Номінація: сучасний навчальний посібник (підручник) Рожище 2014 Укладач: М. Л. Мізюк

Положення зір на небосхилі від вечо­ра до вечора, змінюються. Зміна вигляду зоряного неба у різні пори року свідчить про те, що Сонце зміщується на фоні зір. Його видимий річний рух відбувається на­зустріч обертанню небесної сфери приблизно на 1° (4 хв) за добу, так що за рік воно проходить шлях довжиною у 360° (24 год), тобто здійснює повний оберт серед зір на небі.

Екліптика пролягає серед сузір'їв, які здавна мають на­зву зодіакальних (від грец. «зоон» - «тварина» і похідного від цього слова «зодіакос», тобто «тваринний»), оскільки серед назв цих сузір'їв багато назв тварин, як-от: Овен, Телець, Рак, Лев тощо.

Слово «зодіак» означає «коло із зображеннями тварин» або «пояс тварин». В зодіаку налічується 12 сузір'їв. Зауважимо: з 20 листопада по 18 грудня Сонце перебуває у 13-му сузір'ї - Змієносця, проте воно до числа зодіакальних не зараховане.

Для зручності відліку положення Сонця на екліптиці (а також для визна­чення положень Місяця і планет) астро­номи Давнього Вавілону понад 2700 років тому розділили екліптику на 12 рівних відрізків по 30°. Кожний із цих відрізків отримав назву того зодіакаль­ного сузір'я, в межах якого він знахо­дився.

Явище прецесії було відкрите ще давньогрецьким астроно­мом Гіппархом (II ст. до н. е.), а пояснив причину прецесії І. Ньютон.

Оскільки Земля не має правильної сферичної форми, а вісь її добово­го обертання нахилена до площини екліптики під кутом 66,5°, то Місяць і Сонце, притягаючи найближчі до них приекваторіальні маси Землі сильніше, ніж найвіддаленіші, створюють обертальний момент, який намагається сумістити площину земного екватора з площиною земної орбіти, а вісь обертання Землі встано­вити перпендикулярно до площини екліптики. Та швидке обертання Землі перешкоджає цьому. Як наслідок, вісь Землі, наче вісь велетенської дзиги, описує в просторі навколо середнього положення конус розхилом 23°26,5^' з періодом у 25 800 років .

При цьому у просторі змінюється положення площини екватора, а отже і точок рівнодень, у яких екватор пере­тинається з екліптикою. Змінюється також і положення полюсів світу серед зір. Кожний з них за 25 800 років опи­сує на небі мале коло радіусом 23°26,5' навколо полюса екліптики. І якщо в наш час Північний полюс світу біля Полярної зорі, то 4500 років тому Північний полюс світу був біля зорі Тубан сузір’я Дракон, а через 1200 років – біля зорі Вега сузір’я Ліри.

22 червня, у день літнього сонцестояння, Сонце найдалі відходить від лінії небесного екватора у північну небесну півкулю; у північній півкулі починається астрономічне літо.

22 грудня, у день зимового сонцестояння, Сонце знову найдалі відходить від лінії небесного екватора, але вже у південну небесну півкулю; у північній півкулі починається астрономічна зима. Та подивившись у календар, ми побачимо, що ні 21 березня, ні 23 вересня день та ніч не рівні між собою. Рівнодення весною настає 17-18 березня (а не 21 ), а осінню настає 26 вересня (а не 23). На це є дві причини:

Через прецесію, яка змушує точку весняного рівнодення рухатися назустріч Сонцю на 50,26^′′ щороку, тропічний рік коротший від зоряного на 20 хв 24 с. Т_=365 діб 5 год 48 хв 46 с.

За 1 годину Місяць проходить з заходу на схід майже 0,5°. Кутова швидкість Місяця за добу становить від 11° до 15°.

Місяць рухається на небесній сфері по великому колу, нахиленому до екліпти­ки приблизно на 5°. Це коло перетинає екліптику у двох діаметрально протилежних точках, що називаються вузлами місячної орбіти.

Легко помітити, що умови видимості Місяця в різні пори року дуже відрізняються. Влітку у повні Місяць перебуває на небі ни­зько і недовго, а взимку сяє високо і подовгу, бо дуга екліптики

на нічному літньому небі лежить під небесним екватором, а взимку - над ним. Найменша висота Місяця влітку для широти φ = 50° мо­же становити 11°, найбільша його висота взимку для широти φ = 50° може становити 68°.

Однакові фази Місяця по­вторюються приблизно через кожні S = 29,5 доби (синодичний період), але настають вони в різних точках місячної орбіти - у кожному наступному місяці на 30° східніше порівня­но з попереднім.

Як бачимо, тривалість синодичного місяця більша від сидеричного. Неважко з'ясувати, чому це так. Нехай у початко­вий момент Місяць у повні перебуває біля якоїсь зорі. Через 27,3 доби він знову зблизиться з нею. Однак, Земля за цей час зміститься по своїй орбіті (а відповідно і Сонце на небесній сфері) на кут близько 27,3°. Тому, щоб зайняти те ж саме поло­ження відносно Сонця і знову бути у повні, Місяць повинен рухатися ще 2¹/₄ доби. Ця величина якраз і складає різницю між сидеричним і синодичним місяцями.

Ру­хаючись навколо Землі, Місяць двічі на місяць опиняється на лінії Земля-Сонце. У такі моменти і може настати сонячне чи місячне за­темнення.

• 
  Часткове затемнення — відбувається тоді, коли спостерігач не потрапляє в повну тінь від Місяця, потрапляючи лише в напівтінь.
  
• 
  Повне затемнення  — відбувається тоді, коли спостерігач знаходиться в тіні Місяця. В цьому випадку можна спостерігати сонячну корону.
  
• 
  кільцеподібне затемнення  — відбувається тоді, коли, як і у випадку повного затемнення, спостерігач знаходиться дуже близько до лінії, що з'єднує Сонце i Місяць. На відміну, однак, від повного затемнення, у випадку кільцеподібного затемнення кутові розміри Місяця є меншими за кутові розміри Сонця.
  
• 
  кільцеподібне-повним затемненням називається затемнення, яке в певних місцях Землі затемнення спостерігається як повне, a в інших як кільцеподібне.
  

Вважається, що Місяць поступово віддаляється від нашої планети зі швидкістю приблизно 4 см на рік. Тому менш ніж за 600 млн років, кутові розміри Місяця зменшаться і повне затемнення Сонця стане неможливим, при цьому будуть спостерігатися лише часткові і кільцеподібні затемнення.

Оскільки відстань Місяця від Землі внаслідок еліптичності його орбіти змінюється від 405 500 км до 363 300 км, а довжина конуса його повної тіні становить 374 000 км, то іноді вершина цього кону­са не досягає поверхні Землі.

Тінь від Місяця переміщується по земній поверхні приблизно з заходу на схід, утворюючи смугу довжиною кілька тисяч кіло­метрів і максимальною шириною 270 км. Повна фаза затемнення триває не більше 7,5 хв.

Часткове сонячне затемнення може тривати більше двох годин. Затемнення Сонця можуть відбува­тись тільки у фазі нового місяця.

Найдовше Повне затемнення Сонця 21 століття відбулося 22 липня 2009 і тривало 6 хв 39 с. Найдовше кільцеподібне затемнення Сонця 21 століття відбулося 15 січня 2010 і тривало 11:08 хв.

Розташування небесних тіл під час затемнення. A — Сонце; B — Земля; C — Місяць; D — Напівтінь; E — Повна тінь

Повна фаза затемнення може тривати до 1 год 40 хв, а все місячне затем­нення триває більше трьох годин. Місячні затемнення можуть відбуватись тільки під час повні.

Якби площина місячної орбіти збігалась із площиною екліптики, то сонячні й місячні затемнення спостерігалися б кожного синодичного місяця. Але вона нахилена до площини екліптики під кутом у 5°, тому Місяць може пройти або вище, або нижче диска Сонця чи кону­са тіні Землі.

Послідовність затемнень повторюється майже точно у тому ж по­рядку через деякий проміжок часу, що називається саросом (з єгипет­ської - «повторення»). Сарос, відомий задовго до початку нашої ери, складає 18 років і 10,3 чи 11,3 доби (залежно від того, скільки висо­косних років було в періоді).

Впродовж кожного сароса буває 43 сонячних затемнення і 25-29 місячних. На певній гео­графічній довготі те ж затемнення повторюється через три сароси. А в конкретному пункті Землі повне сонячне затемнення трапляється в середньому раз на 300 років.

Тема-7. Час і календар
1. Календар – це певна система лічби проміжків часу з поділом їх на окремі періоди — роки, місяці, тижні, дні.

Слово «календар» походить від латинських слів «калео» - «прого­лошую» і «календаріум» - «боргова книга». Перше нагадує про те, що в Давньому Римі (звідки до нас прийшов наш календар) початок кожного місяця проголошувався окремо, а друге - що там першого числа кожно­го місяця сплачували проценти за борги.

Основні календарн одиниці: синодичний місяць S = 29,53059 доби і тропічний рік Т_ = 365,24220 доби.

2. Основні типи календарів: місячні, місячно-со­нячні та сонячні.

Місячний календар:

- рік складається з 12 календарних місяців;

- лічбу днів у новому місяці починали від першої появи вузького серпа Місяця на вечірньому небі;

- тривалість місяця дорівнює синодичному місяцю S = 29,53059 доби;

- тривалість астрономічного місячного року дорівнює 12 · 29,53059 доби = 354,367 доби. Число 354 можна подати так: 6 · 30 + 6 ^. 29=354;

- календарний рік тривалістю 354 доби налічує 6 місяців по 30 діб і 6 місяців по 29 діб (різні місяці чергувалися);

- в се­редньому за кожні три роки із залишку в 0,367 доби накопичується трохи більше однієї доби. Щоб урахувати це, потрібно впродовж кож­них тридцяти років 11 разів рівномірно додавати по одному дню;

- рік, який містить 354 діб, прийнято називати простим, а рік у 355 діб - високосним.

Місячний календар використовується в країнах, де сповідується іслам.

Місячно-сонячний календар:

- місяці 30 і 29 діб;

- 12 таких місяців - це 354 доби, тоді як тропічний рік на 11 діб довший;

- в лічбу місяців у році найчастіше 7 разів за кожні 19 років вставляли додатковий 13-й місяць. Бо 19 тропічних років практично рівні 235 синодичним місяцям;

Місячно-сонячний календар офіційно використовується лише в Ізраїлі. На підставі місячно-сонячного календаря проводять об­числення дат християнської Пасхи і пов'язаних з нею інших свят (Вознесения, Трійці). В минулому ж він повсюдно був найбільш уживаним.

Сонячний календар:

- за основу обліку часу беруть зміну пір року;

- зміна фаз Місяця не приймається до уваги.

Першоос­новою нашого сонячного календаря був юліанський календар, за­проваджений 1 січня 45 р. до н. е. римським політичним діячем і верховним жерцем Юлієм Цезарем.

- сонячний рік містить близько 365,25 доби;

- у цьому календарі три з кожних чотирьох років були простими і мали по 365 діб, а чет­вертий - високосний - 366 діб;

- у порівнянні з тропічним роком се­редній рік юліанського календаря був довшим лише на 0,0078 доби;

- за кожні 128 років з цих частинок нагромад­жувалася ціла доба. Отже, якщо у 300 р. н. е. весняне рівноден­ня припадало на 21 березня, то через 128 років - на 20, ще через 128 років - на 19 і т. д.

До середини XVI ст. дата весняного рівнодення змістилася вже на 10 діб і припадала на 11 березня. З датою весняного рівнодення

пов'язане найбільше християнське свято - Пасха. На Нікейському (325 р.) церковному соборі було прийнято святкувати її в найближ­чу неділю після повні, яка наставала після весняного рівнодення. Та оскільки справжнє весняне рівнодення поступово зміщувалося в бік 1 березня, то створилася така ситуація, то свято Пасхи зсувалося в

бік літа.

У 1582 р. римський папа Григорій XIII здійснив реформу ка­лендаря.

Григоріанський календар або новий стиль:

- щоб повернути весняне рівнодення з 11 на 21 березня, з лічби днів було вилучено 10 діб;

- після 4 жовтня 1582 р. настало не 5, а 15 жовтня;

- щоб надалі така помилка не виникала, було прий­нято з кожних 400 років вилучати три доби;

- столітні роки, число сотень яких не ділиться без остачі на 4, вважають простими - по 365 діб (такими були роки 1700, 1800, 1900 і буде 2100-й).

- середня тривалість року григоріанського календаря (за 400 років) становить 365,2425 доби, що лише на 26 с перевищує три­валість тропічного року Т_ = 365,2422 доби. Тому і похибка на одну добу накопи­чується в цьому календарі приблизно за 3 300 років.

У календарі майя час розділено на цикли або «Сонця». Всього їх шість. Кожний цикл, стверджували жерці майя, закінчується нібито повним руйнуванням земної цивілізації. Минулі чотири «Сонця» повністю знищили чотири людські раси, і лише деякі люди вижили і повідали про те, що сталося.

• 
  «Перше Сонце» тривало 4008 років і завершилося землетрусами.
  
• 
  «Друге Сонце» тривало 4010 років і закінчилося ураганами.
  
• 
  «Третє Сонце» налічувало 4081 — земля була знищена «вогняними дощами», що пролилася з кратерів величезних вулканів.
  
• 
  «Четверте Сонце» увінчалося повенями.
  
• 
  У даний час земляни переживають «П'яте Сонце», кінець якого припаде на 21 грудня 2012 року.
  
• 
  Шостий цикл в календарі порожній, бо майбутнє жерцям було невідоме.
  

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). 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).

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

Інакше відбувається видимий рух верхніх планет.

Протистояння – це конфігурація планети, коли Земля буде перебувати на одній прямій між планетою і Сонцем.

Східна квадратура – це розташування планети на 90° на схід від Сонця.

Західна квадратура – це розташування планети на 90° на захід від Сонця.

Синодичний період обертання – це проміжок часу S між двома послідовними однаковими конфігу­раціями планети.

Для Меркурія він становить 116 діб, для Венери - 584 доби, для Марса, Юпітера і Сатурна відповідно - 780, 399 і 378 діб.

Використовуючи дані Птолемея, M. Ко­перник визначив відносні відстані (в радіусах орбіти Землі) кожної з планет від Сонця, а також їхні сидеричні (відносно зір) періоди обертан­ня навколо Сонця. Це дало змогу Йогану Кеплеру (1618-1621) встано­вити три закони руху планет.

Орбіти планет у Сонячній системі дуже мало відрізняються від коло­вих. Так, найменший ексцентриситет має орбіта Венери: е = 0,007; найбільший - орбіта Плутона: е = 0,249; ексцентриситет земної орбіти становить е = 0,0167.

Мал. 1.1. Еліпс як орбіта планети Мал. 1.2. Другий закон Кеплера

З цього закону випливає важливий висновок: оскільки площі 1 і 2 (мал. 1.2) рівні, то по дузі Р,Р₂ планета рухається з більшою швидкістю, ніж по дузі Р₃Р₄, тобто швидкість планети найбільша у перигелії П і найменша у афелії А.

Період обертання космічного апарата, який рухається навколо Землі по еліпсу зі змінною швидкістю, можна визначити за допомогою третього закону Кеплера.

Для колової орбіти супутників:

Найбільша відстань на якій супутник все ще буде обертатись на­вколо Землі, - 1,5 млн км. Якщо ж супутник опиниться на більшій відстані, то тяжіння з боку Сонця збурюватиме його рух, або поверта­ючи супутник на менші висоти, або ж перетворюючи його в штучну планету.

Крізь товщу атмосфери до поверхні Землі доходить лише видиме світло з довжиною хвиль від 0,39 мкм до 0,76 мкм, радіохвилі з довжиною від 0,01 см до 30 м 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.

В короткохвильовій частині спектра виділяють окремо діапазони ультрафіолетової астрономії (довжина хвилі 390-30 нм), рент­генівської астрономії (30-0,01 нм) і гамма-астрономії (довжина хвилі менша за 0,01 нм).

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.

2. Наземні оптичні телескопи.

Оптичні телескопи

Будова: об'єктив, який збирає світло і будує у фокусі зображення об'єкта; трубу (тубус), яка з'єднує об'єктив з приймальним пристроєм; монту­вання - механічну кострукцію, що тримає трубу і забезпечує її наве­дення на небо; окуляр.

Першими було збудовано лінзові телескопи-рефрактори (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 коефіієнтами 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»).

Перший такий телескоп з діаметром дзеркала 2,5 см побудував І. Ньютон. Головні дзеркала рефлекторів спочатку мали сферичну форму, згодом - параболічну.

Шкільні телескопи мають об’єктиви з фокусною відстанню 80 – 100 см, та набір окулярів з фокусними відстанями 1 – 6 см. Тому збільшення шкільних телескопів може бути від 15 до 100 разів. Збільшення сучасних телескопів не перевищує 1000 разів (проявляється дифракція).

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 1000 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» («Very Large Teleskope» - VLT).

3. Найбільші телескопи –рефлектори:

1) Два телескопа Кека, розташовані на Гаваях. Keck-I і Keck-II введені в експлуатацію в 1993 і 1996 відповідно і мають ефективний діаметр дзеркала 9,8 м. Телескопи розташовані на одній платформі;

2) Найбільший в Євразії телескоп БТА якій знаходиться на території Росії, в горах Північного Кавказу і має діаметр головного дзеркала 6 м. Він працює з 1976 і тривалий час був найбільшим телескопом у світі;

3) Найбільшим у світі телескопом з цільним дзеркалом є Large Binocular Telescope, розташований на горі Грехем (США, штат Арізона). Діаметр обох дзеркал становить 8,4 метра;

4) 11 жовтня 2005 в експлуатацію був запущений телескоп Southern African Large Telescope в ПАР з головним дзеркалом розміром 11 x 9.8 метрів, що складається з 91 однакового шестикутника;

4) 13 липня 2007 перше світло побачив телескоп Gran Telescopio Canarias на Канарських островах з діаметром дзеркала 10,4 м, який є найбільшим оптичним телескопом у світі за станом на першу половину 2009 року;

Сучасні радіотеле­скопи досліджують космічні радіохвилі в довжинах від одного міліметра до декількох десятків метрів.

- радіотелескопи рефлекторні принцип дії такий самий, як телескопа-рефлектора; тільки дзеркало параболічної форми для приймання електромагнітних хвиль виготовляється з металу. Найбільший в Україні радіотелескоп РТ-70 має діаметр 70 м (Крим, Євпаторія);

- радіотелескопи-радіогратки складаються з великої кількості окремих антен, які розташовані на поверхні Землі в певному порядку. Найбільший у світі Т-подібний радіотелескоп такого типу УТР-2 є в Харківській області, має розміри 1800900 м.

Найбільша у світі радіоастрономічна антена, встановлена у кра­тері згаслого вулкана Аресібо на острові Пуерто-Ріко, має діаметр 305 м. Нерухома антена, спрямована в зеніт.

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.

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 сьогодні найвідомішим РІ є введений у дію 1980 р. РТ VLA («Very Large Array - «Дуже велика гратка»), який встановлено в пустельній місцевості штату Нью-Мексико, США. Цей РТ складається з 27 повноповоротних 25-метрових параболічних антен, розміщених у формі літери Y з довжиною двох плечей по 21 км, а третього - 19 км. У цьому і аналогічних випадках антени пов'язані між собою електрични­ми лініями.

- введена в дію 1990 р. АО на вершині древньої вулканічної гори Мауна-Кеа (4215 м, о. Гавайї), тут встановлено кілька 4-метрових телескопів, а також теле­скопи «Кек», «Джеміні», «Субару»;

- англійська АО на о. Ла-Пальма (2327 м, 1986 p.);

- американська АО Лас-Кампанас (2280 м, 1976 p.) у Чилі і там же європейська AO Ла-Сілла (2347 м, 1976 p.), де встановлено «Дуже великий телескоп».

В останні роки ведуться спостереження 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-об-серваторій, 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» з діамет­ром дзеркала 2,4 м, який вирішує велику кількість астрофізичних за­дач. Загалом з 1962 р. для астрономічних досліджень запущено більше 50 ШСЗ та АМС.

Всі тіла, що рухаються навколо Сонця, утворюють в сукупності планетну систему, яка називається Сонячною. До її складу входять: вісім великих планет; більше 150 їхніх супутників; напевне, кілька десятків тисяч малих тіл або астероїдів розмірами від 10 до 1 000 км; комети; безліч метеорних тіл з розмірами мен­шими за 1 км - так званих метеороїдів; міжпланетні пил та газ.

За своїми характеристиками великі планети поділяються на дві групи: планети земної групи - Меркурій, Венера, Земля та Марс, планети-гіганти - Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун. Основні відмінності між планетами обох груп:

а) планети земної групи мають порівняно невеликі розміри, велику густину, складаються в основному з важких хімічних елементів, мають великі орбітальні швидкості і знаходяться ближче до Сонця.;

б) планети-гіганти, навпаки, мають великі розміри, малу густину, складаються в основному з газів (гідрогену і гелію), мають менші орбітальні швидкості і знаходяться далеко від Сонця.

Земля - планета

Земля бере участь у двох ру­хах у просторі: обертається навколо осі та рухається навколо Сонця з се­редньою швидкістю 30 км/с на середній віддалі 149,6 млн км.

У першому наближенні Землю мож­на вважати кулею. Але через обертання, яке спричиняє появу відцентрової сили, вона дещо сплюснута біля полюсів і опукла біля екватора. Земля обертається навколо осі, причому швидкість руху точок зем­ної поверхні різна у різних широтах: максимальна на екваторі - 465 м/с - і нульова на полюсі

Землю іноді називають світом, латинською назвою Терра або грецькою - Гея.