Справочник по астрономии. 10-11 классы

СПРАВОЧНИК  
ПО АСТРОНОМИИ

10–11 классы

С

О

О

Т

В

Е

Т

С

Т

В

У

Е

Т

 

Т

Р

Е

Б

О

В

А

Н

И

Я

М

едерального

государственного
образовательного
стандарта

2-е  и з д а н и е,  э л е к т р о н н о е

МОСКВА 
 2021

6+

Издание допущено к использованию в образовательном процессе  
на основании приказа Министерства образования и науки РФ от 09.06.2016 № 699.

В соответствии со ст. 1299 и 1301 ГК РФ при устранении ограничений, установленных 
техническими средствами защиты авторских прав, правообладатель вправе требовать от 
нарушителя возмещения убытков или выплаты компенсации.

ISBN 978-5-408-05658-3

Справочник по астрономии. 10–11 классы / сост. А.А. Коснырева. – 
2-е изд., эл. – 1 файл pdf : 74 с. – Москва : ВАКО, 2021. – (Школьный 
справочник). – Систем. требования: Adobe Reader XI либо Adobe Digital 
Editions 4.5 ; экран 10″. – Текст : электронный.

ISBN 978-5-408-05658-3

В справочнике, составленном в соответствии с программой по астрономии для 
10–11 классов, приведены основные сведения по всем базовым темам. Его главная 
цель – помочь учащимся усвоить, закрепить и систематизировать изученный материал школьного курса астрономии. В конце справочника размещён краткий словарь 
основных астрономических понятий и перечень важнейших дат и событий в истории 
астрономии и космонавтики.
Данное пособие предназначено для учащихся старших классов, преподавателей 
астрономии.

C74

Электронное издание на основе печатного издания: Справочник по астрономии.  
10–11 классы / сост. А.А. Коснырева. – Москва : ВАКО, 2020. – 64 с., [8] c. цв. илл. – 
(Школьный справочник). – ISBN 978-5-408-04700-0. – Текст : непосредственный.

УДК 372.8:52
ББК 92

УДК 372.8:52
ББК 92
 
С74

© ООО «ВАКО», 2020

ОТ СОСТАВИТЕЛЯ

Предлагаемый справочник, составленный в соответствии с программой 
по астрономии, предназначен для учащихся 10–11 классов. Его основная 
цель – помочь школьнику разобраться в таком сложном и интересном предмете, как астрономия.
Справочник состоит из шести разделов: «Астрометрия», «Небесная механика», «Солнечная система», «Астрофизика и звёздная астрономия», «Галактики» и «Строение и эволюция Вселенной». В конце справочника размещены краткий словарь основных астрономических понятий и перечень 
важнейших дат и событий в истории астрономии и космонавтики. Таким 
образом, пособие охватывает весь школьный курс астрономии. Материалы 
по темам рассматриваются на основе планомерного и последовательного изложения основных астрономических понятий, теорий и научных фактов, что 
позволяет формировать практическое и научное мировоззрение учащихся.
Первый раздел – «Астрометрия» – посвящён звёздам и созвездиям, небесной сфере и небесным координатам.
Во втором разделе – «Небесная механика» – рассматриваются законы 
движения небесных тел, конфигурация планет, небесный параллакс.
Третий раздел посвящён строению Солнечной системы.
В четвёртом разделе – «Астрофизика и звёздная астрономия» – рассматриваются Солнце и его строение, основные характеристики звёзд, двойные, 
кратные и переменные звёзды, а также звёздная эволюция.
В пятом разделе – «Галактики» – говорится о нашей Галактике (Млечный 
Путь), её строении; о шаровых и рассеянных звёздных скоплениях; приводится классификация галактик.
Шестой раздел – «Строение и эволюция Вселенной» – посвящён эволюции Вселенной от момента Большого взрыва до рождения нашей планеты 
Земля.
Несомненно, данное пособие будет полезно всем школьникам старшей 
школы, а также учителям как краткий универсальный справочник по астрономии, который позволит усвоить, закрепить и систематизировать изученный материал школьного курса астрономии.

1. АСТРОМЕТРИЯ

ЗВЁЗДЫ И СОЗВЕЗДИЯ

В ясную ночь человек с хорошим зрением увидит около 2–3 тыс. звёзд, 
рассеянных по небу Северного полушария. Всего же, с учётом Южного полушария, можно увидеть около 4–6 тыс. звёзд.
Астрономия – одна из древнейших и старейших наук. Она возникла 
из практических потребностей человечества. Ещё в древности наблюдатели стали выделять на небе яркие звёзды и объединять их в группы, называемые созвездиями. Первоначально созвездия рассматривались просто 
как звёздные фигуры. Однако само выделение созвездий оказалось очень 
полезным: оно позволило создать первые календари и значительно облегчило ориентирование – как среди небесных объектов, так и при путешествиях 
по Земле. Созвездия – это участки звёздного неба, выделенные для удобства 
ориентировки на небесной сфере и обозначения звёзд. Созвездия различают 
по занимаемой площади на небесной сфере и количеству звёзд в них. Всё 
небо разделено на 88 созвездий, которые носят имена мифических героев 
(Андромеда, Геркулес), животных (Лев, Жираф), предметов (Весы, Лира) 
и др. Границы созвездий проходят, как правило, вдоль небесных параллелей и кругов склонений. Принадлежность звёзд к тому или иному созвездию относительна и определяется лишь тем, что наблюдатель, находящийся на Земле, видит эти звёзды по соседству. На самом деле это «соседство» 
только кажущееся, так как в пространстве звёзды находятся на огромном 
расстоянии друг от друга.
Наиболее яркие звёзды каждого созвездия обозначены буквами греческого алфавита: α (альфа), β (бета), γ (гамма) и т. д. – в порядке убывания их 
кажущейся яркости, которая измеряется в специальных единицах – звёздных величинах. Звёздная величина – это величина, определяющая яркость 
наблюдаемого объекта. Обозначают звёздную величину латинской буквой m 
(от лат. magnitudo – величина) в виде верхнего индекса справа от числа. Направление шкалы звёздных величин обратное, т. е. чем меньше значение, 
тем ярче объект.
Во II в. до н. э. древнегреческий астроном Гиппарх составил каталог 
звёзд, видимых невооружённым глазом. Учёный впервые разделил все звёзды по яркости на шесть классов: самые яркие звёзды он отнёс к 1-й звёздной 
величине, самые слабые, едва видные, – к 6-й, а остальные звёзды распределил по промежуточным величинам.
Когда появились телескопы и приборы для точного измерения яркости 
звёзд, астрономы установили, что при переходе от класса к классу поток 
света от звёзд (или, как говорят астрономы, блеск звёзд) изменяется примерно в 2,5 раза. Звезда 1-й звёздной величины в 2,5 раза ярче звезды 
2-й величины, а та в свою очередь в 2,5 раза ярче звезды 3-й величины. 

Небесная сфера

Следовательно, звезда 1-й величины в 2,5 · 2,5 = 6,25 раза ярче звезды 
3-й величины.
В середине XIX в. английский астроном Норман Погсон измерил яркость 
множества звёзд и ввёл современную шкалу звёздных величин. Он предложил считать разницу блеска равной пяти звёздным величинам, если одна 
звезда ровно в 100 раз ярче другой. В таком случае разница на одну звёздную 
величину соответствует отличию блеска в 
≈
100
2,512
5
 раза.
В то время как звёздные величины убывают в арифметической прогрессии (6; 5; 4; 3 и т. д.), блеск звёзд возрастает в геометрической прогрессии 
(1; 2,512…; 6,310…; 15,851… и т. д.). Разница блеска в звёздных величинах 
меняется как логарифм потока света от звезды. Поэтому шкалу звёздных 
величин называют логарифмической шкалой.
Если блеск звёзд составляет E1 и E2, то разность их звёздных величин 
равна:

−
= −
m
m
E
E
2,5lg
1
2
1

2

.

Данная формула даёт возможность определить только разницу звёздных 
величин, но не сами величины. Чтобы с её помощью построить абсолютную шкалу, необходимо задать нуль-пункт – блеск, которому соответствует 
нулевая звёздная величина (0m). Сначала в качестве 0m был принят блеск 
Веги. Потом нуль-пункт был переопределён, но для визуальных наблюдений 
Вега до сих пор может служить эталоном нулевой видимой звёздной величины (по современной системе её блеск равен 0,03m, что на глаз неотличимо 
от нуля).
У всех небесных светил, менее ярких, чем ноль-пункт, звёздные величины выражаются положительными числами. Так, например, самая яркая 
звезда созвездия Лебедя Денеб (α Лебедя) имеет звёздную величину 1,25m. 
Звёздная величина самых ярких объектов отрицательна. Например, самая 
яркая звезда земного неба Сириус (α Большого Пса) имеет отрицательную 
звёздную величину -1,47m.

НЕБЕСНАЯ СФЕРА

Одной из важнейших астрономических задач, без которой невозможно 
решение всех остальных задач астрономии, является определение положения 
небесного светила на небесной сфере.
Люди в древности считали, что все звёзды располагаются на небесной 
сфере, которая как единое целое вращается вокруг Земли. Это впечатление 
связано с тем, что в результате огромной удалённости небесных светил человеческий глаз не в состоянии оценить различия в расстояниях до них и они 
представляются одинаково удалёнными. С развитием научных знаний такой 
взгляд на небесную сферу отпал. Однако заложенная в древности геометрия 
небесной сферы в результате развития и совершенствования получила современный вид, в котором и используется в астрометрии.
Небесная сфера – это воображаемая сфера произвольного радиуса, на которую проецируются объекты, видимые на небе, и в центре которой предполагается наблюдатель (рис. 1).

1. Астрометрия

Расстояния на небесной сфере можно измерять только в угловых единицах: в градусах, минутах, секундах или радианах. Например, угловые диаметры Луны и Солнца равны примерно 30 мин.
Одним из основных направлений, относительно которого определяется положение наблюдаемого небесного светила, является отвесная линия. 
Отвесная линия, проходящая через центр небесной сферы, пересекает её 
в точках зенита Z и надира Z′. Зенит находится над головой наблюдателя.
Плоскость, проходящая через центр небесной сферы и проведённая перпендикулярно отвесной линии, пересекает небесную сферу по большому кругу – по линии математического (истинного) горизонта.
Полюс мира – точка на небесной сфере, вокруг которой происходит видимое суточное движение звёзд из-за вращения Земли вокруг своей оси.
Ось мира (PP′) – прямая, вокруг которой происходит кажущееся вращение небесной сферы. Она пересекает небесную сферу в северном полюсе 
мира P и в южном полюсе мира P′. Суточное движение светил происходит 
так, как если бы вся небесная сфера вращалась как одно целое вокруг оси 
мира в направлении с востока на запад. Это движение мнимое: оно является 
отражением истинного движения – вращения Земли вокруг своей оси с запада на восток.
Небесный экватор – большой круг небесной сферы, плоскость которого 
проходит через центр небесной сферы и перпендикулярна оси мира. Небесный экватор пересекается с горизонтом в точках востока E и запада W.
Небесный меридиан – большой круг небесной сферы, проходящий через 
зенит и полюсы мира. Небесный меридиан пересекает горизонт в точках севера N и юга S.
Угол наклона оси мира к математическому горизонту равен географической широте (j) места наблюдения.
Большой круг небесной сферы, по которому происходит видимое годичное движение Солнца, называется эклиптикой. Эклиптика пересекается 
с экватором в определённых точках: в точке весеннего (^) и в точке осеннего 
равноденствия (d).

Z

P

S
N

E

Небесный 
меридиан

Математический 
горизонт
Отвесная линия

Небесный 

экватор

W

Z′

P′

ϕ

Ось 
мира

Рис. 1. Схематическое изображение небесной сферы

Системы небесных координат

СИСТЕМЫ НЕБЕСНЫХ КООРДИНАТ

Системы небесных координат используются в астрономии для описания 
положения светил на небе или точек на воображаемой небесной сфере. В астрономии применяют несколько систем небесных координат, удобных для 
решения различных научных и практических задач. При этом используются 
известные плоскости, круги и точки небесной сферы.
Системы небесных координат отличаются друг от друга выбором основной 
плоскости и началом отсчёта. В зависимости от стоящей задачи может быть 
более удобно использовать ту или иную систему. Наиболее часто используются горизонтальная и экваториальная системы координат.
Чтобы построить систему небесных координат, следует выбрать некоторую основную плоскость, проходящую через наблюдателя и пересекающую 
небесную сферу по большому кругу. Затем через полюс этого круга и светило 
провести ещё один большой круг, пересекающий первый, и в качестве координат принять угловое расстояние от точки пересечения до светила и угловое 
расстояние от некоторой точки на основном круге до той же точки пересечения. В горизонтальной системе координат основной плоскостью является 
плоскость горизонта, в экваториальной – плоскость небесного экватора.
Горизонтальная система координат – система небесных координат, 
в которой центр помещается в месте нахождения наблюдателя на поверхности Земли, а основной плоскостью является плоскость математического горизонта. Одной координатой при этом является либо высота светила h, либо 
его зенитное расстояние z. Другой координатой является азимут A (рис. 2).

Г

о

р

из

он

т

Z

A

A

z

A

h
h

P

S
N

Z′

P′

Рис. 2. Горизонтальная система координат (h и A)

Высота (h) – одна из координат небесного светила в системе горизонтальных координат; отсчитывается по окружности, проходящей через зенит 
и светило, и выражается длиной дуги этой окружности от горизонта до светила. Эта координата аналогична географической широте. Высоты отсчитываются в пределах от 0 до +90° к зениту и от 0 до +90° к надиру.

1. Астрометрия

Зенитное расстояние (z) – одна из координат небесного светила в системе горизонтальных координат; это дуга вертикального круга от зенита до 
светила, или угол между отвесной линией и направлением на светило. Зенитные расстояния отсчитываются в пределах от 0° до 180° от зенита к надиру.
Азимут (А) – угол между плоскостью меридиана точки наблюдения 
и вертикальной плоскостью, проходящей через эту точку и наблюдаемое 
светило, предмет и т. п. Отсчитывается от точки юга к точке запада. Эта 
координата аналогична географической долготе. Азимут измеряется в градусной мере от 0 до 360°.
Экваториальная система координат – система небесных координат, 
в которой основной плоскостью является плоскость небесного экватора. Одной координатой при этом является склонение δ, другой – прямое восхождение α (рис. 3).

Э

кв

ат

ор

P

α

α
α

δ
δ

γ

P′

Рис. 3. Экваториальная система координат (δ и α)

Склонение (δ) – угловое расстояние на небесной сфере от плоскости небесного экватора до светила. Склонение положительно к северу от небесного 
экватора и отрицательно к югу от него. Склонение обычно выражается в градусах, минутах и секундах.
Прямое восхождение (α) – размер дуги небесного экватора от точки весеннего равноденствия ^ до круга склонения светила. Обычно прямое восхождение принято измерять в часовой мере (от 0 до 24 ч). Так как полный оборот (360°) небесная сфера совершает за 24 ч, то 1 час (1ч) соответствует 15°, 
1 мин (1м) – 15′, 1 с (1с) – 15″ дуги*.
Существуют и другие системы небесных координат. Так, для изучения 
движения тел в Солнечной системе применяется эклиптическая система координат, в которой основной плоскостью служит плоскость эклиптики (совпадающая с плоскостью земной орбиты), а координатами – эклиптическая 
широта и эклиптическая долгота. Ещё одной, часто используемой, особенно 
в звёздной динамике, системой координат является галактическая система. 
В ней в качестве основной плоскости принята средняя плоскость галактического диска; её положение задаётся координатами одного из полюсов галактики.

 
* 1ч, 1м, 1с – обозначения, принятые в астрономии.

Кульминация светил

КУЛЬМИНАЦИЯ СВЕТИЛ

Вследствие суточного вращения небесной сферы все светила описывают 
круги, плоскости которых параллельны плоскости небесного экватора, т. е. 
движутся по суточным параллелям. Суточная параллель каждого светила 
пересекает небесный меридиан в двух точках, лежащих на концах диаметра 
параллели.
Явление пересечения светилом небесного меридиана называется кульминацией светила. Различают верхнюю и нижнюю кульминацию светила. 
В верхней кульминации высота светила наибольшая, а в нижней – наименьшая. Для незаходящих светил обе кульминации происходят над горизонтом. 
Для восходящих и заходящих светил верхняя кульминация происходит над 
горизонтом, а нижняя – под горизонтом. У невосходящих светил обе кульминации происходят под горизонтом, и они недоступны для наблюдения 
(рис. 4).

P

Z

Горизонт

Небесный
экватор

O

P′

ϕ

Область 
незаходящих
светил
δ > 90° – ϕ

Область 
невосходящих
светил
δ < ϕ – 90°

Область восходящих
и заходящих светил
ϕ – 90° < δ < 90° – ϕ

δ = 0

Рис. 4. Незаходящие и невосходящие светила

Формула высоты светила для момента верхней кульминации:
hвк = 90° ± (δ - j),

где δ – склонение светила; j – широта места наблюдения.
Знак «+» перед скобкой ставится, когда светило кульминирует к югу 
от зенита (<), знак «-» – к северу от зенита (>).
Формула высоты светила для момента верхней кульминации:
hнк = δ + j - 90°,

где δ – склонение светила; j – широта места наблюдения.

2. НЕБЕСНАЯ МЕХАНИКА

ЗАКОНЫ КЕПЛЕРА – ЗАКОНЫ ДВИЖЕНИЯ 
НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

С точки зрения земного наблюдателя планеты движутся по весьма 
сложным траекториям. Первая попытка создания модели Вселенной была 
предпринята во II в. александрийским астрономом Клавдием Птолемеем. Согласно геоцентрической системе Птолемея, центральное положение во Вселенной занимает неподвижная Земля, вокруг которой вращаются Солнце, 
Луна, планеты и звёзды. В середине XVI в. она была заменена гелиоцентрической системой польского астронома Николая Коперника. По его системе 
Солнце является центральным небесным телом, вокруг которого равномерно 
по круговым орбитам обращается Земля и другие планеты. Но с учётом этого 
модель Коперника, как и система Птолемея, не согласовывалась с наблюдениями.
Датский астроном Тихо Браге предложил свою систему мира, которая 
представляла собой комбинацию учений Птолемея и Коперника: Солнце, 
Луна и звёзды вращаются вокруг неподвижной Земли, а все планеты и кометы – вокруг Солнца. Учёный первым в Европе начал проводить систематические и высокоточные астрономические наблюдения. Он в течение 20 лет 
постоянно фиксировал движение планет. В начале XVII в. немецкий астроном Иоганн Кеплер, изучая движение планеты Марс по наблюдениям Тихо 
Браге, сформулировал три закона движения планет Солнечной системы. 
Впоследствии эти законы были названы его именем.
И хотя они имели относительно невысокую погрешность (не более 1%), 
всё же они были получены эмпирическим способом. Теоретическое обоснование было разработано Исааком Ньютоном, который в 1682 г. открыл закон 
всемирного тяготения.
Первый закон Кеплера (закон эллипсов) – орбита каждой планеты есть 
эллипс, в одном из фокусов (F1) которого находится Солнце (рис. 5).

О

M

F2
F1

c
Солнце

Перигелий

(П)

Радиусвектор

Афелий

(А)
Большая 
полуось a
Малая 
полуось b

Центр  эллипса

Рис. 5. Орбита планет – эллипс