі світу з небесною сферою називаються полюсами світу. Полюс, відносно якого небесна сфера обертається проти годинникової стрілки (для спостерігача, який перебуває у центрі сфери), називають Північним полюсом світу, протилежний йому -Південним полюсом світу. У наш час Північний полюс світу перебуває поблизу зорі а Малої Ведмедиці, яку називають Полярною зорею. Велике коло, площина якого перпендикулярна до осі світу, називають небесним екватором. Небесний екватор ділить небесну сферу на північну і південну півкулі. Небесний меридіан – велике коло, що проходить через зеніт, надир, північний та південний полюси світу. Він поділяє допоміжну небесну сферу на дві півкулі: східну і західну. Пряму лінію, що з'єднує точки півдня і півночі, називають полуденною лінією. Небесний меридіан ділить небесну сферу на дві півкулі - східну і західну. Вертикал (коло висоти) – півколо великого кола, що проходить через зеніт і надир. Зокрема ZWZ`EZ перпендикулярне до небесного меридіана – перший вертикал. Велике коло, по якому центр диска Сонця здійснює свій видимий річний рух на небесній сфері, називається екліптикою. Слово «екліптика» походить від грецького «екліпто» - «затемнюю», бо як тільки Місяць у своєму русі навколо Землі перетне екліптику в повню, настає затемнення Місяця. Якщо він перетинає екліптику у фазі нового Місяця, відбувається затемнення Сонця. Екліптика перетинається з небесним екватором у двох точках рівнодень: весняного і осіннього. Точка весняного рівнодення - це точка небесного екватора, через яку центр диска Сонця 20-21 березня переходить з південної півкулі неба в північну. Через точку осіннього рівнодення її центр диска Сонця 22-23 вересня переходить з північної півкулі неба в південну. Внаслідок добового обертання небесної сфери кожне світило, описуючи на небі коло (тим менше, чим ближче світило до полюса світу), двічі перетинає небесний меридіан. Явище проходження світила через небесний меридіан називається кульмінацією. У верхній кульмінації світило буває найвище над горизонтом, у нижній кульмінації світило буває найнижче над горизонтом чи під горизонтом. Деякі зорі в момент верхньої кульмінації проходять через зеніт. В залежності від кутових відстаней, на яких світила знаходяться від полюсів світу, у кожній певній точці земної кулі вони можуть сходити і заходити, або ніколи не заходити, або ніколи не сходити. Для світил, які в даній місцевості не заходять, ми бачимо і верхню, і нижню кульмінації; для світил, які сходять і заходять, - тільки верхню кульмінацію; для світил, які не сходять, обидві кульмінації відбуваються під лінією горизонту. Для спостерігача на північному полюсі Землі всі зорі північної небесної півкулі не заходять, а зорі південної небесної півкулі не сходять і навпаки. Для спостерігача на екваторі всі зорі обох небесних півкуль сходять і заходять. Коли центр сонячного диска, перетинаючи небесний меридіан, знаходиться у верхній кульмінації, настає астрономічний полудень; під час нижньої кульмінації центра сонячного диска настає астрономічна північ. Визначення відстаней до небесних світил. Те, що відстань до Місяця дорівнює 60 радіусам Землі, за тривалістю його проходження через тінь Землі при повному місячному затемненні встановив ще грецький вчений Гіппарх біля 150 р. до н. е. Відстані до планет Сонячної системи вдалося визначити лише у XVII ст. через вимірювання горизонтального паралаксу. Горизонтальний паралакс - це кут між напрямом на світило з якої-небудь точки земної поверхні і напрямом з центра Землі. Відстані до близьких зір визначають за допомогою вимірювання їхнього річного паралаксу. Річний паралакс л — кут, під яким із зорі було б видно радіус земної орбіти. Вперше надійні річні паралакси було виміряно в середині XIX ст. Дотепер відомо точні величини річних паралаксів майже для 100 000 зір, і на цій основі розроблено біля десяти інших методів визначення відстаней до віддаленіших об'єктів. Оскільки відстані між астрономічними об'єктами дуже великі, то користуватися звичними одиницями довжини (метр, кілометр) незручно. Тому в астрономії використовують особливі одиниці для вимірювання відстаней: астрономічна одиниця (а. о.), яка дорівнює середній відстані Землі від Сонця (149 600 000 км), і парсек (пк), від слів «паралакс» і «секунда» - відстань, з якої середній радіус земної орбіти видно під кутом 1" (секунда дуги). Часто використовують похідні одиниці: кілопарсек (1 кпк = 1 000 пк) і мегапарсек (1 Мпк = 1 000 000 пк). Інколи використовується одиниця довжини світловий рік (св. р.). Це така відстань, яку проходить світло за один рік, поширюючись зі швидкістю 300 000 км/с. IV. Закріплення вивченого матеріалу Варіанти проведення: тести з підручника, фронтальне опитування, розв'язування кросворда тощо. Підсумовуючи урок, викладач задає практичне домашнє завдання — виконати лабораторну роботу № 1 з підручника. Правда, в реальних умовах успіх виконання роботи залежить від погодних умов. Якщо астрономія вивчається в першому семестрі, то за статистикою в Україні переважає малохмарна погода. Для тих, хто вивчає астрономію в другому семестрі, лабораторну роботу краще проводити в березні—квітні. VI. Домашнє завдання §2. Тема 4. Час та календар Мета. Вивчити причину зміни пір року на Землі; пояснити, чому протягом року на небосхилі ми спостерігаємо не одні і ті ж сузір'я; з'ясувати, чому у різні пори року різні райони поверхні Землі отримують від Сонця неоднакову кількість енергії, хоча протягом року відстань до Сонця майже не змінюється; розібратися в основах вимірювання часу. Обладнання. Карти зоряного неба, комп'ютерні програми, телурій, планетарій. Тип уроку. Комбінований. Поняття. Зодіак, рівнодення, тропіки, точка весняного рівнодення, полярні кола, сонцестояння, інсоляція, календар, сонячний час, юліанський календар, поясний час, григоріанський календар, всесвітній час, екліптика. Очікувані результати. Після цього заняття студенти зможуть вимірювати час як за допомогою сонячного годинника, так і за допомогою звичайної палички. Крім того, студенти мають пояснити відмінність юліанського та григоріанського календарів та причину зміни пір року на Землі. Хід уроку I. Організаційний момент II.Актуалізація опорних знань Варіанти проведення: тести, фронтальне опитування, виконання домашнього завдання. III. Вивчення нового матеріалу Рекомендується починати вивчення нового матеріалу з таких проблемних питань: «Що таке час? Чому плин часу має тільки один напрям і його не можна повернути назад?» Хоча ні фізики, ні філософи не мають чіткої відповіді на ці запитання, астрономи навчились вимірювати час за допомогою обертання Землі навколо своєї осі та її руху навколо Сонця. План 1. Зодіакальні сузір'я та екліптика. 2. Зоряний та сонячний час . 3. Сонячний час. 4. Зміна координат Сонця. Координати Сонця у дні рівнодень та сонцестоянь. 5. Обертання Землі навколо осі та одиниці вимірювання часу — година, хвилина, секунда. 6. Обертання Землі навколо Сонця та календар. 1. Слово зодіак (від грец.— коло із зображень тварин) уперше почали вживати для визначення особливих сузір'їв ще кілька тисяч років тому. Ця назва пов'язана з тим, що Сонце, Місяць і планети Сонячної системи можна спостерігати на тлі 12 зодіакальних сузір'їв, які утворюють на небесній сфері велике коло, і серед назв цих сузір'їв переважають назви живих істот. Рухаючись разом із Землею по орбіті, ми протягом року спостерігатимемо Сонце в різних напрямках на тлі різних сузір'їв. Якщо кожного дня позначати положення центра Сонця відносно далеких зір, то можна Площина екліптики протягом століть займає стале положення відносно зір, але полюси світу поступово зміщуються у космічному просторі — це явище називають прецесією(від лат.— випередження,). Вісь обертання Землі описує у космосіконус із періодом 26000 років. І якщо в наш час Північний полюссвіту розташований у сузір'ї Малої Ведмедиці, то через 13000 роківвін переміститься у сузір'я Ліри, і наші нащадки будуть визначатинапрямок на північ за допомогою зорі Вега. 2. Тривалість доби, тобто тривалість одного оберту Землі навколо, можна помітити за спостереженням якої-небудь зорі, або Сонця, звідси і назва доби – зоряна або сонячна та найменування часу – зоряний або сонячний. Приймаючи Землю «умовно нерухомою», можна вважати, що обертання небесної сфери з Сходу на Захід здійснюється рівномірно, як і реальне обертання Землі із Заходу на Схід. В астрономії час вимірюється зоряною добою. Тривалість зоряного періоду обертання Землі визначається за добовим рухом точки Овна – точки «весняного рівнодення» (γ), яка займає на небесній сфері цілком певне положення і від неї ведуть рахунок прямих сходжень (α) і зіркових схилень (δ) світил. Зоряна доба - інтервал часу між двома послідовними проходженнями точки «γ» через полуденну частину місцевого меридіана, тобто між двома послідовними верхніми кульмінаціями точки «γ». Зоряний місцевий час (Sм) – інтервал часу від моменту верхньої кульмінації точки «γ» на місцевому меридіані до конкретного моменту по зоряному годиннику: Sм = tγм Кожному географічному меридіану відповідає свій зоряний місцевий час. Всесвітній час визначається як місцевий середній сонячний час на нульовому (Гринвіцькому) меридіані. Поясний час дорівнює місцевому часу середнього меридіана певного поясу. Всесвітній час (Т0) – місцевий час Гринвіцького меридіана. Всесвітній час застосовують в астрономії для визначення моментів різних космічних подій. Місцевийчас пов'язаний із Всесвітнім часом за формулою: Тм = Т0 + λ
3. У повсякденному житті зручніше користуватися сонячним часом. Справжня сонячна доба– інтервал часу між двома послідовними верхніми кульмінаціями центру видимого диска Сонця на одному і тому самому меридіані. Сонячна доба – час за який Земля робить повний оберт навколо своєї осі відносно Сонця. Для того щоб отримати постійну одиницю часу, уведені поняття середнього Сонця та середньої сонячної доби. Середнє Сонце - це фіктивна точка, яка здійснює рух по небесному екватору зі сталою швидкістю. Середня сонячна доба - інтервал часу між двома послідовними на добу нижніми кульмінаціями середнього Сонця на одному і тому самому меридіані. Середня сонячна доба «довше» від зоряної на 3хв 56,56 с та коротше від істинної на 8 с. Одиниці часу 1 середня доба = 24 сер.години; 1 сер.година = 60 сер.хв; 1 сер.хв = 60 сер.с; 1сер.с = 103мс = 106 мкс. 1 секунда = 1/86400 частина середньої доби. З 1955 року за основу для визначення тривалості «1 с» беруть уже не тривалість середньої доби, а тривалість тропічного року. Тропічний рік (365 діб 5 год 48 хв 46 с) – період обертання Землі навколо Сонця відносно точки весняного рівнодення. У тропічному році зоряної доби міститься рівно на одну добу більше. 1 троп.рік = 365,2422 сер.доби = 366,2422 зор.доби 1 сер.доба = 1,002738 зор.доби = 24г 03хв 56,6 с зор.од. 1 зор.доб. =0,997270 сер.доби = 24г 56хв04,1 сер.од. Рік – проміжок часу, протягом якого Земля робить один повний оберт навколо Сонця відносно будь-якого орієнтира (точки). Зоряний рік – сидеричний (зоряний) період обертання Землі навколо Сонця, що дорівнює 365, 256320… середньої сонячної доби. 5. Календарем прийнято називати певну систему рахунку великих проміжків часу з розділенням їх на окремі періоди – роки, місяці, тижні, дні. Слово «календар» походить від латинських слів «калео» - проголошую і «календаріум» - «боргова книга». Перше нагадує про це, що в Стародавньому Римі, звідки запозичен наш календар, початок кожного місяця проголошувався окремо. Друге ж – про те, що першого числа кожного місяця там платили за борги. Астрономічними прообразами календарних одиниць – місяця і року – стали відповідно тривалості синодичного місяця S = 29,53059 діб і тропічного року Tᵧ= 365,24220 діб. Виходячи з своїх традицій, способу життя і релігійних уявлень, людини у минулому розробили різні типи календарів: місячні, місячний-сонячні, сонячні. Місячний календар – в його основу покладено синодичний місячний місяць тривалістю 29, 5 середньої сонячної доби. Виник понад 30000 років тому. Сонячний календар, в основу якого покладено тропічний рік. Виник понад 6000 років тому. Місячно – сонячний календар –у ньому рух Місяця узгоджується з річним рухом сонця. Рік складається з 12 місячних місяців по 29 і по 30 діб у кожному, до яких для обліку руху Сонця періодично додаються «високосні», роки, що містять додатковий 13-й місяць. IV. Закріплення вивченого матеріалу Варіанти проведення: тести з підручника, фронтальне опитування, розв'язування кросворда тощо. Підсумовуючи заняття, викладач звертає увагу студентів на те, що сучасні знання про Всесвіт накопичувались протягом тисячоліть. VI. Домашнє завдання §3Виготовити сонячний годинник за схемою у підручнику і виконати лабораторну роботу № 2. Тема 5. Закони руху небесних тіл Мета. Зрозуміти, чому планети змінюють своє положення серед зір; вивчити основні конфігурації планет — сполучення, протистояння та елонгації; довести, що у космосі діє тільки один закон, який керує рухом планет, — це закон всесвітнього тяжіння; показати, як за допомогою горизонтального паралакса визначають відстань до тіл в Сонячній системі. Обладнання. Карти зоряного неба, комп'ютерні програми, кінофільми, астрономічний календар. Тип. Комбінований. Поняття. Конфігурації планет, перигей, сполучення, апогей, елонгація, ексцентриситет орбіти, протистояння, велика піввісь орбіти, перигелій, закони Кеплера, афелій, збурений рух. Очікувані результати. Після цього заняття студенти зможуть пояснити: чому планети рухаються серед зір в зодіакальних сузір'ях; чому планети Венера і Меркурій видно тільки поблизу Сонця ввечері або вранці, а всі інші планети можна спостерігати в будь-який період ночі; коли Земля перебуває найближче до Сонця і коли найдалі; як за допомогою закону всесвітнього тяжіння можна збагнути суть законів Кеплера. Хід заняття І. Перевірка домашнього завдання Варіанти проведення: тести, фронтальне опитування. II. Актуалізація опорних знань Рекомендується починати заняття із бесіди з студентами, чому розділ астрономії, який вони починають вивчати, називають небесною механікою. Для цього треба звернути увагу на походження слова планета,, що в перекладі з грецької означає «мандруючий». Тобто в той час, коли ще не було телескопів, планети привертали увагу людей тим, що вони переміщуються серед зір. Але закони цього дивного руху планет не можна було пояснити за допомогою земних правил, тому астрономи вважали, що у космосі існують свої закони, які відрізняються від земних. Тому І. Ньютон за допомогою закону всесвітнього тяжіння довів, що на Землі та у Всесвіті діють одні і ті ж закони. ' III. Вивчення нового матеріалу План 1. Основні закономірності руху планет. 2. Конфігурації планет — сполучення, елонгації та протистояння. 3. Закони Кеплера. 4. Закон всесвітнього тяжіння. 5. Поняття про незбурений та збурений рух космічних тіл. 6. Горизонтальний паралакс та визначення відстані до тіл у Сонячній системі. 1. Усі планети світяться відбитим сонячним промінням, тому краще видно ту планету, яка розташована ближче до Землі, за умови, якщо до нас повернена її денна, освітлена Сонцем півкуля. Конфігураціями планет називають характерні взаємні положення планет відносно Землі і Сонця. Протистояння- планету видно із Землі цілу ніч у протилежному від Сонця напрямку. Елонгація – видима з поверхні Землі кутова відстань між планетою і Сонцем. Сидеричний період обертання визначає рух тіл відносно зір. Це час, протягом якого планета, рухаючись по орбіті, робить повний оберт навколо Сонця. Синодичний період обертання визначає рух тіл відносно Землі і Сонця. Це проміжок часу, через який спостерігаються одні й ті самі послідовні конфігурації планет (протистояння, сполучення, елонгації). Між синодичним S та сидеричним Т періодами обертання планети існує таке співвідношення: де У формулі знак ≪+≫ застосовується для Венери і Меркурія, які обертаються навколо Сонця швидше, ніж Земля. Для інших планет застосовується знак ≪ - ≫ . З прадавніх часів вважалося, що небесні тіла рухаються по «ідеальних кривих» - колах. У теорії Миколи Коперника, творця геліоцентричної системи світу, круговий рух також не брався під сумнів. Спостережуване положення планет не відповідало передобчисленому відповідно до теорії кругового руху планет довкола Сонця. У XVII столітті відповідь на це питання шукала німецький астроном Іоганн Кеплер. Йоганн Кеплер виявив, що орбіта Марса не коло, а еліпс. Еліпс визначається як геометричне місце точок,для яких сума відстаней від двох заданих точок (фокусів F1 і F2) є величина постійна і рівна довжині великої осі. Лінія, що сполучає будь-яку точку еліпса з одним з його фокусів, називається радіусом-вектором цієї точки. Міра відмінності еліпса від кола характеризує його ексцентриситет, рівний відношенню відстаней між фокусами до великої осі: е = F1F2 / A1A2. При збігу фокусів (е = 0) еліпс перетворюється на коло. Планета наближається на найменшу відстань до Сонця, називається перигелієм (від грец. peri — поблизу, relios — Сонце), а найвіддаленішу від центра Сонця точку орбіти планети назвали афелієм (від грец. аро — далі). Земля в перигелії 3 – 4 січня наближається до Сонця на найменшу відстань – 147 млн. км. Земля в афелії 3 – 4 липня віддаляється від Сонця на найбільшу відстань 153 млн. км. Кеплер досліджував рухи всіх відомих у той час планет і емпірично вивів три закони руху планет відносно Сонця. Перший закон Кеплера Кожна планета рухається по еліпсу, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце. Головний наслідок із першого закону Кеплера: відстань між планетою та Сонцем не залишається сталою і змінюється в межах: rmax < r> rmin Другий закон Кеплера Радіус-вектор планети за рівні проміжки часу описує рівні площі. Головний наслідок другого закону Кеплера полягає в тому, що під час руху планети по орбіті з часом змінюється не тільки відстань планети від Сонця, але і її лінійна та кутова швидкості. Найбільшу швидкість планета має в перигелії, коли відстань до Сонця є найменшою, а найменшу швидкість — в афелії, коли відстань є найбільшою. Другий закон Кеплера фактично визначає відомий фізичний закон збереження енергії: сума кінетичної та потенціальної енергії в замкненій системі є величиною сталою. Кінетична енергія визначається швидкістю планети, а потенціальна — відстанню між планетою та Сонцем, тому при наближенні до Сонця швидкість планети зростає. Найбільшу швидкість Земля має взимку: Vmax = 30,38 км/с. Найменшу швидкість Землю має влітку: Vmin = 29,36 км/с. Третій закон Кеплера
Квадрати сидеричних періодів звернень двох планет відносяться як куби великі піввісь їх орбіт. де Т1таТ2 — сидеричні періоди обертання будь-яких планет; а1таа1— великі півосі орбіт цих планет. Якщо визначити велику піввісь орбіти якоїсь планети чи астероїда, то, згідно з третім законом Кеплера, можна обчислити період обертання цього тіла, не чекаючи, поки воно зробить повний оберт навколо Сонця. Великий англійський фізик і математик Ісаак Ньютон довів, що фізичною основою законів Кеплера є фундаментальний закон всесвітнього тяжіння, який не тільки зумовлює рух планет у Сонячній системі, але й визначає взаємодію зір у Галактиці. У 1687 p. І. Ньютон сформулював цей закон так: будь-які два тіла з масами М і т притягуються із силою, величина якої пропорційна добуткові їхніх мас, та обернено пропорційна квадрату відстані між ними: де G — гравітаційна стала; R — відстань між цими тілами. Ця формула справедлива тільки для двох матеріальних точок. Якщо тіло має сферичну форму і густина всередині розподілена симметрично відносно центра, то масу такого тіла можна вважати за матеріальну точку, яка розміщується в центрі сфери. Наприклад, якщо космічний корабель обертається навколо Землі, то для визначення сили, з якою корабель притягується до Землі, беруть відстань R+H до центра Землі, а не до поверхні . Закон всесвітнього тяжіння стверджує, що не тільки планета притягуєтьсядо Сонця, але й Сонце притягується з такою самою силою до планети, тому рух двох тіл у гравітаційному полі відбувається навколо спільного центра мас даної системи. Тобто планета не падає на Сонце, бо вона рухається з певною швидкістю по орбіті, а Сонце не падає на планету під дією тієї ж сили тяжіння, бо воно теж обертається навколо спільного центра мас. Для вимірювання відстаней до планет в астрономічних одиницях можна використати третій закон Кеплера, але для цього треба визначити геометричним методом відстань від Землі до будь-якої планети. Горизонтальний паралакс (від грец.— зміщення) світила — це кут, під яким було б видно перпендикулярний до променя зору радіус Землі, якби сам спостерігач перебував на цьому світилі. III. Закріплення вивченого матеріалу Варіанти проведення: тести з підручника, фронтальне опитування, розв'язування кросворда тощо. IV. Підсумки уроку Підсумовуючи заняття, учитель викладач звертає увагу студентів на те, що у Всесвіті рух всіх космічних тіл від планет до зір відбувається згідно із законом всесвітнього тяжіння. V. Домашнє завдання §4Варіанти завдань з підручника астрономії.
Тема 6. Методи та засоби астрономічних досліджень Мета. Переконати студентів, що за допомогою спостереження електромагнітного випромінювання астрономи отримують інформацію про космічні події; вивчити, як за допомогою кількох лінз можна самому створити телескоп-рефрактор; оцінити необхідність побудови великих телескопів; дізнатись про методи реєстрації електромагнітного випромінювання у невидимій частині спектра; познайомитись з головними астрономічними обсерваторіями України та світу. Обладнання. Телескоп-рефрактор, телескоп-рефлектор, бінокль, комп'ютерні програми, спектр, призма, дифракційна ґратка, матриця зарядового зв'язку. Тип. Комбінований. Поняття. Чорне тіло, спектр, ефективна температура, спектральний аналіз, закон Віна, телескоп-рефрактор, телескоп-рефлектор, закон Планка, закон Стефа- на-Больцмана радіотелескоп, ефект Допплера. Очікувані результати. Після цього заняття студенти зможуть самостійно виготовити невеликий телескоп, за допомогою якого можна здійснити подорож на Місяць та планети. Хід заняття І. Актуалізація опорних знань Рекомендується почати з бесіди про те, що з цього заняття починається новий розділ астрономії — астрофізика, в якому вивчається природа космічних тіл. Між фізикою та астрофізикою є багато спільного — ці науки вивчають закони світу, в якому ми живемо. Але між ними також існує одна суттєва різниця — фізики мають можливість перевірити свої теоретичні розрахунки за допомогою відповідних експериментів, в той час як астрономи такої можливості не мають, бо вивчають природу далеких космічних об'єктів. II. Вивчення нового матеріалу На цьому уроці треба розглянути основні методи, за допомогою яких астрономи збирають інформацію про події в далекому космосі. Виявляється, що основним джерелом такої інформації є електромагнітні хвилі та елементарні частинки, які випромінюють космічні тіла, а також гравітаційні та електромагнітні поля, за допомогою яких ці тіла між собою взаємодіють. План 1. Закони випромінювання абсолютно чорного тіла. 2. Визначення температури космічних тіл. 3. Астрономічні спостереження неозброєним оком. 4. Схема телескопа-рефрактора. 5. Збільшення телескопа. 6. Схема телескопа-рефлектора. 7. Основи спектрального аналізу. 8. Електронні засоби космічних досліджень. 9. Дослідження космосу за допомогою міжпланетних автоматичних станцій. 10. Астрономічні обсерваторії України та світу. 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. З XIX ст. астрономи почали вивчати космічні об'єкти в доступних інфрачервоних променях. А в 30-х роках XX ст. зародилася нова галузь астрономії - радіоастрономія, справжній розвиток якої почався після другої світової війни. 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. Головні дзеркала рефлекторів спочатку мали сферичну форму, згодом - параболічну. Дзеркала виготовляли із бронзи. З середини XIX ст. почали робити скляні дзеркала і розробили метод зовнішнього сріблення скляних дзеркал, а з 1930 р. їх почали алюмініювати. Дуже зручною, а тому і найчастіше вживаною, була система Кассегрена, в якій головне дзеркало - увігнуте параболічне, а допоміжне - опукле гіперболічне; проте телескопи і павільйони, в яких їх встановлювали, були надзвичайно громіздкими. Наприклад, з 1948 по 1975 р. найбільшим у світі був 5-метровий рефлектор Паломарської обсерваторії (СІЛА). Вага його дзеркала -13 т, маса труби (точніше, ґратчастої конструкції) довжиною 17 м -140 т, телескоп було встановлено у башті діаметром 41,5 м з вагою купола 1 000 т. У 1975 р. на Північному Кавказі було введено в дію 6-метровий телескоп; за товщини дзеркала 65 см його вага становить 40 т, довжина «труби» - 24 м, діаметр башти - 44 м. Справжня революція в телескопобудуванні відбулась у 70-х роках XX ст. На зміну системі Кассегрена прийшла телескопічна система Річі-Кретьєна, у якій головне дзеркало за формою дещо відрізняється від параболоїда, а допоміжне - від гіперболоїда. Тому і довжина труби, і діаметри павільйонів у два - чотири рази менші, ніж у попередніх телескопів. На 2000 рік введено в дію близько десяти телескопів системи Річі-Кретьєна з діаметром дзеркал 3,6-4,2 м. З 1996 р. працює багатодзеркальний (діаметр сегмента становить 1,8 м) телескоп «Кек-І» з сумарним.діаметром дзеркала 10 м, а з 1998 р. - такий же «Кек-ІІ». Введено в дію «Джеміні» з діаметром дзеркала 8,1 м та японський «Субару» з діаметром дзеркала 8,3 м. З 1998 р. почергово вводяться в дію одне із шести (діаметром 8,2 м) дзеркал «Дуже великого телескопа». При побудові таких телескопів використовуються найновітніші досягнення техніки, і працюють вони, керовані на відстані зі спеціальних приміщень, без присутності людей поблизу телескопа
Астрономічні обсерваторії. Упродовж тривалого часу заняття астрономією було ледь не приватною справою окремих ентузіастів. Але в XVII ст. було усвідомлено її значення для потреб географії та мореплавання. Розпочалось будівництво перших державних астрономічних обсерваторій (АО): Паризької (1671 р.), Гринвіцької (1675 р.) тощо. В наш час у світі налічують близько 400 АО. В Україні провідними є Головна астрономічна обсерваторія НАН України (1944 р.), Інститут радіоастрономії з його унікальним декаметровим телескопом УТР-2 під Харковом, Кримська астрофізична обсерваторія (1950 р.). Певні традиції досліджень і спостережень зберігають АО університетів -Львівського (1769 р.), Харківського (1898 р.), Київського (1845 р.), Одеського (1871 р.). Довгий час АО будувались поблизу чи навіть у населених пунктах, з XIX ст. їх почали розташовувати на гірських вершинах. Серед найбільших АО світу найвідомішими сьогодні є: введена в дію 1990 р. АО на вершині древньої вулканічної гори Мауна-Кеа (4215 м, о. Гавані), оголошеної науковим заповідником за свій унікальний аст-роклімат; тут встановлено кілька 4-метрових телескопів, а також телескопи «Кек», «Джеміні», «Субару» (мал. 11.6); англійська АО на о. Ла-Пальма (2327 м, 1986 р.), американська АО Лас-Кампанас (2280 м, 1976 р.) у Чилі і там же європейська АО Ла-Сілла (2347 м, 1976 р.), де встановлено «Дуже великий телескоп». В останні роки не менше половини наукових публікацій з астрономії грунтуються на спостереженнях небесних об'єктів із стратостатів, штучних супутників Землі, орбітальних космічних станцій та автоматичних міжпланетних станцій (АМС). В космосі працює ціла низка інфрачервоних, ультрафіолетових, рентгенівських, гамма-обсерваторій, які досліджують небо у всіх діапазонах електромагнітних хвиль, наприклад рентгенівська обсерваторія «Чандра». Важливою для астрономів подією був запуск 25 квітня 1990 р. на орбіту висотою 612 км «Космічного телескопа ім. Габбла» (мал. на стор. 51) з діаметром дзеркала 2,4 м, який вирішує велику кількість астрофізичних задач. Загалом з 1962 р. для астрономічних досліджень запущено близько 50 ШСЗ та АМС. Радіотелескопи і радіоінтерферометри. Радіовипромінювання від космічних об'єктів приймається спеціальними установками, які називаються радіотелескопами (РТ). Сучасні радіотелескопи досліджують космічні радіохвилі в довжинах від одного міліметра до декількох десятків метрів. Основними складовими частинами типового радіотелескопа є антена і дуже чутливий приймач. Антени РТ, які приймають міліметрові, сантиметрові, декаметрові та метрові хвилі — це найчастіше параболічні відбивачі, подібні до дзеркал звичайних оптичних рефлекторів. У фокусі параболоїда встановлюється опромінювач — пристрій, який збирає радіовипромінювання, направлене на нього дзеркалом. Опромінювач передає прийняту енергію на вхід приймача, і після підсилення та виділення заданої частоти сигнал реєструється на стрічці самописного електричного приладу. Сучасні підсилювачі дають змогу виявляти (розрізняти) радіосигнали, що виникають при змінах температури всього на 0,001 К. Радіоастрономічні дзеркала не вимагають такої точності виготовлення, як оптичні. Щоб дзеркало не спотворювало зображень, його відхилення від заданої параболічної форми не повинно перевищувати 1/8 довжини хвилі, яку він приймає. Наприклад, для довжини хвилі 10 см досить мати точність дзеркала близько 1 см. Більше того, дзеркало РТ можна робити не суцільним: досить натягнути металеву сітку на каркас, який надає йому параболічної форми. Нарешті, РТ можна зробити нерухомим, якщо замінити поворот дзеркала зміщенням опромінювача. Завдяки таким особливостям РТ можуть набагато перевищувати оптичні телескопи у розмірах. Найбільша у світі радіоастрономічна антена, встановлена у кратері згаслого вулкана Аресібо на острові Пуерто-Ріко, має діаметр 305 м. Нерухома антена, спрямована в зеніт, не дозволяє приймати радіохвилі з будь-якої точки неба, але завдяки добовому обертанню Землі і можливості зміщувати опромінювач більша частина небесної сфери доступна для спостережень. Інші найбільші радіотелескопи з параболічною антеною встановлено: в Радіоастрономічному інституті ім. М. Планка (Еффельсберг, ФРН) — діаметр антени 100 м, в обсерваторії Грін Бенк у штаті Вірджинія (США) — антена 110x100 м, а також 76-метровий РТ в обсерваторії Джодрел Бенк (Англія), 64-метровий РТ в обсерваторії Парке (Австралія), 22-метровий РТ недалеко від Євпаторії в Криму (мал. 11.7, на стор. 58). Усі вони легко спрямовуються в задану точку неба поворотом навколо двох осей — вертикальної (встановлюється азимут об'єкта) і горизонтальної (установка висоти об'єкта). В подальшому ЕОМ безперервно подає сигнали керуючим пристроям, які ведуть РТ услід за об'єктом при його зміщенні, зумовленому добовим обертанням небесної сфери. Радіотелескопи дуже великих розмірів можуть бути побудовані з великої кількості окремих дзеркал, що фокусують випромінювання на один опромінювач. Прикладом є РАТАН-600 («радіотелескоп Академії наук, діаметр 600 м»), встановлений поблизу станиці Зеленчук на Північному Кавказі неподалік від 6-метрового оптичного телескопа. Він являє собою замкнене кільце діаметром 600 м і складається з 900 плоских дзеркал розмірами 2x7,4 м, що утворюють сегмент параболоїда. В такому РТ може працювати як усе кільце, так і його частина. На довжинах хвиль від кількох метрів і більше параболічна антена не застосовується, замість неї використовують системи з великої кількості плоских дипольних антен, електричний зв'язок між якими забезпечує необхідну для РТ спрямованість прийому. Саме за таким принципом побудовано найбільший у світі радіотелескоп декаметрового діапазону УТР-2, розташований під Харковом. Використовуючи відоме у фізиці явище інтерференції, дослідники розробили методи радіоінтерферометричних спостережень з використанням двох різних приймачів. Об'єднуючи декілька РТ, будують так звані радіоінтерферометри (РІ). На сьогодні найвідомішим РІ є введений у дію 1980 р. РТ УВА («Дуже велика гратка»), який встановлено в пустельній місцевості штату Нью-Мексико, СІЛА. Цей РТ складається з 27 повноповоротних 25-метрових параболічних антен, розміщених у формі літери У з довжиною двох плечей по 21 км, а третього — 19 км. У цьому і аналогічних випадках антени пов'язані між собою електричними лініями. Розроблено також методи наддалекої радіоінтерферометрії, коли використовують попарно великі антени, розташовані на відстанях до 12 000 км. З допомогою таких систем в радіоастрономії вдалось отримати кутове розділення дуже тісних об'єктів порядку 0,0001", що набагато краще, ніж дають оптичні телескопи (для порівняння: кутова роздільна здатність людського ока - 2'). З 1979 р. однією з антен інтерферометра є РТ, виведений супутником на орбіту Землі. Завдяки радіоінтерферометрам вдається вивчати структуру далеких радіоджерел. Телескопи для спостережень у високоенергетичних діапазонах електромагнітних хвиль. Оскільки земна атмосфера затримує електромагнітні хвилі, коротші за 300 нм, всі приймачі ультрафіолетових, рентгенівських та гамма-променів доводиться виносити за її межі. Значну частину досліджень в ультрафіолеті від 300 нм до 120 нм здійснено за допомогою звичайних телескопів з дзеркалами, покритими алюмінієм, для ще коротших хвиль використовують дзеркала, покриті тонким шаром фтористого магнію, та добре відомі лічильники Гейгера-Мюллера. Особливі труднощі виникають при спостереженнях рентгенівського випромінювання з довжиною хвиль від 0,01 нм до 1 нм. Сучасні методи полірування та шліфування матеріалів не дозволяють виготовити дзеркало з такою високою точністю. Однак виявляється, що при падінні і відбиванні променя під дуже малим кутом до дзеркала вимоги до точності його виготовлення значно послаблюються. Такий телескоп є поєднанням двох дзеркал - параболоїда обертання і гіперболоїда обертання, відбивні поверхні яких покриті шаром хрому і нікелю. Промінь відбивається від першого дзеркала під кутом лише Г до відбивної поверхні, потрапляє на друге дзеркало, а після цього - у фокальну площину, де й будується зображення, скажімо, Сонця. Усі ж інші промені, що йдуть ближче до головної осі дзеркала, затримуються діафрагмою (непрозорим екраном). В гамма-діапазоні пристроєм для реєстрації квантів слугують детектори (з лат. — «той, що виявляє»). їх встановлюють у глибоких (до 1 500 м) шахтах, у тунелях, прокладених у надрах гір (як-от Ельбрус, Монблан), на дні великих озер, щоб істотно зменшити побічні ефекти.
Ось чому для вивчення явищ і процесів, що відбуваються в таких далеких об'єктах, потрібні потужні телескопи і надчутливі реєструючі пристрої. Ми вже знаємо (§ 3), що освітленості від небесних світил оцінюють у зоряних величинах. Зокрема, у телескоп з діаметром дзеркала 6 м можна бачити зорі до 22 ш. Світловий потік від таких зір у 2,5 млн. разів менший, ніж від найслабкішої зорі, яку ми ще бачимо неозброєним оком. Приймачі випромінювання. З 1880 р. в астрономії систематично використовують фотографію. У наш час понад 50% усіх астрономічних спостережень здійснюють саме шляхом фотографування небесних об'єктів. Фотографічна емульсія, на відміну від ока, здатна накопичувати кванти світла, на ній водночас утворюються зображення сотень і тисяч світил. Такі зображення певної ділянки неба чи об'єкта можуть зберігатися багато років. У наш час небо фотографують на кольорову емульсію, що дає змогу, зокрема, виявляти особливості структури газових туманностей тощо. Але за межами земної атмосфери такий же телескоп здатний вловлювати сигнали від об'єктів, у 40 разів слабкіших (до 28га). З 40-х років XX ст. успішно використовують фотоелектронні помножувачі, в яких потік фотонів, що надходить від небесного світила, перетворюється в електричний струм. Фотоелектронний помножувач (ФЕП) - це скляний прозорий балон, у якому створено вакуум і в який вмонтовані фотокатод, емітери або диноди - загальною кількістю до двох десятків - і анод. |
Основні точки і лінії небесної сфери.
отримати велике коло небесної сфери, яке називається екліптикою (від грец.— затемнення). Математичне визначення екліптики — це лінія перетину площини орбіти Землі з небесною сферою, тобто площина екліптики збігається з площиною орбіти Землі.
Київський час – час другого поясу, який на 2 години випереджає всесвітній час.
рік = 365,25 доби — період обертання Землі навколо Сонця.
