Звёздное небо

При ясной погоде на ночном небе невооружённым глазом можно увидеть Луну, звёзды, пять планет Солнечной системы (Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн), астероид Весту, кометы, несколько звёздных скоплений (Плеяды, Гиады и др.), туманность Ориона, некоторые наиболее яркие искусственные спутники Земли и орбитальные станции^[1]. Из-за большой удалённости галактик различить на небе невооружённым глазом можно только три из них: Туманность Андромеды (видна преимущественно в Северном полушарии Земли), Большое и Малое Магеллановы Облака (видны только в Южном полушарии)^[4]. Все эти объекты видны не каждую ночь, а только если во время наблюдения они находятся выше горизонта и обладают достаточной яркостью или блеском. Из-за большой удалённости астрономических объектов зрительная система не может оценить расстояние до них, вследствие чего они кажутся одинаково удалёнными от наблюдателя и расположенными на внутренней поверхности воображаемой сферы, в центре которой находится наблюдатель и которая называется небесной сферой. В один момент времени наблюдатель видит примерно половину небесной сферы, которая расположена выше истинного горизонта, а вторая половина скрыта поверхностью Земли^[5].

При наблюдении невооружённым глазом звёзды выглядят мерцающими, в отличие от планет. Мерцание звёзд возникает из-за преломления их света неоднородностями атмосферного воздуха, находящегося в постоянном турбулентном движении^[6]. Это приводит к изменениям проходящего через зрачок глаза светового потока. Планеты не мерцают, потому что находятся значительно ближе звёзд и имеют больший угловой размер. Если звёзды (за исключением Солнца) выглядят как точечные источники света, даже при наблюдении в крупные телескопы, планеты Солнечной системы могут быть различимы как диски при небольшом увеличении (например, при наблюдении через бинокль). Вследствие этого мерцания разных точек этого диска усредняются и блеск диска в целом остаётся практически постоянным^[7].

Солнечная система находится внутри диска нашей Галактики, вследствие чего с Земли этот диск виден «с ребра». Свечение множества далёких звёзд и туманностей, из которых состоит галактический диск, сливается в одну сплошную белесоватую клочковатую полосу на небе — Млечный Путь (рис. 1). Эта полоса опоясывает всю небесную сферу вдоль большого круга и представляет собой проекцию галактического диска на эту сферу^{[8][9][10][11][12]}. Вдоль некоторых участков центральной линии Млечного Пути видна тёмная «прожилка», обусловленная поглощением света межзвёздной пылью, которая концентрируется вблизи галактической плоскости^[13].

Освещённость, создаваемая небесным светилом на Земле, характеризуется блеском, или видимой звёздной величиной. Чем более ярким выглядит светило на звёздном небе, тем больше его блеск и тем меньше его видимая звёздная величина^[14]. Шкалу звёздных величин ввёл древнегреческим астрономом Гиппарх во II веке до н. э. Он разделил все видимые невооружённым глазом звёзды по их блеску на 6 групп (величин), отнеся самые яркие звёзды к звёздам 1-й величины, а самые слабые — к звёздам 6-й величины^[15][16][17]. Таким образом, невооружённым глазом можно увидеть только звёзды блеском до 6-й звёздной величины (6^m), но лишь при наблюдении высоко в горах. При проведении наблюдений на уровне моря можно различить звёзды только до 5-й звёздной величины (5^m)^[1].

Вся небесная сфера содержит, по разным оценкам, около 4800—6000 звёзд блеском до 6^m, которые можно увидеть невооружённым глазом при остром зрении^{[18][1][19][20][21][22]}. Количество звёзд блеском до 5^m составляет около 1600 на всей небесной сфере^{[23][1][24][25]}. Следовательно, при идеальных условиях наблюдения (безоблачное и безлунное небо, отсутствие светового загрязнения) ночью на одной половине небесной сферы, расположенной выше истинного горизонта, невооружённым глазом можно увидеть максимум 2400—3000 звёзд^[20][21] до 6-й величины или около 800 звёзд до 5-й величины. В городе при ярком ночном освещении можно увидеть лишь 200—300 звёзд. Все звёзды, видимые невооружённым глазом, расположены на расстоянии не более нескольких тысяч парсеков от Земли^[1].

10 самых ярких звёзд ночного неба^[26][27]

Название	Обозначение в созвездии	${\displaystyle m_{V}}$[a]	Расстояние (в парсеках)	${\displaystyle M_{V}}$[b]	Светимость ${\displaystyle L_{V}/L_{\odot }}$[c]
Сириус	α Большого Пса	–1,46	2,6	1,5	21
Канопус	α Киля	–0,72	100	–5,7	16 000
Толиман	α Кентавра	–0,29	1,3	4,1	1,9
Арктур	α Волопаса	–0,04	11,2	–0,3	110
Вега	α Лиры	0,03[d]	7,8	0,6	50
Капелла	α Возничего	0,08	13	–0,5	134
Ригель	β Ориона	0,18[d]	250	–6,8	45 000
Процион	α Малого Пса	0,38	3,5	2,7	7,3
Ахернар	α Эридана	0,46	43,5	–2,7	1000
Бетельгейзе	α Ориона	0,50[e]	125	–5,0	8400

С помощью оптических инструментов, например бинокля или телескопа, можно увидеть значительно больше вышеназванных типов объектов (звёзд, астероидов, комет, планет, туманностей, звёздных скоплений, галактик, космических аппаратов и др.), а также объекты, не видимые невооружённым глазом, — естественные спутники планет Солнечной системы, квазары, скопления галактик и другие астрономические объекты^[1]. Простой полевой бинокль с диаметром объектива 5 см и 7-кратным увеличением позволяет разглядеть около 100—120 тысяч звёзд блеском до 9^m. Телескопы Кека с диаметром главного зеркала 10 м способны зарегистрировать 1 млрд звёзд блеском до 19,5^m[28]. Космический телескоп Gaia за время своей работы измерил точные небесные координаты почти 2 млрд звёзд^[29].

Практически все звёзды, видимые на небе невооружённым глазом и в небольшие телескопы, находятся в нашей Галактике (исключение составляют лишь редкие сверхновые звёзды, вспыхивающие в соседних галактиках)^[30]. Однако крупные профессиональные телескопы могут различать отдельные звёзды и в других галактиках, в том числе находящихся за пределами Местной группы. В частности, космический телескоп «Хаббл» смог зафиксировать отдельные звёзды в галактике Боде (M81) на расстоянии 11,6 млн световых лет от Земли^[31][32][33], цефеиды в галактике M100 на расстоянии около 56 млн световых лет^{[34][35][36][37]}, а также межгалактические звёзды в скоплении галактик Девы на расстоянии 60 млн световых лет^[38][39]. Кроме того, телескопам «Хаббл» и «Джеймс Уэбб» удалось получить изображения нескольких отдельных звёзд, свет от которых шёл до Земли более 10 млрд лет (т. н. звёзды-кайдзю^[40]). Это стало возможным благодаря тому, что блеск этих звёзд был увеличен в тысячи раз из-за фокусировки их света гравитационными линзами. Самой далёкой когда-либо наблюдавшейся звездой является голубой сверхгигант Эарендел, чей свет был испущен через 900 млн лет после Большого взрыва и шёл до Земли 12,9 млрд лет^[41][42]. Следующие места по удалённости занимают:

• Куйлюр (англ. Quyllur) — красный гигант^[42][43] или красный сверхгигант^[44], свет которого был испущен через 3 млрд лет после Большого взрыва^[42] и шёл до Земли почти 11 млрд лет^[43];
• Мотра (англ. Mothra) — двойная система сверхгигантов^[40], чей свет также был испущен через 3 млрд лет после Большого взрыва^[45];
• Икар — голубой сверхгигант^[46], свет от которого шёл до Земли 9 млрд лет^[47][41].

Ещё одним кандидатом является Годзилла — предположительно яркая голубая переменная звезда^[48][49][50], чей свет шёл до Земли 11 млрд лет^[49] (однако звёздная природа этого объекта окончательно не подтверждена, он может быть звёздным сверхскоплением^[51]).

Ночное небо обладает собственным фоновым свечением, яркостью около 22—23^m на квадратную секунду дуги, или около 4—4,5^m на квадратный градус. Более половины яркости этого фона обусловлено излучением атомов и молекул земной атмосферы (собственное свечение атмосферы)^[52][1]. Кроме того, на ночном небе можно наблюдать зодиакальный свет и противосияние, обусловленные рассеянием и отражением солнечного света межпланетной пылью, концентрирующейся преимущественно к плоскости эклиптики^[53][54]. Меньшая часть фонового свечения неба обусловлена суммарным излучением множества далёких астрономических объектов (звёзд, туманностей и галактик), не различимых по отдельности^[55].

Для описания расположения и движения светил на звёздном небе используют различные воображаемые точки и линии небесной сферы, а также системы небесных координат. Точка, расположенная вертикально над наблюдателем, называется зенитом^[56]. Диаметрально противоположная точка небесной сферы, расположенная под наблюдателем (и под землёй), называется надиром^[57]. Вертикальная линия, проходящая через зенит и надир, называется отвесной, или вертикальной линией. Большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна отвесной линии, называется математическим, или истинным горизонтом. Математический горизонт делит небесную сферу на две половины: видимую для наблюдателя (содержащую зенит) и невидимую (содержащую надир). Истинный горизонт может не совпадать с видимым горизонтом, положение которого обусловлено формой поверхности Земли. Большой круг небесной сферы, проходящий через зенит, надир и светило, называется вертикальным кругом, вертикалом или кругом высоты^[58][59].

С точки зрения земного наблюдателя небесная сфера со всеми видимыми на ней светилами вращается в направлении с востока на запад с периодом около 1 суток. Поэтому в течение ночи небесные светила меняют своё положение относительно горизонта, при этом одни светила заходят за горизонт на его западной стороне, а другие восходят на восточной стороне. Это видимое суточное вращение неба является отражением реального вращения Земли вокруг своей оси в направлении с запада на восток. Воображаемая ось, вокруг которой происходит суточное вращение небесной сферы, называется осью мира. Она пересекает небесную сферу в двух точках — в Северном и Южном полюсах мира^[60][61]. В течение суток звёзды описывают на небе круги с центром в полюсе мира^[62] (рис. 5). Большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна оси мира, называется небесным экватором. Он делит небесную сферу на две половины — северную и южную. Большой круг небесной сферы, проходящий через оба полюса мира и светило, называется кругом склонения или часовым кругом светила^[60][61]. Малые круги небесной сферы, параллельные небесному экватору, называются небесными параллелями^[63] или суточными параллелями^[64].

Поскольку Земля обращается по орбите вокруг Солнца, для земного наблюдателя это отражается в видимом годичном движении Солнца по небесной сфере на фоне других звёзд вдоль большого круга, называемого эклиптикой. Плоскость эклиптики наклонена к плоскости небесного экватора под углом 23°26′ (рис. 7). Поэтому эклиптика пересекается с небесным экватором в двух точках — точках весеннего и осеннего равноденствий^[65]. Диаметр небесной сферы, перпендикулярный плоскости эклиптики, называется осью эклиптики и пересекается с небесной сферой в двух точках — северном и южном полюсах эклиптики (рис. 8). Большой круг небесной сферы, проходящий через оба полюса эклиптики и светило, называется кругом широты данного светила^[66].

Положение светила на небе определяется двумя углами, которые отсчитываются вдоль больших кругов небесной сферы от каких-либо выбранных основных плоскостей и точек. Чаще всего используются следующие системы небесных координат^[67]:

• горизонтальная система координат, в которой положение светила задаётся азимутом ${\displaystyle A}$, отсчитываемым вдоль математического горизонта от точки юга к западу до вертикального круга светила в пределах от 0° до 360° (иногда от 0° до 180° к западу и 0° до –180° к востоку) и высотой ${\displaystyle h}$, отсчитываемой вдоль вертикального круга от математического горизонта до светила в интервале от 0° до 90° для светил, находящихся выше горизонта, или от 0° до –90° для светил под горизонтом (иногда вместо высоты используется зенитное расстояние ${\displaystyle z}$)^[68] (рис. 6);
• экваториальная система координат, в которой положение светила задаётся прямым восхождением ${\displaystyle \alpha }$, отсчитываемым вдоль небесного экватора от точки весеннего равноденствия до круга склонения светила в сторону, противоположную суточному вращению небесной сферы, в интервале от 0^ч до 24^ч или от 0° до 360°, и склонением ${\displaystyle \delta }$, отсчитываемым вдоль круга склонения от небесного экватора до светила в интервале от 0° до 90° для светил в Северном полушарии неба и от 0° до –90° для светил в Южном полушарии неба (иногда вместо прямого восхождения используется часовой угол ${\displaystyle t}$, а вместо склонения — полярное расстояние ${\displaystyle p}$)^[69] (рис. 7);
• эклиптическая система координат, в которой положение светила задаётся эклиптической долготой ${\displaystyle \lambda }$, отсчитываемой вдоль эклиптики от точки весеннего равноденствия в том же направлении, что и прямое восхождение (в сторону, противоположную суточному вращению небесной сферы), до круга широты соответствующего светила в пределах от от 0° до 360°, и эклиптической широтой ${\displaystyle \beta }$, которая отсчитывается вдоль круга широты от эклиптики до самого светила в пределах от 0° до 90° для светил в Северном полушарии неба и от 0° до –90° для светил в Южном полушарии неба^[70] (рис. 8);
• галактическая система координат, в которой положение светила задаётся галактической долготой ${\displaystyle l}$, отсчитываемой вдоль галактического экватора от направления на центр Галактики против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса Галактики, до круга галактической широты рассматриваемого светила в пределах от от 0° до 360°, и галактической широтой ${\displaystyle b}$, отсчитываемой от галактического экватора до светила в пределах от 0° до 90° или от 0° до –90°^[67] (рис. 9).

Поскольку положение полюсов мира, небесного экватора и точки весеннего равноденствия связаны с направлением оси вращения Земли, их положение относительно звёзд постоянно изменяется вследствие прецессии земной оси (рис. 10). По этой причине экваториальные координаты звёзд, отсчитываемые от этих линий и точек, с течением времени должны изменяться. Поэтому с 1998 года экваториальные координаты объектов звёздного неба отсчитываются от положений небесного экватора и точки весеннего равноденствия по состоянию на начало 2000 года^[1]. Однако экваториальные координаты звёзд всё равно изменяются с течением времени вследствие собственного движения^[71] (рис. 12).

Для удобства ориентировки звёздное небо разделено на участки, называемые созвездиями. В древности созвездиями называли легко различимые на небе группы ярких звёзд, которые помогали ориентироваться в пространстве и времени. В настоящее время такие характерные группы звёзд называются астеризмами^[1][72]. Созвездие же — это не физический объект (или совокупность объектов), а диапазон направлений с точки зрения земного наблюдателя^[73].

Границы современных созвездий утверждены Международным астрономическим союзом в 1922—1935 годах. Они проведены в виде прямых ломанных линий по дугам небесных параллелей и кругов склонения в экваториальной системе координат по состоянию на 1875 год^[74]. Вся небесная сфера поделена на 88 созвездий. Однако созвездие Змея состоит из двух отдельных частей, разделённых созвездием Змееносец. Поэтому на звёздном небе 89 отдельных площадок, покрывающих всю его площадь без промежутков^[1].

В течение года Солнце движется по небесной сфере по эклиптике с запада на восток, проходя через 13 созвездий. Двенадцать из них (исключая созвездие Змееносец) называются зодиакальными. То созвездие, в которых в данный момент времени расположено Солнце, практически недоступно наблюдению, поскольку находится над горизонтом днём, и становится хорошо видимым лишь приблизительно через полгода, когда Солнце перемещается в противоположную область небесной сферы^[75]. Поэтому вид ночного неба непрерывно меняется в течение года: в одно и то же время суток в разное время года на небе видные разные звёзды и созвездия^[1]. Например, самая яркая звезда ночного неба — Сириус — в Северном полушарии Земли может наблюдаться в течение всей ночи только поздней осенью и зимой, а летом она не видна, поскольку в тёмное время суток находится под горизонтом^[76]. Созвездия часто делят на весенние, летние, осенние и зимние — в зависимости от времени года, во время которого они видны лучше всего^[77][78].

Луна и планеты Солнечной системы также движутся по небесной сфере вдоль своих траекторий, которые лежат вблизи эклиптики, и проходят через зодиакальные созвездия. Луна движется по большому кругу небесной сферы, наклонённому к эклиптике примерно на 5°09′, в том же направлении, что и Солнце (с запада на восток). За сутки Луна смещается примерно на 13,2°, делая полный оборот относительно звёзд за 27,32 суток (сидерический месяц)^[79].

Внутренние планеты Солнечной системы, то есть Меркурий и Венера, движутся по небесной сфере вблизи Солнца, не удаляясь от него на угловое расстояние больше 18—28° и 45—48° соответственно. Основную часть времени они движутся в прямом направлении — с запада на восток. Но когда они проходят между Солнцем и Землёй (вблизи нижнего соединения), их движение сменяется на попятное — с востока на запад. Однако в это время они не видны на звёздном небе, поскольку находятся над горизонтом днём^[80].

Внешние планеты (орбиты которых лежат вне орбиты Земли, то есть Марс, Юпитер и др.) бо́льшую часть времени движутся по небесной сфере относительно звёзд в прямом направлении. Однако иногда их прямое движение сменяется попятным, которое затем снова меняется на прямое. В результате этого траектории планет описывают на звёздном небе «петли»^[81][82] (рис. 11). Это объясняется тем, что скорость движения планеты в системе отсчёта, связанной с Землёй, представляет собой векторную сумму орбитальных скоростей как наблюдаемой планеты, так и самой Земли^[83][84].

Звёзды движутся в пространстве с относительными скоростями, составляющими десятки км/с, вследствие чего их взаимное расположение на звёздном небе медленно изменяется с течением времени. Из-за большой удалённости звёзд их собственное движение очень мало́ и почти незаметно глазу. Поэтому привычные очертания астеризмов заметно меняются только на интервалах времени в десятки и сотни тысяч лет^[1][85] (рис. 12). С течением времени некоторые звёзды могут перемещаться из одного созвездия в другое^[86]. Расстояние звёзд от Солнечной системы тоже меняется со временем, что приводит к изменению их блеска^[87].

Из-за шарообразной формы Земли вид звёздного неба различен на разных географических широтах^[88]. В каждом месте земной поверхности высота полюса мира над истинным горизонтом равна географической широте места наблюдения^[89][90]. Следовательно, при наблюдении с Северного полюса Земли Северный полюс мира располагается в зените, Южный полюс мира — в надире, а небесный экватор совпадает с истинным горизонтом (рис. 13, слева). В этом случае наблюдатель всегда видит только Северное полушарие неба, в то время как Южное полушарие постоянно скрыто от него. Небесные светила в течение суток описывают круги, параллельные горизонту, почти не меняя своей высоты (высота Солнца и Луны меняется медленно из-за их собственного смещения относительно звёзд). Все звёзды Северного полушария неба являются незаходящими, а звёзды Южного полушария — невосходящими. При наблюдении с Южного полюса Земли картина похожа с той разницей, что Северный и Южный полюса мира меняются местами и наблюдатель видит только Южное полушарие неба^[91].

При наблюдении с земного экватора небесная сфера вращается вокруг оси, лежащей в плоскости горизонта. Небесный экватор проходит через зенит и надир. Суточные траектории небесных светил лежат в плоскостях, перпендикулярных плоскости горизонта, и делятся этой плоскостью пополам: половина пути лежит над горизонтом и половина — под горизонтом (рис. 13, справа). Все светила восходят и заходят перпендикулярно горизонту и видны в течение половины суток. Наблюдателю в равной степени доступны для обзора как Северное, так и Южное полушария неба^[88]. Поэтому, находясь на экваторе, можно было бы насчитать все ~6000 звёзд, которые доступны наблюдению невооружённым глазом^[92].

На промежуточных географических широтах ось мира наклонена к плоскости истинного горизонта под углом, равным широте места наблюдения (рис. 13, в центре). В каждый момент времени оба полушария неба видны лишь частично. В течение суток (по мере вращения небесной сферы) становится полностью видным одноимённое полушарие неба (в Северном полушарии Земли — Северное, в Южном — Южное), а противоположное полушарие видно лишь частично^[91]. В Северном полушарии Земли светила Северного полушария неба восходят на северо-востоке и заходят на северо-западе. Бо́льшая часть их суточного пути лежит над горизонтом и меньшая часть — под горизонтом. Светила Южного полушария неба восходят на юго-востоке и заходят на юго-западе. Бо́льшая часть их суточной траектории лежит ниже горизонта и только меньшая часть находится выше^[93].

Для наблюдателя, расположенного в Северном полушарии Земли, в точке с географической широтой ${\displaystyle \varphi }$, все светила Северного полушария неба, склонение которых больше либо равно ${\displaystyle (90^{\circ }-\varphi )}$, являются незаходящими, то есть всегда видны над горизонтом. Светила же Южного полушария неба, склонение которых меньше либо равно ${\displaystyle (\varphi -90^{\circ })}$, являются невосходящими, то есть всегда находятся ниже горизонта^[94] (рис. 13).

Изучение звёздного неба с древнейших времён имело высокую практическую значимость и существенно повлияло на развитие науки и других областей мировой культуры. В частности, с помощью звёздного неба люди определяли стороны света при навигации. Измеряя положение светил на небе в определённые моменты времени, наблюдатель может определить географические координаты (широту и долготу) своего местоположения^[95].

Наблюдение изменения полуденной высоты Солнца над горизонтом в течение года и измерение периода видимого годового движения Солнца по эклиптике (в солнечных сутках) позволило создать солнечные календари, имеющие практическую ценность для сельского хозяйства. Даты таких календарей из года в год достаточно точно определяют смену климатических сезонов^[96][97].

Наблюдения гелиакического восхода Сириуса позволяли астрономам Древнего Египта предсказывать сроки разливов Нила, имевшие значение для распорядка сельскохозяйственных работ^[98].

Попытки объяснить движение светил звёздного неба дали толчок развитию математики и физики^[2][3]. В частности, анализируя результаты многолетних наблюдений видимого движения Марса на небе, проведённых Тихо Браге, Иоганн Кеплер рассчитал орбиту Марса в трёхмерном пространстве и вывел закономерности его движения, которые затем обобщил на другие планеты Солнечной системы. Таким образом были открыты три закона Кеплера^[99][100]. С их помощью Исаак Ньютон математически вывел закон всемирного тяготения^[99]. Для формулировки своих трёх законов механики (законов Ньютона) и объяснения на их основе (вместе с законом всемирного тяготения) движения Луны и планет Ньютон разработал дифференциальное и интегральное исчисления^[101][102].