Основні точки і лінії небесної сфери
Визначення основних точок і ліній небесної сфери починають з найпростішого - з установлення вертикального напрямку за допомогою виска. Прямовисна лінія (лінія виска) перетинається з небесною сферою в двох точках, які називаються зеніт і надир. Ці назви запозичено в арабських спостерігачів: зеніт - «вершина», надир - «напрям ноги»; їх позначають відповідно літерами. Зеніт — це верхня точка перетину прямовисної лівії з небесною сферою, надир — нижня точка (протилежна зеніту). Велике коло, яке проходить через світило, точку зеніту і точку надиру, називаєтьсявертикальним колом або вертикалом.
Через центр небесної сфери перпендикулярно до прямовисної лінії проведемо горизонтальну площину.
Велике коло, по якому горизонтальна площина перетинається з небесною сферою, називається математичнимабоістинним горизонтом.
Небесна сфера обертається навколо лінії, яка називається віссю світу; точки перетину осі світу з небесною сферою називаються полюсами світу. Полюс, відносно якого небесна сфера обертається проти годинникової стрілки (для спостерігача, який перебуває у центрі сфери), називають Північним полюсом світу, протилежний йому - Південним полюсом світу.
У наш час Північний полюс світу перебуває поблизу зорі а Малої Ведмедиці, яку називають Полярною зорею.
Велике коло, площина якого перпендикулярна до осі світу, називають небесним екватором. Небесний екватор ділить небесну сферу на північну і південну півкулі.
Небесний меридіан – велике коло, що проходить через зеніт, надир, північний та південний полюси світу. Він поділяє допоміжну небесну сферу на дві півкулі: східну і західну.
Пряму лінію, що з'єднує точки півдня і півночі, називають полуденною лінією. Небесний меридіан ділить небесну сферу на дві півкулі - східну і західну.
Вертикал (коло висоти) – півколо великого кола, що проходить через зеніт і надир.
Велике коло, по якому центр диска Сонця здійснює свій видимий річний рух на небесній сфері, називається екліптикою.
Слово «екліптика» походить від грецького «екліпто» - «затемнюю», бо як тільки Місяць у своєму русі навколо Землі перетне екліптику в повню, настає затемнення Місяця. Якщо він перетинає екліптику у фазі нового Місяця, відбувається затемнення Сонця.
Екліптика перетинається з небесним екватором у двох точках рівнодень: весняного і осіннього. Точка весняного рівнодення - це точка небесного екватора, через яку центр диска Сонця 20-21 березня переходить з південної півкулі неба в північну. Через точку осіннього рівнодення її центр диска Сонця 22-23 вересня переходить з північної півкулі неба в південну.
Внаслідок добового обертання небесної сфери кожне світило, описуючи на небі коло (тим менше, чим ближче світило до полюса світу), двічі перетинає небесний меридіан.
Явище проходження світила через небесний меридіан називається кульмінацією.
У верхній кульмінації світило буває найвище над горизонтом, у нижній кульмінації світило буває найнижче над горизонтом чи під горизонтом. Деякі зорі в момент верхньої кульмінації проходять через зеніт. В залежності від кутових відстаней, на яких світила знаходяться від полюсів світу, у кожній певній точці земної кулі вони можуть сходити і заходити, або ніколи не заходити, або ніколи не сходити.
Для світил, які в даній місцевості не заходять, ми бачимо і верхню, і нижню кульмінації; для світил, які сходять і заходять, - тільки верхню кульмінацію; для світил, які не сходять, обидві кульмінації відбуваються під лінією горизонту. Для спостерігача на північному полюсі Землі всі зорі північної небесної півкулі не заходять, а зорі південної небесної півкулі не сходять і навпаки. Для спостерігача на екваторі всі зорі обох небесних півкуль сходять і заходять.
Коли центр сонячного диска, перетинаючи небесний меридіан, знаходиться у верхній кульмінації, настає астрономічний полудень; під час нижньої кульмінації центра сонячного диска настає астрономічна північ.
Відстані до планет Сонячної системи вдалося визначити лише у XVII ст. через вимірювання горизонтального паралаксу.
Горизонтальний паралакс - це кут між напрямом на світило з якої-небудь точки земної поверхні і напрямом з центра Землі.
Відстані до близьких зір визначають за допомогою вимірювання їхнього річного паралаксу.
Річний паралакс — кут, під яким із зорі було б видно радіус земної орбіти.
Вперше надійні річні паралакси було виміряно в середині XIX ст. Дотепер відомо точні величини річних паралаксів майже для 100 000 зір, і на цій основі розроблено біля десяти інших методів визначення відстаней до віддаленіших об'єктів.