Текст книги "В звёздных лабиринтах: Ориентирование по небу"

Автор книги: Виктор Комаров

Соавторы: Борис Максимачев
сообщить о нарушении

Текущая страница: 2 (всего у книги 13 страниц)

Глава I ЧЕЛОВЕК И НЕБО

Космическая арена

Над нами звёздное небо. Оно существует всегда – и в ясную, и в пасмурную погоду, и ночью, и днем, и зимой, и летом.

Однако нам, жителям Земли, далеко не всегда дано любоваться его красотой: мешает атмосфера. Молекулы газа, а ещё в большей степени водяные пары и механические примеси, содержащиеся в атмосфере, рассеивают в дневное время солнечные лучи, создавая иллюзию голубого небосвода, скрывающего от нас звёзды. Голубой небосвод служит своеобразным фильтром, смягчающим тени, придающим особую мягкость земному ландшафту.

Атмосфера – серьезная помеха для оптической астрономии. Вот почему, если не считать наблюдений Солнца, основное время астрономических наблюдений – тёмные ночи, да и то лишь тогда, когда воздух прозрачен, небо чистое и ясное. А ясных ночей, увы, не так-то много...

Да и ночная темнота часто перестаёт быть темнотой... Если бы вы остались поздно вечером на территории какой-либо обсерватории, вас поразило бы полное отсутствие фонарей. И только маленькие светлячки карманных фонариков иногда мелькнут среди кустов. Это астрономы направляются в башни телескопов.

Яркий электрический свет мешает видеть звёзды. И не случайно астрономические обсерватории стараются размещать вдали от больших городов. Бюраканская обсерватория в Армении расположена в 40 километрах от Еревана. Но даже на таком расстоянии электрическое зарево большого города мешает астрономическим наблюдениям.

Что же говорить о современных городских жителях! Яркое уличное освещение безжалостно «забивает» слабый свет далёких звёзд. А если добавить к этому, что над крупными городами всегда висит довольно плотное марево из всякого рода промышленных и автомобильных дымов и газов, то станет ясно, что горожане редко могут по-настоящему любоваться величественной картиной звёздного неба во всей его первозданной красоте.

Между тем, человечество вступило в эпоху освоения космоса. Все более дальними и сложными становятся космические полёты как автоматических, так и пилотируемых космических кораблей. Космос стремительно вовлекается в сферу человеческой практики. Человек из жителя Земли становится на наших глазах обитателем Вселенной.

Космос становится нашим домом. А свой дом надо знать...

Невольно может сложиться впечатление, что в окружающем нас мире нет ничего более устойчивого и неизменного, чем картина звёздного неба, что в «звёздных мирах» мало что меняется с течением времени, что Вселенная всегда была такой, какая она сейчас, и что она всегда такой и останется. Из года в год, из века в век люди видят над собой одни и те же созвездия. Чтобы их очертания изменились сколько-нибудь существенным образом, должны пройти тысячелетия.

Не случайно выдающийся астроном средневековья Тихо Браге (1546—1601) писал в своё время: «По всем философским воззрениям следует, что в воздушных просторах небесного мира ничего не меняется, что небеса и небесные тела не растут и не уменьшаются, что они не подвергаются никаким изменениям ни по числу, ни по виду, ни по блеску, ни в каких-либо других отношениях, не меняясь с годами».

Даже в начале текущего столетия учёные были убеждены в том, что Вселенная стационарна, что в основных своих чертах она не изменяется с течением времени. Этой точки зрения придерживался и такой выдающийся физик, как создатель теории относительности А. Эйнштейн.

Однако в 1922 г. талантливый ленинградский математик А. А. Фридман, исследуя уравнения общей теорий относительности, выведенные Эйнштейном, пришел к выводу, что Вселенная не может пребывать в стационарном состоянии – она должна либо расширяться, либо сжиматься, либо пульсировать.

В настоящее время этот вывод подтвержден многочисленными астрономическими наблюдениями и не вызывает сомнений. Гигантские звёздные острова – галактики (в одной из них находится наше Солнце), совокупность которых называется Метагалактикой, разлетаются с огромными скоростями. Мы живём в расширяющейся Вселенной.

В последнее десятилетие выяснилось, что нестационарна не только Вселенная как целое, нестационарные явления широко распространены в космосе; они происходят на самых различных уровнях существования материи. Это космические взрывы, распад, дезинтеграция, скачкообразные превращения материи, её переходы из одного состояния в другое.

Разумеется, все эти события с точки зрения масштабов человеческой жизни протекают чрезвычайно медленно. Хотя скорости взаимного удаления некоторых космических объектов, в том числе и галактик, достигают огромной величины, сравнимой со скоростью света, никто из нас непосредственно этого явления не ощущает —«разбегание» галактик можно обнаружить лишь весьма точными астрономическими наблюдениями.

Что касается самих галактик, то продолжительность существования многих из них превосходит десяток миллиардов лет, а составляющих их звёзд – миллиарды лет. Даже быстротекущие с астрономической точки зрения нестационарные явления длятся миллионы лет.

Таким образом, чтобы стали заметными сколько-нибудь существенные изменения в состоянии звёзд, галактик или Метагалактики, должны пройти промежутки времени, намного превосходящие не только продолжительность жизни одного отдельного человека, но и продолжительность существования многих последовательных поколений. К тому же космические явления, как правило, протекают на столь значительных расстояниях от Земли, что их нельзя заметить невооруженным глазом. Иными словами, подавляющее большинство космических процессов не находит непосредственного отражения в видимой картине звёздного неба.

И все же небо – это своеобразная арена, на которой происходят целый ряд явлений, доступных непосредственному наблюдению.

Каждый день мы видим, как над горизонтом восходит Солнце и совершает свой дневной путь по небу; Солнце заходит, становятся видны наиболее близкие и яркие звёзды. Они также поднимаются над горизонтом, достигают наивысшего положения на небе и скрываются затем за выпуклостью земного шара. Большинство ночей видна на небе Луна то полным диском, то узким серпиком. Её положение среди звёзд меняется ото дня ко дню.

Периодически появляются на небе и планеты. Некоторые из них можно наблюдать невооруженным глазом в виде ярких немерцающих светил: Венеру, Марс, Юпитер, Сатурн.

Кроме того, на небе иногда возникают метеорные следы, яркие вспышки болидов, изредка появляются яркие кометы, происходят солнечные и лунные затмения, движутся искусственные небесные тела, созданные руками человека – искусственные спутники Земли, космические корабли и орбитальные станции.

Чтобы упорядочить наблюдение и регистрацию всех подобных явлений и сделать возможными точные количественные измерения положений и движений космических объектов, необходимо построить некоторую геометрическую систему, с помощью которой можно было бы производить «целеуказания» на небе.

С введением такой системы непосредственно связаны и задачи ориентирования в пространстве и во времени.

Небесная геометрия

Вероятно, многие помнят, как в курсе астрономии средней школы они знакомились с так называемой сферической астрономией. И, должно быть, у некоторых об этом разделе астрономической науки сложилось тогда впечатление как о чисто формальной системе условных геометрических построений, которые необходимо хорошо запомнить. Однако на самом деле это не так. За внешне формальными положениями и конструкциями сферической астрономии скрывается вполне определённый физический смысл.

Начнём с основного определения – определения небесной сферы. Небесная сфера – это воображаемая сфера (т.е. поверхность шара) произвольного радиуса, в центре которой находится глаз наблюдателя.

Как принято говорить в физике и математике, с определениями не спорят. Тем самым подчеркивается исходный характер определений, известная произвольность их введения. Но произвольность эта отнюдь не абсолютная. Коль скоро задача естествознания – изучить реальный мир, определения не должны вступать в противоречия с действительным положением вещей. Они также не должны вступать в противоречия с существующей системой знания и призваны открывать возможность решения тех задач, ради которых они вводятся.

В какой мере удовлетворяет этим требованиям введенное нами определение небесной сферы?

Прежде всего возникает закономерный вопрос: почему небесная сфера, а не, скажем, небесный куб, небесный параллелепипед или небесный многогранник?

Когда мы смотрим на небо, то все звёзды представляются нам точками. Это создаёт иллюзию, что они расположены на одинаковых расстояниях от Земли, т. е. на внутренней поверхности гигантского шара, в центре которого находится наблюдатель. Кстати сказать, видимо, эта иллюзия сыграла далеко не последнюю роль в возникновении одного из самых величайших заблуждений в истории человечества – представления о центральном положении Земли в мироздании.

Как известно, дальнейшее развитие астрономических знаний безжалостно разбило не только это заблуждение, но и все последующие попытки приписать нашей планете если не абсолютную, то хотя бы частичную геометрическую исключительность во Вселенной. В частности, сегодня мы хорошо знаем, что звёзды и другие космические объекты удалены от нас на различные расстояния.

Однако для целей практической астрономии важны не расстояния до небесных светил, а направления на них и углы между этими направлениями. Отвлекаясь от расстояний, мы тем самым как бы относим все светила к одному и тому же расстоянию, иными словами, располагаем их на поверхности сферы.

Таким образом, понятие небесной сферы закономерным естественным путем вытекает как из реальной картины звёздного неба, так и из характера тех конкретных задач, которые ставит перед собой практическая астрономия.

Вернёмся, однако, к определению небесной сферы ещё раз. В нём говорится, что небесная сфера – сфера произвольного радиуса. Это значит, что радиус небесной сферы мы можем выбирать по своему желанию – он может быть каким угодно. Но в таком случае необходимо ещё доказать, что результаты угловых измерений на небесной сфере не зависят от выбора её радиуса. В противном случае, как нетрудно сообразить, небесная сфера окажется непригодной для решения интересующей нас задачи – осуществления целеуказаний на небе.

Рис. 1. Угловые измерения на небе.

Выберем две небесные сферы с центром в одной и той же точке О и с радиусами R₁ и R₂ (R₂ > R₁) (рис. 1). Пусть у нас имеются две звезды S₁ и S₂. Спроектируем вдоль соответствующих радиусов изображения этих звёзд на обе небесные сферы. Получим точки S₁^' и S₂^' на одной из сфер и точки S₁^'' и S₂^'' – на другой.

Из самого построения без каких-либо специальных доказательств следует, что центральный угол φ ²) между направлениями на эти проекции один и тот же для обеих небесных сфер. Поскольку радиусы R₁ и R₂ были выбраны нами произвольно, полученный вывод справедлив и для любой другой небесной сферы с центром в точке О.

² Греческая буква «фи». В астрономии многие величины, а также звёзды, обозначаются буквами греческого алфавита. При описании созвездий мы будем часто употреблять эти обозначения (см. Приложение 1).

Может, однако, возникнуть сомнение: есть ли необходимость доказывать столь, казалось бы, очевидное положение? Но дело в том, что развитие точных наук, в особенности математики и физики, со всей убедительностью показало: очевидные на первый взгляд утверждения нередко оказываются ошибочными.

Итак, мы обосновали целесообразность введенного нами определения небесной сферы и возможность её применения для осуществления угловых измерений на небе. Сделаем теперь следующий шаг.

Небесная сфера в рассматриваемом нами случае вводится для земного наблюдателя. А это значит, что её необходимо связать с условиями наблюдения звёздного неба с Земли.

Первое из них состоит в том, что наша планета шарообразна. Следовательно, два наблюдателя, расположенные одновременно в различных точках Земли, видят над собой различные участки звёздного неба.

Второе условие состоит в том, что Земля вращается вокруг собственной оси и поэтому наблюдатель, который находится в одной и той же точке земной поверхности, видит, что картина звёздного неба постепенно меняется.

Таким образом, наши построения должны отобразить факт шарообразности и факт вращения Земли. В связи с этим нам придётся проделать некоторые дополнительные построения.

Отвесная линия, о которой мы говорили ранее, пересекает поверхность небесной сферы в двух точках. Точка пересечения, расположенная у нас над головой, называется зенитом Z₁ и Z₂ на рис. 2), противоположная – надиром.

Проведем теперь через центр небесной сферы плоскость, перпендикулярную к отвесной линии. Эта плоскость называется плоскостью математического или истинного горизонта (A₁A₁^' и A₂A₂^'). Окружность, получающаяся при пересечении этой плоскости с небесной сферой, называется математическим или истинным горизонтом. Здесь следует только заметить, что помимо истинного горизонта различают ещё видимый горизонт. В то время как истинный горизонт – идеальная окружность, видимый горизонт определяется рельефом данной местности, и конкретными условиями наблюдений (на рис. 2 видимый горизонт определяется линиями O₁B₁ и O₂B₂, где O₁ и O₂ – глаз наблюдателя).

В результате выполненных нами построений небесная сфера оказалась связанной с шарообразностью Земли. В самом деле, теперь каждому наблюдателю, расположенному в той или иной точке земного шара, соответствуют своя отвесная линия, свой зенит, своя плоскость горизонта, свой математический или истинный горизонт.

Рис. 2. Местные линии и горизонты. Понижение горизонта на рисунке сильно преувеличено. Для человека, стоящего на Земле, видимый и математический горизонт практически совпадают.

Необходимо теперь связать небесную сферу с вращением Земли. С этой целью займемся наблюдением звёзд. Мы обнаружим, что на протяжении ночи звёзды смещаются по небосводу, причём их движение происходит по дугам. Это видимое движение звёзд по небесной сфере есть отражение суточного вращения Земли. Таким образом, можно говорить о видимом вращении небесной сферы, имея при этом в виду, что в действительности вращается наша планета, только в противоположном направлении.

Наблюдая небо, можно заметить, что разные звёзды описывают дуги различных радиусов и на небе есть точка, не принимающая участия во вращении небесной сферы.

Чтобы определить её местонахождение, направим в эту область неба телескоп и сделаем фотографию с длительной выдержкой. В результате мы получим снимок, на котором лучи от всех звёзд вследствие вращения небесной сферы прочертят дуги (рис. 3). В центре этих дуг и будет расположена искомая неподвижная точка – полюс мира. Очень близко от северного полюса Мира находится довольно яркая звезда, которая по этой причине называется Полярной звездой.

Рис. 3. Фотография полярной области неба.

Соединив северный полюс мира с центром небесной сферы и продолжив полученную линию неограниченно в обе стороны, мы построим ось мира – воображаемую прямую линию, вокруг которой совершается вращение небесной сферы, отражающее вращение Земли. Вторая точка пересечения оси мира с небесной сферой называется южным полюсом мира.

Таким образом, мы имеем пять фиксированных точек, связанных с небесной сферой. Мы будем рассматривать только три из них: центр сферы, зенит (или надир), и северный полюс мира (или соответственно южный полюс мира). Три точки, как известно, определяют, и притом единственным образом, положение плоскости в пространстве. Эта плоскость (в нашем случае) называется плоскостью небесного меридиана. Она пересекает небесную сферу по окружности большого круга – небесному меридиану.

Небесный меридиан пересекается с линией математического горизонта в двух точках, которые называются точкой севера (она расположена в стороне северного полюса мира) и точкой юга. Слева от точки юга по линии истинного горизонта на угловом расстоянии, равном 90°, расположена точка востока, справа на таком же угловом расстоянии – точка запада. На полюсах Земли эти понятия теряют смысл.

И ещё одно, теперь уже последнее построение на небесной сфере. Проведем через её центр плоскость, перпендикулярную к оси мира. Эта плоскость навивается плоскостью небесного экватора. Она пересечет небесную сферу по окружности большого круга – небесному экватору.

Небесный экватор, аналогично земному экватору, делит небесную сферу на два полушария. Полушарие, содержащее северный полюс мира, называется северным, противоположное – южным.

Теперь мы располагаем всем необходимым для построения систем небесных координат. Существует несколько таких систем. Для практических целей наиболее удобны две из них.

Первая система называется горизонтальной системой координат. В качестве основной плоскости в этой системе принята плоскость истинного горизонта.

Первой координатой в этой системе служит высота светила над горизонтом (обозначается буквой h). Она отсчитывается в градусах от плоскости горизонта по дуге большого круга, проходящего через данное светило и зенит (вертикала) (рис. 4).

Рис. 4. Горизонтальная система координат.

Если светило расположено выше плоскости математического горизонта, высота считается положительной, ниже – отрицательной и измеряется от 0 до 90°. Вместо высоты иногда рассматривают зенитное расстояние – угловое расстояние светила от зенита, которое изменяется от 0 до 180°.

Второй координатой в горизонтальной системе является азимут (обозначается буквой А). Это дуга математического горизонта от точки юга до вертикала, проходящего через светило. Азимут отсчитывается также в градусах по линии горизонта в сторону суточного вращения небесной сферы (к западу) от точки юга до точки пересечения линии горизонта с дугой вертикала, проходящего через зенит в данное светило (азимут точки запада равен 90°, а азимут точки востока 270°).

Горизонтальная система небесных координат весьма удобна для решения ряда задач практической астрономии, в частности, для определения видимых положений светил с помощью угломерных инструментов. Однако есть у неё и одна особенность. Дело в том, что обе горизонтальные координаты изменяются с течением времени. Благодаря вращению небесной сферы изменяется азимут, а вследствие того, что ось вращения небесной сферы наклонена под некоторым углом к отвесной линии, светила то поднимаются над горизонтом, то опускаются, т. е. изменяется и их высота. Это обстоятельство делает систему горизонтальных координат не совсем удобной для «целеуказаний») на небе. При использовании горизонтальных координат всякий раз необходимо производить соответствующий перерасчёт с учетом момента наблюдения и широты данного места.

Рис. 5. Экваториальная система координат.

В этом смысле более удобна экваториальная система координат (рис. 5).

Первая экваториальная координата, склонение (обозначается δ), аналогична земной широте. Склонение – это угловое расстояние светила от плоскости небесного экватора. Оно отсчитывается в градусах по дуге большого круга, проходящего через полюс мира и данное светило (круг склонения). В том случае, если светило расположено в северном полушарии, склонение считается положительным, если в южном – отрицательным.

Вторая координата, прямое восхождение (обозначается α), отсчитывается но кругу небесного экватора в направлении, противоположном суточному вращению небесной сферы от некоторой фиксированной точки до соответствующего круга склонения, проходящего через данное светило.

Выбор точки отсчёта прямого восхождения связан с годичным движением Земли вокруг Солнца. Благодаря тому, что наша планета движется по замкнутой орбите вокруг дневного светила, земному наблюдателю кажется, что Солнце непрерывно перемещается по небесной сфере с запада на восток и в течение года описывает окружность большого круга, получившую название эклиптики.

Таким образом, эклиптика – это видимый годичный путь Солнца по небесной сфере. Эклиптика наклонена к небесному экватору под углом 23°27'. Следовательно, Солнце то поднимается над экватором, то опускается под него. Два раза в течение года центр Солнца пересекает экватор, переходя 20 или 21 марта из южного полушария в северное (точка весеннего равноденствия) и 22 или 23 сентября из северного в южное (точка осеннего равноденствия).

Именно точка весеннего равноденствия и избрана в качестве точки отсчёта прямого восхождения в экваториальной системе координат.

Прямое восхождение обычно измеряется в часах. Весь круг экватора разделён на 24 часа: одному часу соответствуют 15 угловых градусов.

Экваториальная система координат тесно связана с небесной сферой, составляя с ней как бы единое целое. Иными словами, экваториальные координаты небесных светил (речь идёт, разумеется, о звездах и внегалактических объектах, поскольку Солнце, Луна, планеты и кометы обладают собственными перемещениями по небесной сфере и их экваториальные координаты непрерывно меняются) с течением времени остаются неизменными. Это объясняется следующими обстоятельствами.

Во первых, по самому построению небесной сферы все небесные светила при её вращении описывают окружности, плоскости которых параллельны плоскости небесного экватора. Но это и значит, что угловое расстояние светила от экватора, т.е. склонение, с течением времени не испытывает изменений.

Во-вторых, поскольку точка весеннего равноденствия сама участвует во вращении небесной сферы, то и угловые расстояния по линии небесного экватора от этой точки также остаются неизменными.

Следовательно, знание экваториальных координат позволяет без каких бы то ни было дополнительных вычислений находить на небесной сфере любую звезду.

Правда, если говорить строго, то вследствие отклонения фигуры Земли от идеального шара и неравномерного распределения масс в её недрах, ось вращения Земли совершает сложное движение в пространстве. В частности, за 26 000 лет она описывает в пространстве вокруг оси эклиптики конус в направлении часовой стрелки (если смотреть из мирового пространства на северный полюс Земли). В результате точка весеннего равноденствия перемещается вдоль эклиптики с востока на запад на 50'', 256 в год, «предваряет» Солнце, и весна начинается каждый год на 20 минут 24 секунды раньше. Это явление получило название прецессии или предварения равноденствий. Благодаря прецессии происходит медленное смещение по эклиптике точек весеннего и осеннего равноденствий, а также северного и южного полюсов мира по небесной сфере. В частности, примерно через 14 000 лет северный полюс мира переместится в район звезды Веги из созвездия Лиры. Тогда Вега станет полярной звездой.

В современную эпоху точка весеннего равноденствия находится в созвездии Рыб, а точка осеннего равноденствия в созвездии Девы.

Рис. 6. Эклиптическая система координат.

Наряду с экваториальной системой координат иногда пользуются ещё и так называемой эклиптической системой (рис. 6), где основным кругом отсчёта служит линия эклиптики. По аналогии с полюсами мира можно ввести понятие полюсов эклиптики.

Положение соответствующих точек на небесной сфере можно определить, проведя из центра небесной сферы прямую линию, перпендикулярную к плоскости эклиптики. Там, где она пересечет небесную сферу, и находятся полюсы эклиптики – северный (в северном полушарии неба) и южный (в южном полушарии).

Первая координата – эклиптическая долгота λ подобно прямому восхождению отсчитывается от точки весеннего равноденствия по кругу эклиптики в направлении против часовой стрелки и измеряется в градусах.

Вторая координата – эклиптическая широта β отсчитывается от эклиптики в градусах по дуге, проходящей через светило и полюс эклиптики. Широта по дуге в направлении северного полюса эклиптики отсчитывается со знаком плюс, в противоположном – со знаком минус.

От экваториальных координат α и δ на земной небесной сфере можно перейти к эклиптическим координатам β и λ с помощью следующих соотношений:

sin β

=

cos ε•sin δ – sin ε•cos δ•sin α,

cos β•sin λ

=

sin ε•sin δ + cos ε•cos δ•sin α,

cos β•cos λ

=

cos δ•cos α,

где ε – угол наклона эклиптики к линии небесного экватора, равный 23°27'.

Звёздный компас

Итак, мы установили, что каждой точке пространства соответствует бесконечное множество вложенных друг в друга (концентрических) небесных сфер с центром в этой точке.

Если же ввести на небесной сфере геометрию, связывающую небесную сферу с Землей, то каждой точке земной поверхности будет соответствовать семейство небесных сфер с вполне определённым расположением основных кругов и линий, а двум разным точкам будут соответствовать семейства небесных сфер с различными расположениями основных кругов и линий. Иными словами, между точками земной поверхности и семействами небесных сфер с различным расположением основных кругов и линий существует взаимно однозначное соответствие. Это обстоятельство открывает возможность ориентирования с помощью небесной сферы.

Выясним прежде всего, чем отличаются друг от друга небесные сферы, соответствующие различным точкам одного и того же меридиана. Рассмотрим сперва небесную сферу, построенную для точки, расположенной на некоторой средней широте северного полушария Земли. У такой небесной сферы линия небесного экватора составляет с линией истинного горизонта некоторый положительный угол. Линия небесного экватора поднимается над линией истинного горизонта в южной стороне неба, достигая максимального удаления от неё в точке пересечения с небесным меридианом.

По самому характеру построения линий и кругов небесной сферы небесный экватор при её вращении как бы движется вдоль самого себя, а все небесные светила описывают окружности, плоскости которых параллельны плоскости небесного экватора. Поэтому любое небесное светило при вращении небесной сферы дважды в сутки проходит через небесный меридиан. Явление прохождения светила через небесный меридиан получило название кульминаций. Осью мира меридиан делится на две части. Если в момент кульминации светило пересекает небесный меридиан в той его части, которая содержит зенит, то кульминация называется верхней. При пересечении светилом части меридиана, содержащей надир, кульминация называется нижней. Попутно заметим, что если высота светила в течение полного оборота небесной сферы остается положительной, оно является для данной земной широты незаходящим, если отрицательной – невосходящим. Если же высота светила меняет в течение полного оборота небесной сферы (т. е. на протяжении суток) свой знак, то светило является заходящим.

Рис. 7. Высота полюса мира и географическая широта.

Станем теперь перемещаться вдоль земного меридиана к северу (рис. 7). Какие изменения произойдут с небесной сферой? Мы обнаружим, что по мере продвижения на север северный полюс мира будет постепенно приближаться к зениту, а следовательно, линия небесного экватора – сближаться с линией математического горизонта. Когда мы достигнем полюса Земли, отвесная линия совпадет с осью мира, следовательно, полюс мира совпадет с зенитом, плоскость экватора – с горизонтальной плоскостью, а линия небесного экватора – с линией математического горизонта (рис. 7 слева). Поэтому для наблюдателя, находящегося на полюсе, звёзды движутся параллельно плоскости математического горизонта. А это означает, что на полюсе высота звёзд данного полушария не изменяется с течением времени. Другими словами, на полюсе все звёзды данного полушария незаходящие.

Любопытно отметить, что на полюсе невозможно использовать горизонтальную систему небесных координат. Дело в том, что на полюсе нельзя выделить направление небесного меридиана: так как зенит совпадает с полюсом мира, то положение плоскости небесного меридиана определяется здесь уже не тремя, а фактически только двумя точками, т.е. становится неопределённым. В точке пересечения оси вращения Земли с её поверхностью любое направление есть направление на юг. Таким образом, на линии горизонта исчезает фиксированная точка, от которой следует отсчитывать азимут...

Теперь от средних широт северного полушария предпримем путешествие в направлении, противоположном северному полюсу Земли, к земному экватору. Мы обнаружим, что высота линии небесного экватора над горизонтом постепенно возрастает, а зенитное расстояние соответственно уменьшается. На экваторе северный полюс мира окажется на линии математического горизонта, а ось мира будет лежать в горизонтальной плоскости. Линия же небесного экватора пройдет через зенит и будет расположена перпендикулярно к линии горизонта (рис. 7 справа). Следовательно, на земном экваторе все звёзды будут восходить и заходить перпендикулярно к линии горизонта. При этом все они будут заходящими и восходящими.

Для небесных сфер, соответствующих различным широтам южного полушария Земли, повторится то же самое с той лишь разницей, что место северного полюса мира в них займет южный, а кульминация небесных светил будет происходить не над точкой юга, а над точкой севера.

Теперь мы располагаем всеми необходимыми предварительными сведениями для ориентирования по небесным светилам.

Как мы уже знаем, первая задача ориентирования на местности заключается в определении направления «север—юг». Это направление принято называть полуденной линией.

Определить направление полуденной линии можно по моменту кульминации центра солнечного диска. В момент прохождения небесного меридиана Солнце достигает максимальной высоты и, следовательно, земные предметы при этом отбрасывают наиболее короткие тени.

Исходя из этого, можно пользоваться простым и в то же время достаточно надёжным способом определения полуденной линии. Надо выбрать какой-либо предмет, отбрасывающий на ровную поверхность достаточно тонкую тень (можно вбить в землю колышек), и вблизи истинного полудня ³) отмечать через небольшие промежутки времени положение конца тени на земле.

³Из-за введения часовых поясов и декретного времени момент кульминации Солнца не совпадает с 12 часами дня по местному времени. Так, например, в Москве Солнце кульминирует в 12 ч. 30 минут по московскому времени.

Направление самой короткой тени будет совпадать с направлением «север—юг».

В тех случаях, когда определение направления «север—юг» по Солнцу необходимо осуществить не в полдень, а в иное время дня, это можно сделать, имея в виду следующие обстоятельства. Поскольку, перемещаясь по небесной сфере суточным движением, Солнце совершает один полный оборот за 24 часа, за один час оно перемещается по дуге на 15°. Поэтому, зная местное время, можно по положению Солнца в данный момент приблизительно оценить, в каком месте небесной сферы оно будет находиться (или находилось, если наблюдение проводится после полудня) в полдень.