При благоприятных атмосферных условиях перед восходом Солнца на востоке или после захода Солнца на западе удается увидеть зодиакальный свет — слабое вытянутое по небу конусообразное свечение, которое иногда можно спутать с зарей. Так как зодиакальный свет по форме представляет собой часть эллиптической поверхности с центром в Солнце, которая вытянута вдоль эклиптики, то его лучше наблюдать, когда эклиптика расположена выше всего над горизонтом. В Северном полушарии наилучшие условия наблюдения зодиакального света приходятся на весну, когда он виден в западной части неба, и на осень, когда он виден на востоке. Для жителей Южного полушария сезоны наблюдения противоположны. Наблюдатели, находящиеся на экваторе, имеют возможность видеть зодиакальный свет круглый год.

Зодиакальный свет возникает вследствие рассеяния солнечного света частицами космической пыли, в основном сосредоточенными в пространстве между орбитой Земли и Солнцем. Частицы пыли, находящиеся «снаружи» земной орбиты, отражают небольшое количество света назад, в направлении Солнца и Земли. (По мнению ученых, малая интенсивность отраженного космическими пылинками света объясняется их небольшими размерами и очень темным цветом.) Тем не менее в точке эклиптики, диаметрально противоположной Солнцу, заметно слабое светящееся пятно небольших размеров, которое называют противосиянием. Существует очень слабая полоса света, как бы соединяющая области зодиакального свечения и противосияния, но без специального оборудования увидеть ее нелегко, лишь в редких случаях это удается наблюдателям с острым зрением.

Самая заметная область зодиакального света сравнима по яркости с центральной частью Млечного Пути. Поэтому ее можно заснять на обычную пленку с помощью неподвижной или следящей фотокамеры при продолжительности экспозиции 10-30 мин. На фотографии вы обнаружите, что область, охваченная зодиакальным светом, у основания значительно протяженнее и шире, чем кажется невооруженному глазу. Чтобы получить более полное представление о распределении зодиакального света, необходимы широкоугольные объективы: по возможости используйте объектив с фокусным расстоянием менее 24 мм (для камеры с 35-миллиметровой пленкой). При фотографировании следите, чтобы фон неба и утренние сумерки не забивали зодиакальный свет и не уменьшали его контрастности. Фотографирование противосияния требует более длительных экспозиций; в остальном же здесь возникают примерно те же трудности, что и при фотографировании зодиакального света. Чтобы получить достаточно хорошее изображение такого слабого и низкоконтрастного объекта, как противосияние, необходимо использовать камеру с широкоугольным объективом.

Зодиакальный свет можно спутать с рядом атмосферных явлений, многие из которых обусловлены свечением пыли, выбрасываемой в верхние слои атмосферы при извержении вулканов. Обычно такие атмосферные свечения, как и сумерки, по фюрме напоминают дугу окружности с центром в Солнце и этим отличаются от специфического распределения зодиакального света, суживающегося в виде конуса.

Полярные сияния чаще всего наблюдаются в двух неправильной формы зонах, окружающих северный и южный магнитные полюсы Земли и простирающихся на широтах 60-70°. Полярные сияния иногда называют Северной и соответственно Южной Авророй — в честь римской богини утренней зари. Иногда полярные сияния наблюдались даже в Сингапуре, расположенном вблизи магнитного экватора. Так что, в какой бы точке Земли вы ни находились, не теряйте надежды хоть мельком увидеть это красивейшее явление. Несомненно, полярное сияние видели многие, но не обращали внимания, не подозревая, что они наблюдают.

Полярные сияния возникают при вторжении в верхние слои атмосферы заряженных частиц высокой энергии из земной магнитосферы. Сталкиваясь с различными атомами земной атмосферы, они возбуждают их, вызывая свечение. В основном полярные сияния происходят на высотах 100-115 км, но иногда они наблюдаются как гораздо ниже, до 70 км, так и выше — на высоте до 300 км. Были зарегистрированы полярные сияния даже на высоте 1000 км. Заметим для сравнения, что серебристые облака наблюдаются на высоте около 80 км, а метеоры образуются на высотах 50-150 км.

Количество полярных сияний тесно связано с циклом солнечной активности, точнее, с солнечными пятнами и достигает максимума спустя год-два после максимума солнечной активности. Нередко яркие полярные сияния возникают во время мощных вспышек на Солнце. Повторение некоторых полярных сияний через 26-28 дней (период обращения Солнца вокруг своей оси) указывает на их связь с долгоживущими наиболее активными областями на поверхности Солнца.

Полярные сияния принимают самые разнообразные формы; их более детальную классификацию можно провести на основе их структуры и характера активности. Довольно часто наблюдению доступна лишь верхняя часть сияния, возникающая над горизонтом в направлении на полюс, а это затрудняет распознавание самого полярного сияния. Так, разрозненные «клочки» полярных сияний можно ошибочно принять за отдельные облака, а пелену и вершины «арок» сияния — спутать с туманом. Однако в отличие от облаков и тумана полярные сияния не закрывают звезд.

При наблюдениях попытайтесь измерить протяженность полярного сияния и проследить за характером изменения его границ со временем. Это сравнительно легко сделать, оценивая размеры на глаз ли(ю используя простейшие приборы, описанные во многих книгах и руководствах. Определение высоты (и азимута) оснований арок и полос полярного сияния имеет важнейшее значение, ибо сравнивая результаты аналогичных измерений, проведенных в других местах, можно определить, на каком расстоянии и высоте возникло полярное сияние.

Разнообразна цветовая гамма полярных сияний, хотя ее восприятие во многом зависит от зрения наблюдателя. Так, наиболее часто наблюдается бледно-зеленый и красный цвет, однако каким-то наблюдателям то же самое полярное сияние может показаться бесцветным. Цвет сияния зависит от высоты, особенно у полярных сияний с вытянутой лучевой структурой. По этой причине особенно интересны цветные фотографии, полученные на высокочувствительной пленке, поскольку они дают богатую информацию о распределении цвета и яркости в различных участках полярного сияния.

Фотографирование полярных сияний — чрезвычайно интересное занятие. Для этих целей наиболее подходит неподвижно закрепленная фотокамера. Следует иметь в виду, что для серьезных параллактических измерений, т.е. измерений, связанных с определением направления и высоты полярных сияний над землей, фотокамеру следует монтировать на установке, допускающей наводку по высоте и азимуту. Чтобы различные наблюдатели могли получить фотографию одной и той же области полярного сияния, наведение фотокамер у них должно быть согласовано. По этой же причине проводите фотографирование через каждые 15 мин в течение каждого часа, т.е. экспозиции должны начинаться только в 0, 15, 30 и 45 мин после наступления очередного часа (по всемирному времени). Такая последовательность фотографирования облегчает прямое сравнение снимков одной и той же области, полученных разными наблюдателями.

Наиболее подходят для этих целей стандартные и широкоугольные объективы с большой апертурой, которая позволяет проводить фотографирование с короткими экспозициями. При светосиле объектива близкой к D/f= 1/1,8 и использовании пленки с чувствительностью 400 ASA (как цветной, так и черно-белой) можно рекомендовать начать с экспозиций 15-30 с. Если полярное сияние очень активное и в нем заметны быстро движущиеся крупномасштабные детали, то для получения контрастных снимков, возможно, потребуются и более короткие экспозиции. При фотографировании старайтесь, чтобы в каждый снимок попала часть горизонта — это поможет в дальнейшем точно определить высоту расположения различных деталей полярного сияния. Как и при фотографировании других астрономических явлений, всегда записывайте условия, при которых получен снимок, детали используемой установки, время и длительность экспозиции.

Серебристые облака — это атмосферные явления, которые возникают на высоте около 80 км над поверхностью Земли и в основном наблюдаются в средних широтах, 45-60°, на протяжении нескольких недель до и после летнего солнцестояния. В этот период сумерки на указанных широтах продолжаются почти всю ночь, и Солнце, находясь под горизонтом, все же освещает облака. По этой причине серебристые облака не наблюдаются ближе к экватору. Они имеют тонкую структуру в виде волн, гребешков, полос или вихрей с серебристыми и голубоватыми оттенками, а у горизонта иногда окрашиваются в золотистый цвет. Картина серебристых облаков довольно изменчива: струи, гребешки и другие структуры все время перемещаются относительно друг друга в самых разных и даже противоположных направлениях. На первый взгляд может показаться, что серебристые облака имеют много общего с обычными перистыми облаками, но их нетрудно отличить, если помнить, что серебристые облака образуются в атмосфере на высоте, в 10 раз большей, чем обычные, что они появляются ближе к полуночи и вытянуты в направлении к полюсу. Как и полярные сияния, серебристые облака настолько прозрачны, что не ослабляют свет ярких звезд.

Природа серебристых облаков пока еще не вполне ясна. По-видимому, они состоят из мельчайших частиц, покрытых льдом и потому отражающих солнечный свет. Откуда берутся эти частицы на таких высотах, тоже не ясно. Не исключено, что это частицы метеорной пыли, ионы или даже вулканическая пыль, попавшая на столь значительные высоты при сильных вулканических извержениях. Движение серебристых облаков связывают с ветрами, господствующими в верхней атмосфере, но высота расположения облаков и некоторые другие их особенности, возможно, определяются восходящими потоками воздуха, формирующимися над горами. Интересно отметить, что серебристые облака появляются в периоды, не благоприятные для наблюдения полярных сияний. Но их наблюдение можно проводить теми же методами и с помощью тех же инструментов, что и наблюдение полярных сияний: как визуально (когда их можно классифицировать по форме), так и фотографически. Наблюдения следует проводить через определенные промежутки времени, скажем, через 15 мин, отмечая изменения в структуре облаков и характере их движения. Нетрудно произвести угловые измерения расположения отдельных деталей облаков.

Фотографирование серебристых облаков производится примерно так же, как и полярных сияний: в идеале необходимо направить неподвижную фотокамеру в ту же область неба, что и у других наблюдателей, проведя серию экспозиций через определенные фиксированные интервалы времени. Так как серебристые облака ярче полярных сияний, для их фотографирования можно использовать менее чувствительную (и более контрастную) мелкозернистую пленку или камеру с меньшей апертурой. Возможно, время экспозиции придется уменьшить; это обусловлено не только быстрым перемещением облаков, но и тем, что яркий фон сумеречного неба может засветить пленку. Особенно эффектны цветные снимки; некоторые типы фотопленки, например Кодакхром, способны передать всю гамму естественного цвета облаков. При относительном отверстии объектива D /f = 1/2 и пленке с чувствительностью 100 ASA можно начать с экспозиции продолжительностью 5, 3 и 1 с. Как и при фотографировании полярных сияний, старайтесь приступать к фотографированию в начале каждого часа, делая снимки через 15 мин.

Кратковременные вспышки, возникающие в земной атмосфере при вторжении в нее быстродвижущихся мельчайших твердых частиц, получили название метеоров (иногда метеоры неправильно называют «падающими звездами»). Сравнительно крупные частицы могут вызвать очень яркую вспышку. Вспышки, блеск которых превышает звездную величину — 5m (это больше максимального блеска Венеры), называют болидами. В межпланетном пространстве вокруг Солнца движется множество частиц различных размеров — так называемых метеорных тел. Попадая в атмосферу Земли, метеорные тела вследствие трения могут полностью сгореть или разрушиться. Однако наиболее крупные из них сгорают не до конца, и их остатки могут упасть на поверхность Земли; их называют метеоритами. Падение метеорита сопровождается ярким огненным следом.

Поиск метеоритов на поверхности Земли — задача исключительной научной важности, поскольку это единственные небесные тела, которые можно подробно изучать в лабораториях, исключая, конечно, те небольшие образцы лунного грунта, которые были доставлены на Землю астронавтами и автоматическими аппаратами. Даже если ваши «астрономические интересы» не связаны с изучением метеоров, вы тем не менее должны представлять, какую информацию может принести наблюдение этих явлений.

Метеоры можно увидеть в любую ясную ночь, а при благоприятных атмосферных условиях даже невооруженным глазом можно заметить 5-10 метеоров в час. Это так называемые спорадические метеоры, связанные с вторжением в земную атмосферу отдельных частиц. Поскольку эти частицы обращаются вокруг Солнца по произвольным орбитам, они могут случайно возникнуть на небе в самых неожиданных местах. Помимо отдельных частиц вокруг Солнца движутся целые их рои. Многие из них порождены распадающимися или распавшимися кометами. Каждый метеорный рой обращается вокруг Солнца с постоянным периодом и многие из них в определенные периоды года встречаются с Землей. В такие периоды число метеоров значительно возрастает, и тогда говорят о метеорных потоках.

Как в космическом пространстве, так и вторгаясь в земную атмосферу, частицы метеорного потока движутся примерно параллельно, но вследствие перспективы создается впечатление, что они вылетают из ограниченной области неба, которую называют радиантом. Метеорные потоки обычно именуют по созвездиям, в которых лежат соответствующие им радианты. Данные о некоторых наиболее известных метеорных потоках приведены в таблице. Иногда метеорные потоки называют по имени той кометы, с которой они связаны. Так, метеорный поток Биэлиды (или Андромениды) получил свое название от распавшейся кометы Биэлы, а Якобиниды (или Дракониды) — от комет Якобини — Циннера.

Активность метеорного потока характеризуют числом метеоров, наблюдаемых за час. Числа, приведенные в таблице, характеризуют активность потока, которую опытный наблюдатель может зарегистрировать при благоприятных условиях в направлении зенита. Совершенно очевидно, что наблюдаемое число метеоров зависит от общих условий видимости, к тому же из-за поглощения света в атмосфере метеоры, вспыхивающие ближе к горизонту, кажутся слабее. Серьезную помеху при наблюдении метеоров создает лунный свет, особенно в периоды за 5-6 дней до и после новолуния; по этой причине в отдельные годы вообще не удается наблюдать некоторые метеорные потоки. Кроме того, интенсивность метеорного потока меняется год от года, и в зависимости от характера распределения метеорных частиц в рое эти изменения могут быть значительными.

Таблица №8

Метеорные потоки

Компактный метеорный рой может порождать метеорные, или звездные, дожди. Примером может служить метеорный поток Леониды, который вызывал звездные дожди большой интенсивности в 1799, 1833 и 1866 гг. (а возможно, и в более ранние исторические эпохи); но он практический исчез в 1899 и 1932 гг. Предполагается, что его исчезновение связано с гравитационным влиянием Юпитера и Сатурна на орбиту этого роя. Однако в 1966 г. интенсивность потока оказалась столь высокой, что за 20 мин удалось наблюдать около 150 тыс. метеоров. Это был поистине невероятный метеорный дождь. Например, такие известные метеорные потоки, как Квадрантиды, Персеиды и Геминиды, порождают не более 50 метеоров в час. Число метеоров также меняется в течение ночи. Перед полуночью наблюдаются только те метеоры, которые создаются частицами, «догоняющими» Землю, и поэтому скорость их вхождения в атмосферу мала. После полуночи частицы и Земля движутся навстречу друг другу, и поэтому их относительная скорость равна сумме скоростей. Поскольку яркость метеора существенно зависит от скорости входа метеорной частицы в атмосферу (чем она больше, тем метеор ярче и лучше видим), наблюдаемое число метеоров возрастает после полуночи.

Визуальные наблюдения метеоров лучше проводить группой. В этом случае каждый наблюдатель следит за своим участком неба, а кто-то один контролирует время и записывает результаты наблюдений. Однако и одному человеку по силам провести достаточно интересные и ценные наблюдения. Так как метеоры возникают неожиданно, через произвольные интервалы времени, необходимо подготовиться к циклу наблюдений продолжительностью 30 мин каждое. После каждого 30-минутного периода наблюдений нужно сделать небольшой перерыв. Сидя (или лежа) неподвижно в течение даже 30 мин, вы быстро замерзнете, поэтому старайтесь одеваться теплее. Не забывайте отмечать точное время начала и конца наблюдений.

Для наблюдений лучше выбрать участок неба, удаленный на 45° от радианта и находящийся как можно выше над горизонтом. Один человек не в состоянии охватить наблюдениями все небо, поэтому сосредоточьте все внимание только на выбранном вами участке.

Заранее заготовьте несколько звездных карт и оберните их в прозрачный полиэтилен (в конечном счете вам потребуется только одна карта — того участка неба, который вы выбрали для наблюдений). До и после каждого периода непрерывных наблюдений оцените звездную величину самой яркой звезды наблюдаемого участка неба. Это позволит судить об условиях наблюдений и при необходимости внести поправки в оценку скорости падения метеоров.

В идеале следует отмечать следующие данные по каждому метеору: время появления, длина пути, тип, яркость и различные особенности. При наблюдениях очень интенсивных метеорных потоков получение подробной информации по каждому метеору нереально. Наибольший интерес представляет информация, касающаяся последних трех из перечисленных пунктов. Далее мы обсудим их более подробно.

Длина пути. Отметить путь метеора не составляет особого труда. Увидев метеор, натяните вдоль его траектории кусок веревки или, еще лучше, «отметьте» его прямой палкой, это поможет вам определить путь метеора среди звезд. Оцените местоположение начала и конца пути и, по возможности, заметьте положение хотя бы одной точки в середине траектории. Например: траектория началась в точке, лежащей на одной трети расстояния между звездами ? и ? Льва, прошла вблизи ? Льва и закончилась на половине расстояния между ? и ? Девы. Зарисуйте траекторию метеора на звездной карте. Здесь могут возникнуть трудности, поскольку траектория метеора получается прямой только на звездных картах, сделанных в специальной проекции. Такие карты нелегко достать и ими трудно пользоваться, так как изображение звездного неба на них сильно искажено. На других картах траектории метеоров криволинейны, но, несмотря на это, если аккуратно и точно нанести положение начальной и конечной точек траектории, то при необходимости можно рассчитать всю траекторию и орбиту метеора. При наблюдениях метеорного дождя достаточно отметить только созвездие, через которое прошел метеор.

Тип метеора. Каким образом установить, относится ли данный метеор к спорадическим или он связан с тем или иным метеорным потоком. Это можно сделать, проследив мысленно (или продлив направление указательной палки) след метеора «назад», посмотрев, проходит ли он через радиант какого-нибудь активного в данную ночь метеорного потока. Если продолжение следа метеора проходит в пределах 4° от радианта, то можно с уверенностью говорить о принадлежности метеора к данному потоку. Отметьте положение радианта на своей звездной карте. (Нужно помнить, что при движении Земли через поток метеорных частиц радиант медленно перемещается среди звезд. Данные о суточном перемещении радианта можно найти в соответствующих астрономических календарях.)

Яркость метеоров. По яркости метеора можно судить о размерах и скорости движения метеорной частицы. В отличие от оценки блеска переменных звезд точность оценки блеска метеоров невелика: так, неопределенность в 0,5 звездной величины здесь можно считать вполне приемлемой. Такой точности не трудно добиться, научившись быстро сравнивать по яркости метеор и звезды в наблюдаемой области неба; достаточно отметить, что блеск метеора лежит где-то в пределах между значениями блеска двух звезд сравнения. Не пытайтесь запоминать численные значения звездных величин многих звезд — проще запомнить их названия (или отметить их на звездной карте), а их звездные величины лучше посмотреть уже после наблюдений. Звезды сравнения старайтесь выбирать поблизости от метеорного следа, чтобы поглощение света одинаково сказывалось как на метеоре, так и на звездах сравнения. Определенные трудности могут возникнуть при оценке блеска ярких метеоров, так как в наблюдаемой области, возможно, не окажется достаточно ярких звезд. В этом случае можно порекомендовать зрительно представить яркость Сириуса (его блеск равен -1,4m) или мысленно сравнить яркость метеора с яркостью Юпитера или Венеры (соответственные звездные величины -2,4m и -4,3m).

Особые детали. Некоторые метеоры оставляют за собой устойчивый яркий след, который сохраняется долгие секунды. При наблюдениях таких метеоров необходимо отмечать длительность существования следа, изменения в его форме и положении. Поскольку метеоры с устойчивыми следами довольно редкое явление, любые их наблюдения представляют значительный интерес. У ярких метеоров иногда удается отметить цвет и характер вспышки в конце его траектории.

Фотографические наблюдения метеоров не представляют особых трудностей, но требуют немало терпения, так как на снимках получаются только яркие метеоры, и нужно сделать много экспозиций, чтобы получить снимок хотя бы одного из метеоров. Высокочувствительные фотопленки и широкоугольные объективы существенно облегчают решение этой задачи. Фотокамеру следует установить неподвижно; пусть вас не смущает, что звезды при длительных экспозициях получаются в виде черточек, поскольку это не мешает их отождествлению. Как и при визуальных наблюдениях, для фотографирования нужно выбрать область неба, удаленную на 45° от радианта и расположенную возможно выше над горизонтом. Некоторые наблюдатели-энтузиасты устанавливают сразу по несколько фотокамер, перекрывающих все небо, а кое-кто использует объективы типа «рыбий глаз». Если есть возможность, одновременно проводятся фотографические и визуальные наблюдения одной и той же области неба; в этом случае информация о наиболее ярких метеорах, заснятых фотокамерой, дополняется подробностями, полученными при визуальных наблюдениях. Фотография позволяет сравнительно легко получить информацию о яркости и положениях метеоров. Одно из важных преимуществ фотографического метода наблюдения — возможность непрерывного «патрулирования» данной области неба.

При фотографировании одной и той же области неба двумя фотоаппаратами, разнесенными на многие километры, можно получить одновременно снимки одного и того же метеора с разных точек, по которым методом триангуляции удается определить точную траекторию и высоту метеора. (Разумеется, аналогичную информацию можно получить и при визуальных наблюдениях, если их проводят наблюдатели, находящиеся в разных, удаленных друг от друга пунктах.) По возможности метеоры лучше фотографировать через быстро вращающийся обтюратор, установленный перед объективом. Обтюратор напоминает собой вентилятор с достаточно широкими лопастями, чтобы они могли перекрывать объектив фотокамеры. Благодаря обтюратору на изображении метеора получаются разрывы (порядка 10 в секунду), по которым можно рассчитать скорость метеора и даже определить его точную орбиту в пространстве. По изменению длины разрывов в изображении метеора можно судить о характере его торможения в верхних слоях атмосферы, а отсюда — получить представление о плотности вещества метеорной частицы.

Наблюдения метеоров можно проводить с помощью телескопов и биноклей, но при этом требуется недюжинное терпение, так как область наблюдений ограничена небольшим полем зрения телескопа. Такие наблюдения позволяют увидеть очень слабые метеоры, что дает информацию о метеорных частицах очень малых размеров. Следует иметь в виду, что метеоры могут случайно попасть в поле зрения вашего телескопа при наблюдениях других небесных объектов-переменных звезд, галактик и т.д. В любом случае попытайтесь записать более подробные данные о направлении движения метеора, его блеске, цвете и скорости, при возможности сделайте быстрый набросок поля зрения телескопа и следа метеора.

Любой метеор ярче звездной величины -5 называют болидом. Блеск некоторых очень ярких болидов может достигать -15. (Для сравнения заметим, звездная величина полной Луны равна -13.) При ночных наблюдениях болидов постарайтесь использовать все возможные методы их исследований; особую ценность могут представлять фотографии, так как они позволяют узнать, упадет ли на Землю метеорное тело, породившее болид, и даже помогут определить наиболее вероятное место его падения.

Иногда болиды настолько ярки, что заметны даже днем. Если вам посчастливится увидеть такой болид, то отметьте время его появления, оцените его блеск и установите траекторию полета. Поскольку днем не видно звезд, по которым можно было бы определить траекторию болида, для этих целей достаточно оценить высоту и азимут начальной и конечной точек траектории или попытаться определить траекторию по наземным ориентирам. Если возможно, установите свое точное местоположение и запишите его координаты. Затем подождите некоторое время, прислушиваясь. При вспышках очень ярких болидов возникают звуковые ударные волны, которые через несколько минут могут достигнуть вашего уха. Если вам удастся измерить время между вспышкой болида и приходом звукового сигнала, это даст возможность рассчитать расстояние до него. Результаты ваших наблюдений немедленно сообщите в местное отделение национальной организации по изучению болидов, которое в случае необходимости направит к вам специалиста для обсуждения деталей, особенно если не исключено падение метеорного тела, породившего болид, на землю. Иногда болид можно спутать со спутником, входящим в атмосферу, однако существует ряд признаков, которые позволяют довольно надежно различать эти явления.

Вокруг Земли обращается так много искусственных небесных тел, что в течение всего удобного для наблюдений времени суток — начиная с вечерних сумерек и кончая утренней зарей — можно видеть яркие спутники, рассекающие звездное небо. (Часто под «спутниками» понимают не только спутники, но и сброшенные последние ступени ракет или отделившиеся от них различные части и детали.) Многие из спутников «кувыркаются» в пространстве или вращаются вокруг собственной оси, порождая вспышки света и изменяя свою яркость, когда лучи Солнца отражаются от плоских панелей солнечных батарей и других элементов поверхности. Попадая в тень Земли и выходя из нее, спутники то исчезают, то вновь появляются на небе. Искусственные спутники Земли можно наблюдать только при определенных условиях. Период видимости того или иного спутника зависит от широты места наблюдения и времени года, а также от высоты и наклонения его орбиты. Так, спутник, движущийся по орбите с высоким апогеем, на высоких широтах можно наблюдать летом на протяжении всей ночи. Однако в другое время года он может быть едва виден низко над горизонтом лишь в течение очень короткого времени. Очевидно, что предсказать время наилучшей видимости спутника в данной точке Земли — задача довольно сложная и только упорный, не боящийся трудностей наблюдатель может взяться за такое дело. Большинству же наблюдателей мы рекомендуем пользоваться данными, публикуемыми национальными координирующими центрами. Нанеся предполагаемую траекторию полета спутника на звездную карту, вы можете приступить к его наблюдению в бинокль или телескоп. Астрономам-любителям мы рекомендовали бы использовать для этих целей бинокль.

Серьезные наблюдения предполагают определение положения спутника в тот или иной момент времени, который устанавливается с помощью секундомера или каким-то другим способом. Наиболее точный метод-это измерение момента, когда спутник проходит между двумя звездами, что, правда, не всегда возможно; поэтому приходится искать другие способы. Чтобы определить орбиту спутника, нужно измерить его точное положение по крайней мере в двух точках. Сравнивая расчетную и наблюдаемую траектории движения спутника, можно оценить распределение плотности в верхних слоях атмосферы (особенно в перигее, где спутник наиболее приближается к поверхности Земли), а плотность атмосферы существенно зависит от солнечной активности. Кроме того, отклонение расчетной орбиты от наблюдаемой дает информацию о точных размерах и фигуре Земли. Наблюдая за яркостью спутника и ее колебаниями, мы можем судить о его форме и вращении.

Спутники настолько медленно перемещаются на фоне звезд, что их трудно спутать с другими небесными телами. Лишь при входе в земную атмосферу и сгорании в ней искусственный спутник напоминает метеор, а иногда и яркий болид, но и в этом случае спутник можно отличить по видимой скорости и направлению движения. Скорость движения спутника по орбите и скорость его входа в атмосферу довольно невелики: 4-8 км/с, тогда как минимальная скорость вхождения в атмосферу метеорного тела по теоретическим оценкам составляет около 11 км/с. А многие метеорные тела имеют значительно большие скорости — до 70 км/с. Длительные наблюдения метеоров помогут вам лучше отличать движение спутника.

Полезную информацию дает также направление движения объекта. Очень мало искусственных спутников движутся с востока на запад — все они в основном перемещаются с запада на восток. Спутники, запущенные на полярную орбиту, перемещаются по небу с севера на юг или с юга на север. Кроме того, при вхождении в атмосферу спутники обычно рассыпаются на части, создавая множество следов. Для метеорных тел такая картина-редкость, нечто подобное иногда наблюдается только у самых ярких болидов.

Астрономы-любители обычно начинают свои наблюдения с Луны. Это неудивительно, поскольку из-за своих больших размеров (видимый диаметр Луны составляет около 30') и яркости Луна является самым заметным объектом на ночном небе, ее вполне можно наблюдать и днем. Более того, при благоприятных условиях дневные наблюдения могут оказаться весьма эффективными, так как в это время не столь велик контраст между яркой поверхностью Луны и небом. При ночных наблюдениях в телескоп приходится использовать нейтральный светофильтр или уменьшать апертуру, чтобы уменьшить яркость Луны и тем самым сделать более четкими детали ее поверхности.

Движение Луны на фоне звезд представляет собой чрезвычайно сложную картину, поэтому расчет точного времени ее восхода сопряжен с большими трудностями. В ряде случаев вполне достаточно информации, которая дается в газетах, но если вас интересуют более точные сведения о появлении Луны, то придется обратиться к астрономическим календарям и ежегодникам. Для приблизительных оценок следует иметь в виду, что восход и заход Луны каждый день происходят на 50 мин позднее, чем в предыдущий; хотя точная величина запаздывания иногда отличается от этой величины.

Полный временной цикл, в течение которого Луна последовательно проходит все свои фазы, называется лунным (или синодическим) месяцем. Начинается он, как и отсчет возраста Луны, с фазы новолуния и продолжается около 29,5 сут. В момент новолуния диск Луны расположен наиболее близко к диску Солнца, и иногда он загораживает Солнце — наступает солнечное затмение. Многие наблюдатели испытывают огромное удовлетворение, если им удается обнаружить тончайший серпик зарождающейся Луны в возрасте всего нескольких часов. Для наблюдений такого рода пригодна та же методика, что и для наблюдений Меркурия.

Таблица №9

Наиболее известные образования на поверхности Луны

Числа, стоящие после названия детали лунной поверхности, указывают два возраста Луны, при которых эта деталь видна наиболее отчетливо. Вследствие либрации и ряда других причин эти даты могут несколько изменяться. (Номера деталей в таблице соответствуют обозначениям на карте.)

По мере сезонного изменения высоты Солнца над горизонтом меняется и положение Луны. Поэтому наиболее благоприятные периоды наблюдения той или иной фазы Луны приходятся на определенное время года. Так, наблюдения полной Луны лучше проводить в середине зимы, когда Солнце расположено ниже всего над горизонтом, а Луна выше; наблюдения же зарождающейся и умирающей Луны вблизи новолуния лучше проводить в разгар летнего сезона. Первую четверть Луны жителям Северного полушария удобнее наблюдать весной (жителям Южного полушария — осенью), а последнюю четверть — осенью (в Южном полушарии — весной). Путь Луны среди звезд проходит в полосе шириной 10°, лежащей по обе стороны от эклиптики, и это благоприятствует наблюдениям соответствующих фаз Луны в указанные сроки. В тропиках условия наблюдения различных фаз Луны одинаковы на протяжении всего года, хотя период видимости ее в тропиках менее продолжителен.

Некоторые наиболее заметные образования на поверхности Луны можно видеть даже невооруженным глазом; поэтому имеет смысл начать наблюдения с зарисовки этих деталей, не прибегая к помощи оптических приборов. Сравнительно легко сделать наброски контуров темных областей, но при более остром зрении удается разглядеть кое-какие детали и в светлых областях лунной поверхности, особенно когда контуры этих деталей обрисованы четкими тенями, возникающими при косом падении солнечных лучей на линию терминатора.

Даже в бинокль заметны существенные различия между темными и светлыми областями лунной поверхности. Светлые области сильно пересечены, покрыты кратерами, возвышенностями (их называют также материками; латинское название — terrae), тогда как темные области представляют собой более низкие и плоские равнины. За этими областями сохранилось название «моря» (по-латыни — mare; множественное число — maria), в память о тех временах, когда ошибочно полагали, что темные области действительно являются морями и океанами, похожими на земные.

В бинокль отчетливо видны только наиболее крупные кратеры, в то время как даже в самые небольшие телескопы различимо огромное многообразие деталей. В телескоп с 75-миллиметровым объективом наряду с кратерами различных форм и размеров можно увидеть много других интересных образований: горные цепи, отдельные вершины, обширные горные районы, пересеченные широкими долинами. Заметны также и узкие глубокие ущелья, получившие названия борозд. Некоторые наиболее общие детали лунной поверхности указаны в таблице (в ней приведены общепринятые латинские названия, а также используемые в русской номенклатуре. — Ред.). Контрастные детали лунной поверхности и длина тени, отбрасываемой ими, изменяются в зависимости от высоты Солнца. Многие детали становятся отчетливо видны на терминаторе (линии, разделяющей освещенную и неосвещенную части лунной поверхности). Именно в этой области при косом падении солнечных лучей (во время восхода и захода Солнца) горы и другие неровности поверхности отбрасывают четкие длинные тени, делающие рельеф более резко очерченным. Из-за отсутствия атмосферы тени даже от небольших неровностей на терминаторе выглядят очень контрастными. Склоны гор на Луне более пологи, чем на Земле.

При сильной освещенности некоторые детали лунной поверхности, включая самые крупные кратеры, становятся едва различимыми или вообще невидимыми. А если их все же удается разглядеть, то только благодаря иной способности отражать солнечный свет, чем у окружающей поверхности. Другие детали, например система лучей, выходящих из некоторых кратеров, наоборот, наиболее заметны при яркой освещенности. Они едва различимы в начальной и конечной фазах Луны и резко выделяются в период полнолуния, когда Солнце расположено наиболее высоко над лунным горизонтом.

Таблица №10

Детали лунной поверхности

Способность небесного тела отражать падающий на него свет называется альбедо. Так, сама Земля, окутанная облаками, имеющая обширные снежный и ледовый покровы, отражает значительное количество падающего солнечного света в космическое пространство, т.е. она обладает высоким альбедо. Отраженный Землей свет частично освещает Луну; это явление (получившее название «пепельный свет») можно наблюдать вблизи новолуния в виде слабого свечения не освещенной Солнцем лунной поверхности. Некоторые участки лунной поверхности (особенно такие кратеры, как Аристарх, Кеплер и Коперник) сами обладают высоким альбедо, благодаря чему они отчетливо видны даже в таком слабом отраженном свете.

Луна всегда повернута к Земле одной стороной, и на первый взгляд может показаться, что мы видим все время только одну половину ее поверхности. Однако внимательное изучение вида Луны в течение нескольких месяцев показывает, что наблюдениям доступно несколько больше половины лунной поверхности. Это обусловлено явлением, называемым либрацией — медленным покачиванием Луны вперед-назад и с боку на бок; благодаря либрации мы можем наблюдать некоторые участки поверхности «обратной» стороны Луны.

Либрация по широте связана с наклонением лунной орбиты к небесному экватору, вследствие чего Луна попеременно оказывается то ниже, то выше земного экватора. В результате мы видим несколько большую часть то северного, то южного полушарий Луны. Лунная орбита имеет вытянутую, эллиптическую форму. Поэтому угловая скорость обращения Луны вокруг Земли значительно меняется, тогда как вращение Луны вокруг своей оси происходит с постоянной угловой скоростью. Различием этих скоростей обусловлена либрация по долготе, вследствие которой периодически то возникают, то скрываются лежащие за лимбом участки лунной поверхности. (Лимбом называют видимый край любого тела, наблюдаемого в виде отчетливого диска.)

Либрации по долготе и широте наряду с либрациями других видов позволяют при длительных наблюдениях (в течение примерно 30 лет) увидеть почти 59% лунной поверхности. При благоприятных условиях наблюдения на краю видимого диска Луны удается заметить ряд довольно редких и интересных деталей. Из-за либрации линия терминатора пересекает некоторые кратеры и другие детали лунной поверхности не с четкой периодичностью через месяц, а иногда на полсуток раньше или позднее. Изменяется также видимый угловой диаметр Луны; в ближайшей к Земле точке орбиты, перигее, она больше, а в самой удаленной, апогее, — меньше. Невооруженным глазом изменения углового диаметра Луны не видны; их можно обнаружить на фотографиях Луны, сделанных с одинаковым увеличением в моменты, когда она находится в апогее и перигее. В отличие от либрации изменение видимых размеров Луны не сказывается на ее наблюдениях.

Так как при восходе и заходе Солнца горы и другие неровности на поверхности Луны отбрасывают длинные тени, то лучше всего начать изучение Луны с наблюдения за прохождением терминатора по ее диску и появлением и исчезновением различных деталей лунного рельефа. О положении терминатора и условиях наблюдения ряда деталей лунной поверхности на любой день лунного месяца можно судить по фотографиям.

Детали поверхности, расположенные вблизи лимба, и в первую очередь области, видимость которых зависит от либрации, лучше всего наблюдать сразу до или после полнолуния; их изучение в новолунии затруднено. Следует иметь в виду, что некоторые детали, возможно, не всегда будут видны из-за либрации. Так как вследствие проекции детали на лимбе искажены, их довольно трудно узнать, и только многократные наблюдения помогут вам с уверенностью опознать их.

В настоящее время установлено, что темные лунные моря представляют собой районы, покрытые лавой. В ряде случаев (моря круглой формы, ограниченные кольцевыми горами) лавой залиты огромные кратеры, образовавшиеся при столкновении с Луной крупных метеоритов. Яркими примерами могут служить обширное Море Дождей (Маrе Imbrium) и несколько меньшие по размерам Море Ясности (Маrе Serenitatis) и Море Кризисов (Маrе Crisium). В качестве примеров других менее четко очерченных морей неправильной формы можно назвать Море Холода (Маrе Frigoris) и Море Паров (Маrе Vaporum). Океан Бурь, покрывающий площадь в 2 млн. км2, настолько огромен, что вполне оправдывает название океана. В Море Ясности, Океане Бурь и некоторых других морях имеются протяженные складчатые горные хребты. Подобные складчатые хребты видны и в Море Спокойствия (Маrе Tranquillitatis); именно здесь нога человека впервые ступила на поверхность Луны.

Среди самых заметных горных районов на Луне можно выделить области, окаймляющие крупные моря. Резко выделяются такие горные хребты, как Карпаты, Аппенины и Альпы (с заметной Альпийской Долиной), обрамляющие Море Дождей, а также хребты Кавказа, расположенного на границе Моря Ясности. Алтайский сброс — пример более старой горной формации, значительно разрушенной и покрытой более поздними наслоениями.

Наряду с горными хребтами на поверхности Луны есть и изолированные вершины: Пико (Pico) и Питон (Piton) в Море Дождей, невысокая вершина Рёмкера (Mons Rumker) в месте слияния Залива Росы (Sinus Roris) и Океана Бурь. При самых благоприятных условиях на Луне можно различить вулканические образования типа низких куполов, например, вблизи кратеров Араго (Arago) и Гортензий (Hortensius).

Столкновения Луны с метеоритами привели к образованию на ее поверхности множества кратеров самых разных размеров. К числу самых крупных кратеров относятся Птолемей (Ptolemaeus) и Шикард (Schickard), а гигантский кратер Бэйли (диаметром около 300 км) едва различим. Примерами сильно разрушенных кратеров могут служить Гиппарх (Hipparchus) и Фра Мауро (Fra Mauro).

У многих кратеров, например, таких, как Коперник (Copernicus) и Теофил (Theophilus), на внутренних стенках имеются террасы. Внутри некоторых кратеров возвышаются центральные горки; к подобным относятся кратеры Петавий (Petavius), Эратосфен (Eratosthenes), Коперник, Аристилл (Aristillus) и Теофил. Очень много небольших, довольно правильной формы (напоминающей чашу) кратеров; самые мелкие из них видны лишь на пределе видимости современных телескопов. На лунных плоскогорьях многие кратеры как бы наползают друг на друга, частично перекрываясь. Наиболее ярким примером таких кратеров является кратер Тебит (Thebit), на стене которого заметен небольшой четко очерченный кратер Тебит А.

На дне кратера Клавий (Clavius) и ряда других хорошо различимы цепочки небольших кратеров, а в кратере Альфонс заметны небольшие впадины с темными ореолами. У некоторых кратеров отчетливо видны специфические детали; по-видимому, наиболее известными образованиями такого рода следует считать темные полосы внутри кратера Аристарх.

Вторичные кратеры и лучи. При столкновении с поверхностью Луны крупный метеорит образует основной кратер, а некоторые из разлетевшихся осколков при падении дают начало вторичным, более мелким кратерам. Вторичные кратеры и обширные поля, засыпанные веществом, выброшенным при образовании кратера, хорошо видны в окрестностях многих кратеров; особенно заметны они в окрестностях кратеров Коперник и Бульялд (Bullialdus). Более мелкие куски вещества, выброшенные при образовании кратера, формируют системы слабых светлых лучей. Расходящиеся по всей поверхности Луны, эти лучи лучше видны в период полнолуния. Особенно четко выделяется система расходящихся светлых лучей кратера Тихо, который сам по себе представляет довольно необычную картину с центральной горкой и отчетливым окаймлением из темного вещества. Хорошо видны симметрично расходящиеся светлые лучи у кратеров Коперник, Кеплер и Аристарх, а, например, у кратера Прокл (Proclus) система лучей резко асимметрична. Кометоподобная пара кратеров Мессье и Мессье A (Messier), расположенная в Море Изобилия (Marie Fecun-ditatis), имеет всего один довольно рельефный светлый луч. Предполагается, что эта система кратеров образовалась при косом столкновении метеорного тела с лунной поверхностью, когда вещество было в основном выброшено в направлении движения метеорного тела.

Кратеры, залитые лавой. Очень темный вид многих кратеров говорит о том, что в прошлом их дно было залито лавой. Наиболее заметны среди таких кратеров Эндимион (Endimion), Архимед, Платон (Plato) и Гримальди (Grimaldi). Стены некоторых кратеров были разрушены стремительным потоком лавы, которая и залила их дно. Ярким примером такого кратера служит Залив Радуга (Sinus Indium). С ним сходны кратеры Принц (Prinz), Летрон (Letronne), Фракастор (Fracastorius). Кратер Варгентин (Wargentin), заполненный лавой до краев, превратился в плато. На поверхности Луны много совершенно разрушенных образований. От некоторых из них остались только «намеки» на структуры; несколько разрушенных, едва заметных кратеров получили название кратеров-призраков. Эти древние образования, по-видимому, были до краев залиты потоками лавы, которая в дальнейшем, по мере охлаждения, трескалась, очерчивая некое подобие структуры залитой поверхности. Типичным среди такого рода образований является кратер Стадий (Stadius) в Заливе Зноя (Sinus Aestuum), расположенный между кратерами Эратосфен и Коперник. Более впечатляющую картину представляет, правда, кратер, расположенный южнее кратера Ламберт (Lambert) в Море Дождей (Маге Imbrium) и кратера Ламон (Lament) в Море Спокойствия.

К числу других широко распространенных образований лунной поверхности относятся различного типа долины и борозды (общее латинское название этих структур rima). В качестве примера можно назвать борозды, протянувшиеся параллельно границе Моря Влажности. Вытянутые узкие долины, менее выраженные по структуре, хорошо заметны в системе кратеров Триснеккер, Арпадий и Гигинус, расположенных в области, окруженной Заливом Центральный (Sinus Medii), Морем Паров и Морем Спокойствия.

Борозды обязаны своим происхождением расщелинам, по которым в прошлом текла раскаленная лава; в дальнейшем, после остывания лавы, расщелины разрушались и проседали, формируя эти протяженные извилистые структуры. По-видимому, наиболее ярким примером таких образований могут служить долины вблизи кратера Шрётера (рядом с кратером Аристарх), хотя аналогичные борозды расположены и по соседству с кратером Принц. Гигантский разрыв в середине горной цепи Альп — Альпийская Долина — имеет плоское дно с хорошо заметной центральной узкой извилистой бороздой. В качестве другого хорошего примера такого разрыва можно назвать Борозду Хэдли (Rima Hadley) — место посадки космического корабля «Аполлон-15».

Расщелины имеются на дне таких кратеров, как Гассенди (Gas-sendi), Петавий и Посидоний (Posidonius) и некоторых других, а разлом, проходящий по дну кратера Гоклен (Goclenius), рассекая обе его стены, тянется дальше. В Море Облаков (Mare Nubium) имеется интересное образование, известное под названием «Прямая Стена» (Rupes Recta), которое наиболее отчетливо видно при заходе Солнца за лунный горизонт. Эта «стена» довольно пологая — ее наклон составляет всего около 7°. Другое аналогичное образование Борозда Коши (Rupes Cauchy), по всей видимости, представляет собой невысокий гребень, который отбрасывает заметную тень только при восходе Солнца.

На Луне есть области, яркость которых иногда меняется. Природа этих так называемых кратковременных лунных явлений пока не совсем понятна — возможно, они связаны с солнечной активностью или выбросом газов из лунных недр. Вызванные этими процессами непродолжительные изменения яркости и цвета лунной поверхности можно изучать, наблюдая их через красный и синий фильтры. Простое приспособление, обеспечивающее быструю смену фильтров, позволяет сразу обнаружить эти изменения. Например, в области кратера Фракастор наблюдаются постоянные изменения яркости («мигания»), а в кратерах Аристарх, Гассенди и Альфонс заметны явные признаки вулканической активности[5]. 

Затмение Луны наступает, когда она, двигаясь по орбите вокруг Земли, попадает в ее тень. Затмение Луны может происходить только во время полнолуния, но вследствие наклона лунной орбиты к эклиптике Луна в этот период не всегда попадает в тень Земли. Тем не менее в течение года обязательно происходят два-три лунных затмения; их можно наблюдать в любой точке того полушария Земли, которое в этот момент обращено к Луне. Движение Луны через тень Земли всегда происходит с запада на восток.

Тень Земли как бы делится на две области: внутренний темный конус, вершина которого обращена в сторону, противоположную Земле (область тени), и более широкий и менее темный конус, вершина которого повернута к Солнцу (область полутени). Затмение Луны, возникающее при прохождении ею области полутени, менее интересно, поскольку при этом Луна лишь слегка тускнеет, едва заметно меняя яркость. Частное лунное затмение наступает, когда часть Луны проходит через область тени. Наибольший интерес, естественно, представляет полное лунное затмение; оно наступает, когда Луна полностью погружается в тень Земли. Полное лунное затмение достигает максимальной продолжительности (1 ч 42 мин), когда Луна пересекает тень Земли по ее центру.

Вследствие рефракции земная атмосфера действует как фокусирующая линза, преломляя солнечные лучи и частично направляя их в область тени; поэтому во время затмения Луна обычно бывает видна. Так как синий свет сильнее рассеивается и поглощается атмосферой, чем красный, то в область земной тени в основном проникают красные лучи и поэтому Луна во время затмений окрашена в темно-красный цвет. Но иногда Луна становится очень темной или даже совсем исчезает. Степень яркости и окраска Луны во время затмения определяются свойствами верхних слоев земной атмосферы, которые в свою очередь зависят от многих факторов, в частности уровня солнечной активности, вулканической деятельности и интенсивности метеорных потоков. (Вулканические и метеорные частицы могут месяцами удерживаться в атмосфере, существенно увеличивая поглощение и рассеяние света, что заметно снижает яркость затмения.) Чтобы оценить количественно яркость и цвет Луны в период затмения, воспользуйтесь шкалой А. Данжона; при этом вы убедитесь, что как яркость, так и цвет затемненной части Луны меняются на протяжении затмения.

Шкала Данжона для оценки яркости лунного затмения

При полных затмениях помимо очертаний лунных морей иногда остаются видимыми некоторые кратеры, особенно такие крупные, как Аристарх, Коперник, Кеплер и Тихо. Частично это явление можно было бы объяснить люминесценцией некоторых пород лунного грунта. Проводя наблюдения лунных затмений, старайтесь обращать внимание на все видимые кратеры и другие детали поверхности. Попытайтесь также сделать зарисовки различных фаз затмения, тем более что цветные зарисовки помогут вам более детально проследить за изменением цвета Луны в ходе затмения.

Ценную научную информацию можно получить, отмечая моменты наступления тех или иных явлений во время затмения. Прежде всего это относится к первому и второму контактам, когда Луна лишь касается, а затем полностью входит в тень Земли, и к третьему и четвертому контактам, когда Луна только появляется, а потом полностью выходит из тени Земли. Полезно также отмечать моменты входа в тень и выхода из нее отдельных кратеров. Подобные измерения покажут вам, как атмосфера Земли влияет на размер тени. При наблюдениях невооруженным глазом нетрудно заметить момент наступления затмения. На первый взгляд это наблюдение может показаться бесполезным, в действительности оно позволяет оценить точность визуальных наблюдений такого рода. Более того, подобные исследования позволяют судить об изменении скорости вращения Земли на протяжении веков. 

Луна, планеты и другие тела Солнечной системы в своем видимом движении на фоне звезд временами проходят вблизи некоторых интересных объектов. Фотографии этих небесных тел, полученные в момент такого сближения, представляют удивительное зрелище. Особенно эффектно выглядят снимки планет рядом с туманностью или скоплением звезд. Поэтому при организации и проведении наблюдений нужно всегда помнить о такой интересной возможности.

Когда Луна, планеты или астероиды проходят между Землей и другим небесным телом (обычно звездой), наблюдается покрытие этого тела. Довольно часто происходит покрытие звезд Луной, но так как движение Луны очень сложное, между последующими покрытиями одной и той же звезды проходит много лет. Покрытия звезд другими телами Солнечной системы происходят значительно реже; наблюдать их можно только в определенных точках земного шара, и эти наблюдения требуют особого внимания.

Для успешного наблюдения таких явлений необходимо заранее точно знать моменты их наступления и условия протекания. Соответствующая информация обычно дается в астрономических календарях и ежегодниках. В них приводятся сведения о положении, размерах и форме покрывающего тела, а также о положении и природе покрываемого небесного объекта. При подготовке наблюдений следует иметь в виду, что возможность исследовать то или иное покрытие существенно зависит от местоположения наблюдателя на Земле, поэтому необходимо возможно точнее знать широту и долготу точки наблюдения, а также ее высоту над уровнем моря.

Особый интерес представляют наблюдения покрытий Луной. Покрытия звезд Луной происходят таким образом, что наблюдатель видит исчезновение звезды на восточном крае лунного диска и появление ее вновь — на западном. Поскольку Луна не имеет атмосферы, исчезновение звезды при покрытии происходит почти мгновенно — словно кто-то «выключил» звезду; особенно это заметно, когда ее покрывает темный край лунного диска. (Наиболее благоприятные условия наблюдения покрытий складываются в первых числах лунного месяца, когда солнечный свет, отраженный земной атмосферой, освещает темную часть Луны, делая ее более заметной. В этом случае довольно хорошо видно, как звезда приближается к темному краю лунного диска, и маловероятно, что покрытие произойдет неожиданно.) Постепенное или скачкообразное исчезновение звезды за лимбом в некоторых случаях говорит о покрытии тесной двойной системы звезды (см. с. 212). Ослепительный блеск светлого лунного лимба создает значительные трудности при подобного рода наблюдениях; поэтому покрытие звезд стараются наблюдать перед полнолунием, а их появление из-за лимба — в последних числах лунного месяца. Исключение составляют яркие звезды, покрытие и появление которых можно наблюдать вне зависимости от фазы Луны. Наблюдения покрытий звезд лучше проводить с помощью длиннофокусных телескопов с малой светосилой (большим фокальным отношением); в крайнем случае можно использовать телескоп с большим увеличением, чтобы в его поле зрения оказывалась возможно меньшая часть Луны. В этом случае в глаз наблюдателя попадает гораздо меньше света от Луны, что значительно облегчает наблюдение звезд.

Наблюдение исчезновения звезд за лимбом не вызывает особых трудностей, поскольку за звездой легко следить вплоть до ее покрытия. Другое дело — появление звезд из-за лимба, которое всегда несколько неожиданно, поэтому здесь возникают немалые трудности.

Для наблюдений покрытий звезд Луной наиболее удобна экваториальная установка телескопа, снабженного окуляром с широким полем зрения и крестом нитей. Совместив траекторию видимого перемещения звезды с одной из нитей, вы сразу установите точку появления звезды из-за лимба, если знаете точку ее захода за лимб.

Наблюдения покрытий небесных тел можно проводить с инструментами практически любых размеров. При этом нет необходимости в сложных устройствах для регистрации времени, и хотя арсенал этих средств довольно богат, в практике любительских наблюдений довольно часто ограничиваются обычными или цифровыми секундомерами. Основная трудность возникает при определении точного момента того или иного события по всемирному времени (ошибка не должна превышать долей секунды). Поэтому часы следует сверить по сигналам точного времени, передаваемым по радио; это необходимо сделать до и после наблюдения, чтобы учесть изменения в ходе часов и точнее зарегистрировать момент интересующего вас события. Опытные наблюдатели при регистрации наступления момента покрытия достигают точности 0,1 с. Поскольку реакции наблюдателей на быстрые изменения различны, неизбежны различия в зарегистрированном ими времени наступления одних и тех же явлений. Это так называемое личное уравнение обычно учитывается только при окончательном анализе наблюдений.

Касательные покрытия происходят, когда Луна при движении по небу слегка «задевает» звезду северным или южным краем диска. В этом случае из-за неровностей лунной поверхности звезда в процессе покрытия может исчезать и появляться неоднократно. Касательное покрытие представляет собой удивительное зрелище, поэтому старайтесь по мере возможности не пропустить этого явления. Однако здесь требуется более тщательная подготовка, чем при наблюдении обычных покрытий. Дело в том, что касательное покрытие можно наблюдать только в пределах узкой полосы на поверхности Земли. Поэтому для наблюдения необходимо заранее установить переносной телескоп в нужном месте. Особенно ценных результатов можно добиться, если в работу включатся одновременно несколько наблюдателей, установив телескопы в различных пунктах в пределах полосы наблюдений. Такие совместные наблюдения позволяют (по различиям моментов времени исчезновения и появления звезды) построить довольно точную картину распределения неровностей на краю лунного диска.

Неожиданность исчезновения и появления звезды при касательном покрытии значительно усложняет процедуру регистрации точных моментов начала и конца события. При наблюдениях такого рода лучше всего записывать на один магнитофон как сигналы точного времени, так и «метки» начала и конца каждого появления и исчезновения звезды. Такими «метками» могут служить громко произнесенные слова (например, «есть» и «нет») или короткие звуковые сигналы. Однако лучше всего поступить следующим образом: включить непрерывный звуковой сигнал, пока звезда не видна, и отключить его, как только она появляется вновь. Если во время наблюдений нет возможности записать на магнитофон одновременно и сигналы точного времени, передаваемые по радио, то их можно узнать по телефону и записать на магнитофон до и после покрытия. Правда, процедура определения точного времени в этом случае не столь точна, поскольку из-за колебаний температуры и напряжения в сети или в батареях скорость записи магнитофона также меняется. Тем не менее тщательно проведенные наблюдения все же дают довольно хорошие результаты.

Луна может покрывать как звезды, так и планеты. В этом случае имеет смысл проводить не только визуальные, но и фотографические наблюдения. Большой интерес представляют наблюдения покрытий звезд планетами. Из-за наличия у планет атмосферы исчезновение звезды при покрытии происходит постепенно. При наблюдении планеты Сатурн иногда может особенно повезти — вы увидите покрытие звезд кольцами планеты. Но такие наблюдения требуют особой тщательности — следует фиксировать малейшие изменения в яркости звезды, даже если звезда все время остается видимой. О покрытии звезд малыми планетами (астероидами) мы расскажем далее.

Солнце — настолько яркое небесное тело, что при его наблюдении необходимо соблюдать особые меры предосторожности. Ни невооруженным глазом, ни в какой-либо прибор на него нельзя смотреть без защитных приспособлений. Даже при пользовании небольшой линзой в глаз попадает настолько много света, что это может привести к длительной потере зрения или полной слепоте. Любому из нас приходилось неоднократно убеждаться в этом, когда солнечные лучи попадали на лицо и слепили глаза. Яркость Солнца значительно меньше, когда оно находится низко над горизонтом, но и в этом случае при наблюдении следует быть предельно осторожным.

Безопаснее и проще всего спроектировать изображение Солнца на белый экран. Наиболее удобен для этих целей небольшой рефрактор. Рефлекторы, если они не сконструированы особым образом, не годятся для таких наблюдений. (При отсутствии телескопа вы вполне можете воспользоваться половиной бинокля.) В целях безопасности перед наблюдением убедитесь, что искатель телескопа (или объектив второй половины бинокля) закрыт крышкой. Экран с белым листом бумаги жестко прикрепите за окуляром перпендикулярно оптической оси. Используя тень телескопа как гидирующее устройство, наведите телескоп на Солнце. Перемещением экрана вдоль оптической оси добейтесь нужного размера изображения Солнца, а его резкость подрегулируйте, соответствующим образом подбирая и перемещая окуляр. Телескоп нельзя оставлять наведенным на Солнце слишком долго, поскольку солнечные лучи, сконцентрированные на окуляре, могут так разогреть его, что он выйдет из строя, особенно если окуляр представляет собой сложную систему склеенных линз.

Использование простого экрана не совсем удобно даже при наличии защиты от прямого солнечного света. Экран лучше поместить в легкий корпус и жестко закрепить его на окулярной части. Изображение Солнца рассматривается через специальное отверстие. Пытайтесь так подобрать размер проекционной камеры и окуляра, чтобы изображение Солнца имело стандартный диаметр — 152 мм.

При визуальных наблюдениях Солнца в телескоп не вздумайте пользоваться обычными светофильтрами — они не безопасны. Это относится даже к стеклянным, так называемым солнечным фильтрам, которыми снабжены небольшие рефракторы. Особенно опасны фотографические нейтральные и поляризационные фильтры, так как они могут пропускать невидимое, но вредное для глаз инфракрасное излучение.

Безопасны только специальные отражательные фильтры. Они представляют собой стеклянную пластинку с отражательным металлическим покрытием или специальную майларовую пленку, которые крепятся перед объективом. Такие фильтры пропускают менее 1% света. Отражаясь от фильтра, солнечный свет не попадает внутрь телескопа и не нагревает его, что весьма существенно при наблюдениях. Хотя эти фильтры пропускают малое количество света, все же приходится уменьшать апертуру телескопа.

Наиболее удобна для наблюдения Солнца экваториальная установка телескопа. В этом случае легко следить за суточным перемещением Солнца по небу и его ориентацией. При наблюдении изображения Солнца, спроецированного на экран, иногда возникают трудности с его ориентацией. Чтобы правильно сориентироваться, достаточно слегка сместить изображение Солнца поочередно вдоль каждой из осей. Если вы не пользуетесь специальными приспособлениями, то ориентация изображения Солнца на экране отличается от истинной (видимой невооруженным глазом) только тем, что западный и восточный края солнечного диска меняются местами.

На экране заранее нарисуйте окружность — контур изображения Солнца нужной величины — и нанесите на нее слабую сетку из прямых линий. Такой же контур с отчетливой сеткой начертите на отдельном листе и в дальнейшем подкладывайте его под полупрозрачный лист бумаги, на котором будете делать зарисовки Солнца. Благодаря такому нехитрому приспособлению можно точно наносить на рисунок расположение наблюдаемых деталей солнечной поверхности. Приступая к наблюдениям, отрегулируйте положение проекционной камеры таким образом, чтобы северный и южный края солнечного диска лежали точно на линиях сетки. (При азимутальной монтировке телескопа регулировку придется производить неоднократно на протяжении всего наблюдения.)

При наличии отражательных фильтров можно вполне удовлетворительно заниматься фотографированием Солнца. Не фотографируйте Солнце через длиннофокусные объективы без упомянутых выше мер предосторожности, поскольку солнечное тепло может вывести из строя затвор фотокамеры.

Солнце представляет собой типичную, сравнительно небольшую звезду (его диаметр составляет 1392 530 км). Оно находится на расстоянии одной астрономической единицы от Земли (1 а.е. = 147 597 870 км), а его видимый угловой диаметр равен всего лишь примерно 30'. И тем не менее Солнце — единственная звезда, которую мы можем изучать в деталях, наблюдая на ее поверхности много интересных образований.

Видимую поверхность Солнца называют фотосферой. Самые заметные структурные образования на ней — пятна. Они обычно состоят из темного центрального ядра (тень), окруженного менее темной областью (полутень). При благоприятных условиях в полутени удается различить радиальные структуры. При длительных наблюдениях (в течение нескольких дней) можно заметить перемещение пятен поперек солнечного диска, что обусловлено вращением Солнца вокруг собственной оси. Так как Солнце представляет собой раскаленный газовый шар, разные его части вращаются с разной скоростью; экваториальные области — быстрее приполярных; средний период вращения Солнца вокруг своей оси составляет 27,27 суток. Видимое перемещение солнечных пятен по диску зависит от наклона оси вращения Солнца относительно оси вращения Земли. На лимбе пятна кажутся сплюснутыми.

Солнечные пятна кажутся темными потому, что они холоднее окружающей поверхности. Солнечные пятна — это области с особенно сильным магнитным полем, часто два пятна с противоположной полярностью магнитного поля объединяются в тесную пару. Наблюдаются также сложные группы пятен, охватывающие значительные области солнечной поверхности. Отдельные солнечные пятна представляют собой короткоживущие образования, которые через несколько дней полностью исчезают. В отличие от этого группы пятен и центры активности обычно более устойчивы; их эволюцию можно проследить день за днем на протяжении 7-10 суток, когда они хорошо видны на диске Солнца. Наиболее долгоживущие группы пятен могут скрываться и вновь появляться из-за лимба в течение нескольких периодов вращения Солнца. Подсчет числа активных областей на солнечном диске — задача довольно простая, но вместе с тем весьма важная.

Число и распределение солнечных пятен меняется примерно с одиннадцатилетним периодом; его называют 11-летним циклом солнечной активности. Этот цикл действительно отражает общую солнечную активность, и изменение пятен — лишь незначительная, хотя и наиболее заметная ее черта. В начале каждого цикла небольшие пятна появляются сначала в обоих полушариях Солнца — на широтах выше 35°. В дальнейшем центры активности и пятнообразования медленно перемещаются к экватору, причем максимальное число пятен образуется на широте ±15°. Достигнув максимума, число пятен начинает уменьшаться. В то время как старые области активности продолжают медленно смещаться к экватору, на высоких широтах зарождаются пятна и центры активности нового цикла.

Пятна окружены яркими образованиями (факелами) в виде волокон разнообразной формы, которые нередко видны до и после появления пятен. Факелы наиболее заметны на краю солнечного диска. Наряду с факелами наблюдаются гранулы; они представляют собой небольшие светлые неустойчивые образования овальной формы, покрывающие всю фотосферу наподобие сетки (это явление называют грануляцией). Даже в небольшой телескоп можно заметить еще одну характерную особенность-потемнение солнечного диска к краю. Это явление связано с тем, что на краю диска мы видим свет от более холодных внешних областей Солнца, а в центре — свет, идущий из более горячих глубин Солнца.

В период новолуний, когда Луна, совершая свое движение вокруг Земли, оказывается между ней и Солнцем, эти три небесных тела изредка располагаются вдоль одной линии. Обычно тень Луны минует Землю. Однако не менее двух раз в году (и не более пяти) тень Луны падает на Землю, и в тех районах земного шара, где это происходит, наблюдаются солнечные затмения.

Как и земная, лунная тень состоит из двух областей: полной тени и полутени. В местах, которые попадают в полутень, наблюдается частное солнечное затмение — когда Луна закрывает лишь часть солнечного диска. Частные солнечные затмения обычно не представляют большого интереса для астрономов, тем не менее их наблюдения дают определенную возможность потренироваться в астрономической фотографии. Однако нужно всегда помнить, что при наблюдении частных солнечных затмений следует соблюдать такие же меры предосторожности, как и при наблюдении самого Солнца: нельзя смотреть на него прямо ни невооруженным глазом, ни в бинокль, ни в телескоп, иначе вы можете ослепнуть.

В тех районах Земли, которые попадают в область полной тени Луны, наблюдается полное солнечное затмение. Луна целиком закрывает солнечный диск, среди дня небо темнеет, и на нем могут появиться яркие звезды и планеты. Зона, где может наблюдаться полное солнечное затмение, охватывает узкую полосу на поверхности Земли (шириной не больше 300 км). Именно поэтому в каждом данном месте полные солнечные затмения — довольно редкое явление. Вследствие вращения Земли вокруг своей оси и обращения вокруг Солнца, а также движения Луны вокруг Земли тень Луны с огромной скоростью проносится по земной поверхности. По этой причине максимальная продолжительность полной фазы затмения в данном месте не может превышать 7 мин 30 с, а так как расстояние между Луной и Землей меняется, иногда вершина конуса полной лунной тени касается Земли в каком-то месте всего на несколько секунд. В тех же случаях, когда вершина конуса полной лунной тени не достигает земной поверхности, наблюдается кольцеобразное солнечное затмение. Солнце не закрывается полностью лунным диском — часть его выступает из-за Луны в виде кольца.

Самая значительная структура, которую удается наблюдать во время полного солнечного затмения, — это солнечная корона, простирающаяся далеко в пространство. Корону составляют самые внешние области солнечной атмосферы, ее температура достигает нескольких миллионов градусов. Форма и размеры короны изменяются в ходе 11-летнего цикла солнечной активности: при минимуме солнечных пятен она имеет более правильную форму. Часто в короне можно заметить длинные светлые лучи (стримеры), а на полюсах — более короткие полярные щеточки. Ближайшую к Солнцу внутреннюю часть короны можно исследовать в любое время, а не только в период затмений, используя специальные приборы. Но внешняя часть короны видна лишь во время затмений.

Неизгладимое впечатление производят яркие, розоватого цвета протуберанцы, выступающие на солнечном лимбе. По форме напоминающие петли и жгуты из светящегося газа, протуберанцы, по-видимому, представляют собой выбросы вещества с поверхности Солнца, но скорее — это потоки вытекающего из короны газа. Некоторые астрономы-любители имеют специальное оборудование, позволяющее наблюдать протуберанцы в любое время, даже на ярком солнечном диске — в этом случае их называют волокнами (филаментами).

Когда Луна почти полностью покрывает солнечный диск, он тем не менее может проступать между лунными горами и долинами в виде ярких точек, которые называют «четками Бэйли». Перед наступлением полного затмения и в конце его может вспыхнуть узкая, не покрытая Луной часть фотосферы; это удивительное явление носит название «Бриллиантовое кольцо».

При наличии выбора для наблюдения планет лучше использовать рефрактор, рефлектор системы Кассегрена или катадиоптрическую систему. Благодаря значительному фокальному отношению (большой обратной светосиле) эти устройства создают в первичном фокусе более увеличенное изображение, чем рефлекторы системы Ньютона, а небольшое поле зрения при наблюдении планет не столь существенно.

Если же выбора нет и вы располагаете только телескопом системы Ньютона, то, используя линзу Барлоу (см. с. 85) и окуляр хорошего качества, вы все же можете добиться неплохих результатов. Чтобы разглядеть хоть какие-то детали на поверхности планет, телескоп должен иметь объектив диаметром не менее 75 мм. Телескопы с большими апертурами обладают тем преимуществом, что, собирая значительное количество света, они позволяют использовать большое увеличение, создавая тем самым возможность для изучения более тонких деталей.

Поскольку состояния большинства планет чрезвычайно изменчивы, никогда нельзя знать заранее, какая картина откроется вам при наблюдениях. Впервые приступая к наблюдению планет, не огорчайтесь, если сначала не увидите ничего, кроме маленького диска планеты-глазу нужно привыкнуть, чтобы различать слабые детали на поверхности. Освоившись со своим телескопом и обретя некоторые навыки, вы обнаружите, что с каждым наблюдением замечаете их все больше. В дальнейшем вы увидите, что иногда на короткое время условия наблюдения становятся настолько благоприятными, что на маленьком диске планеты «проступает» множество разнообразных деталей, которые трудно сразу охватить и зарисовать. Помните, что порой не менее важно знать об отсутствии каких-либо видимых деталей на планете — в первую очередь это относится к Венере и Марсу. Никогда не забывайте отметить эти «отрицательные» наблюдения.

Используйте любую возможность просто посмотреть на планету в телескоп, и чем чаще вы будете это делать, тем больше деталей сумеете различить. С каждым разом старайтесь все более тщательно проводить наблюдения; тогда вид планеты станет для вас привычным, и вы сможете быстрее заметить любые неожиданные изменения на ее поверхности.

Приведем далеко не полный перечень наблюдений, которые можно сравнительно легко проводить с помощью телескопа: зарисовки всей видимой поверхности и отдельных деталей планеты; оценка яркости и фазы планеты; определение моментов времени прохождения той или иной детали через центральный меридиан диска планеты. Астроному-новичку лучше начать с зарисовок всей видимой поверхности планеты или отдельных структур. Системы спутников Юпитера и Сатурна открывают дополнительные возможности для наблюдения разнообразных интересных явлений (подробнее об этом говорится далее). Фотографические наблюдения планет настолько специфичны, что в нашей книге они не обсуждаются.

Хотелось бы обратить внимание на один важный момент, а именно путаницу, которая может возникнуть с понятиями «восток» и «запад» применительно к ориентации деталей поверхности планет (и Луны). До наступления эры систематических исследований небесных тел с помощью космических аппаратов эти понятия всегда соответствовали наблюдаемой невооруженным глазом ориентации небесной сферы: считалось, что одна видимая деталь находится восточнее другой, если она расположена левее (с точки зрения наблюдателя, находящегося в Северном полушарии). Однако при составлении подробных карт Луны и планет с помощью космических аппаратов (и чтобы избавить от путаницы астронавтов, ступающих на поверхность Луны) стало абсолютно необходимым введение такой же ориентации системы широт и долгот, как на поверхности Земли. Это привело к переориентации двух направлений — восток и запад; так, Восточное Море (Marie Orientate) сейчас считается расположенным к западу от центрального меридиана Луны.

На планетах, как и на Луне, имеется терминатор-линия, разделяющая освещенную Солнцем часть поверхности планеты от неосвещенной. У Меркурия и Венеры терминатор хорошо различим, у Марса едва заметен, а Юпитер и Сатурн расположены так далеко от Земли и Солнца, что линия терминатора у них практически совпадает с видимым краем диска. Вследствие вращения планет у них различаются утренний и вечерний терминаторы; в ряде случаев с ними связаны появление и распространение некоторых особых образований на планете (здесь прежде всего следует отметить облака на Марсе).

Приступая к зарисовкам, необходимо заранее приготовить листы бумаги, на которые нанесены контуры планеты. При движении планет по орбитам расстояния между ними и Землей изменяются, соответственно меняются и видимые размеры планет; эти изменения особенно заметны у Венеры и Марса. Несмотря на это, большинство организаций, координирующих работу астрономов-любителей, рекомендуют использовать при зарисовках каждой из планет контуры определенного диаметра; это облегчает обработку и сравнение результатов, полученных различными наблюдателями. Поэтому при зарисовках старайтесь придерживаться рекомендуемых стандартов.

Назовем еще ряд моментов, которые необходимо учитывать, приступая к зарисовкам планет. Так как Юпитер и Сатурн вследствие быстрого вращения вокруг своей оси заметно сплющены у полюсов, их контуры не представляют собой идеальные окружности, поэтому при зарисовках нужно применять специальные шаблоны или обводить контуры изображений планет. Что касается Сатурна, то здесь дополнительные трудности связаны с наличием колец, вид которых меняется со временем. При зарисовках Меркурия, Венеры и Марса в качестве контуров можно использовать окружности. Правда, здесь возникают свои трудности, так как у этих планет наблюдаются фазы, аналогичные лунным, когда становится видимой только освещенная часть полусферы, повернутая к Земле. Фазы Меркурия и Марса можно предсказать, поэтому следует заранее нарисовать их контуры с учетом фазы. Величину фазы Венеры рассчитать нельзя — ее терминатор следует зарисовывать при наблюдениях. Фазы Юпитера и Сатурна проявляются настолько слабо, что при зарисовках ими можно пренебречь.

Чтобы научиться различать детали на поверхности планеты, пытайтесь зарисовывать их. Особенно важно это при изучении Марса, Юпитера и Сатурна, так как многообразие их поверхностных деталей и быстрое вращение приводят к тому, что облик поверхности заметно изменяется за короткое время наблюдения. Возможно, разумнее начать с простой зарисовки распределения светлых и темных областей по видимому диску планеты или сосредоточить внимание на некоторых наиболее заметных образованиях, чем пытаться в деталях изобразить весь видимый диск планеты. По мере приобретения опыта ваши рисунки будут все более подробными.

Анализ большого числа рисунков поможет вам оценить интенсивность различных деталей на поверхности планеты. При этом в зависимости от их относительной яркости им приписывают соответствующие численные значения; подобная процедура не так сложна, как может показаться на первый взгляд. Шкала интенсивностей зависит от планеты и диапазона яркости образований, наблюдаемых на ее поверхности. Обычно интенсивность, соответствующую нулю, приписывают белым образованиям, а далее, чем темнее деталь, тем выше ее интенсивность. К сожалению, оценки интенсивности одних и тех же образований, полученные различными наблюдателями, заметно отличаются. И неудивительно, поскольку они зависят от телескопа, используемого увеличения, а также от условий наблюдения. Иногда может возникнуть путаница при точном отождествлении образований, характеризуемых той или иной величиной интенсивности, поэтому оценку интенсивностей лучше делать непосредственно на рисунке планеты, даже если он довольно приблизителен.

Фильтры. При обычных зарисовках и оценке интенсивностей деталей планет можно пользоваться различными светофильтрами. Однако следует помнить, что, если ваш телескоп небольшой, фильтры могут оказать и плохую услугу, так как способствуют дополнительной потере света. Исключение составляет Венера, яркость которой настолько велика, что применение нейтрального светофильтра, уменьшающего ее, улучшает условия наблюдения. Марс и Венера — наиболее удобные объекты для наблюдения с помощью цветных светофильтров. Нет также особых «противопоказаний» для использования цветных светофильтров при наблюдении Юпитера и Сатурна. Например, наблюдение Марса через светло-синий фильтр позволяет лучше изучить его атмосферные образования, тогда как оранжевый и красноватый фильтры помогают увидеть больше деталей на самой поверхности планеты. Некоторые типы окуляров специально снабжены резьбой для ввинчивания стеклянных оптических светофильтров. Такие окуляры с набором светофильтров очень удобны, но довольно дороги. Обычные фотографические фильтры, сделанные на желатиновой основе, значительно дешевле, их легко вырезать нужного размера и закрепить в несложную оправу или специальный адаптер, подобный тому, какой используют при наблюдениях Луны через фильтры (см. с. 141). Правда, эти фильтры требуют более аккуратного обращения, и, кроме того, их довольно трудно чистить. Никогда не устанавливайте фильтры вблизи фокальной плоскости объектива, так как в этом случае особенно сильно проявляются их дефекты, что сказывается на качестве наблюдений.

Вращение планеты вокруг своей оси открывает возможность для наблюдения прохождения ее различных образований через центральный меридиан. Регистрация моментов этих прохождений — одна из интереснейших задач наблюдения. Точное знание моментов прохождения (с точностью до минуты) позволяет определить истинную долготу отдельных пятен и образований на поверхности планеты. При таких наблюдениях очень помогают таблицы, где указывается долгота центрального меридиана в 00Ч 00М по всемирному времени и изменение его положения через определенные интервалы. (Эти данные, в основном для Марса и Юпитера, публикуются в соответствующих календарях. — Перев.) С помощью таблиц можно определить долготу поверхностных деталей, которые вам удалось заметить. Регистрация моментов прохождения деталей через центральный меридиан планеты — один из самых точных методов определения их положения на поверхности. Проводя такие измерения по нескольку раз для одних и тех же образований, можно исследовать их перемещение относительно друг друга. При этом выясняется немало неожиданного, например, что отдельные пятна на Юпитере блуждают вокруг других.

Далее мы расскажем и о других типах прохождений, например о прохождении внутренних планет по диску Солнца.

К внутренним планетам, лежащим между Землей и Солнцем, относятся Меркурий и Венера. У этих планет наблюдается полный набор фаз — от узкого едва заметного серпа, когда они находятся в нижнем соединении между Землей и Солнцем, до «полной» фазы в верхнем соединении, когда Солнце расположено между планетой и Землей. Вследствие своей близости к Солнцу эти планеты не поднимаются высоко над горизонтом ни вечером, ни утром. По этой причине их наблюдения довольно часто проводят при дневном свете — в течение двух часов до восхода и после захода Солнца. При дневных наблюдениях Венеры уменьшается контраст между яркой планетой и фоном неба, что позволяет увидеть на ней больше деталей.

Яркость Меркурия на нашем небе может достигать -1,7m, что сравнимо с яркостью Сириуса (-1,4m). Меркурий никогда не удаляется от Солнца более чем на 28°, поэтому его поиск и наблюдение довольно сложны. Жителям Северного полушария удобнее наблюдать планету весной, когда она находится в восточной элонгации, и осенью — в западной элонгации. В эти периоды высота Меркурия над горизонтом максимальна, хотя его угловое расстояние от Солнца не превышает 18°. Максимальные элонгации Меркурия приходятся на период, когда его высота над горизонтом минимальна. Жители Южного полушария имеют в этом отношении определенные преимущества, так как здесь планета может находиться не только высоко над горизонтом, но и одновременно на максимальном расстоянии от Солнца (28°). Такие благоприятные условия наблюдений складываются в утренние часы осенью (апрель) и в вечерние часы весной (сентябрь), когда планета находится соответственно в западной и восточной элонгациях. В тропиках условия наблюдения Меркурия вполне удовлетворительны во всех элонгациях.

Единственный приемлемый способ обнаружения Меркурия-наведение телескопа по координатам с помощью разделенных кругов. Ввиду близости планеты к Солнцу нужно всегда быть предельно осторожным. Наиболее безопасно наблюдать за планетой, когда она находится в восточной элонгации. В этом случае телескоп лучше установить около здания таким образом, чтобы при суточном движении Солнца тень от здания все больше загораживала вас от прямого солнечного света. Очевидно, что подобный способ не вполне безопасен при наблюдениях Меркурия, когда он находится в западной элонгации. В этот период удобнее и безопаснее наблюдать планету на фоне утренней зари перед восходом Солнца. Обнаружив планету, вы можете следить за ней уже при дневном свете, по мере ее суточного движения впереди Солнца.

Обычно Меркурий имеет тусклый белый цвет, иногда приобретая красный или желтоватый оттенок; поэтому, даже обнаружив планету, вы далеко не всегда сможете что-нибудь разглядеть на ней. В небольшой телескоп (диаметр объектива около 75 мм) удается различить только фазы Меркурия. В более крупные телескопы (с апертурой 100-155 мм) можно заметить отдельные темные пятна на диске планеты; увидеть нечто большее не удается даже в крупные телескопы. Некоторые наблюдатели считают, что детали на поверхности Меркурия становятся более контрастными и легче различимыми, если воспользоваться прозрачным желтым фильтром. Попробуйте это сделать — не исключено, что вам удастся заметить больше деталей.

Венеру, которая является самой яркой планетой (ее звездная величина может достигать -4,3m), легко найти на небе. Ее угловое расстояние от Солнца может достигать 47°, в этот период она доступна наблюдениям в течение нескольких недель. Опыт показывает, что при дневных наблюдениях Венеры значительно уменьшается контраст между яркой планетой и фоном неба, благодаря чему удается различить на ее диске слабые детали. Венера настолько ярка, что при наблюдениях в телескоп вам, возможно, придется воспользоваться нейтральным фильтром. Венера крупнее Меркурия и подходит ближе к Земле, поэтому даже в обычный бинокль можно увидеть ее фазы. Чтобы различить хоть какие-то детали на поверхности планеты, необходим телескоп с апертурой не менее 100 мм, но все же предпочтительнее более крупный инструмент.

Единственные различимые в телескоп детали представляют собой облачные образования в верхних слоях плотной атмосферы планеты; они в лучшем случае едва заметны, так что их довольно трудно зарисовать. Однако следует напомнить, что именно благодаря наблюдениям любителями этих слабых образований удалось определить период обращения верхних слоев атмосферы (он составляет около 4 сут) задолго до того, как это было сделано с помощью космических аппаратов. (Период вращения вокруг своей оси твердого невидимого «тела» планеты равен 243 сут; это вращение происходит в обратном направлении.)

На планете заметны как светлые, так и темные образования, но обычно довольно трудно изобразить их на рисунке без преувеличения контраста. Поэтому, если считаете нужным, делайте соответствующие пометки о контрасте тех или иных деталей, по возможности оценивая их интенсивность. Довольно часто у Венеры можно видеть вытянутые «рога», которые в основном, хотя и не всегда, точно совпадают с полярными областями. Иногда вокруг этих областей можно увидеть более темные, похожие на ожерелье образования. В некоторых случаях фильтры позволяют более отчетливо различить детали на Венере; лучше всего для этого подходит светло-желтый фильтр [типа Wratten 15, т.е. ЖС(4) и ЖС(12). — Ред.]. Как и при наблюдениях других планет, важно отмечать также отсутствие видимых деталей.

Длина «рогов» серпа Венеры меняется — они то укорачиваются, то удлиняются. Терминатор скорее представляет собой неровную линию, чем гладкую. Старайтесь тщательно зарисовывать эти изменения. Неровности на терминаторе порою затрудняют точное определение фазы планеты, которая довольно часто отличается от предсказанной. Особенно заметно (иногда на несколько дней) отличается теоретически вычисленная фаза Венеры от реально наблюдаемой в так называемой дихотомии, когда видна половина освещенного диска планеты. (Это явление получило название эффекта Шрётера — по имени ученого, впервые обратившего на него внимание.) Дихотомия наступает в начале восточной и в конце западной элонгации. Хотя реальность эффекта Шрётера не вызывает теперь сомнений, его природа пока еще не ясна. Положение терминатора довольно трудно измерить точно по одному наблюдению; обычно для определения среднего значения фазы используется несколько рисунков из каждого цикла наблюдений. Для более точного измерения фазы следует применять микрометр. К сожалению, этот прибор не доступен большинству наблюдателей.

В фазе очень узкого серпа иногда удается заметить слабое свечение на неосвещенной части диска планеты — это так называемый пепельный свет Венеры. Наблюдение пепельного света связано с большими трудностями: чтобы иметь возможность увидеть его, в окулярной части телескопа необходимо установить узкую, в форме серпа Венеры, диафрагму, предохраняющую глаз от яркого света планеты. Предполагается, что пепельный свет связан с полярными сияниями, происходящими в верхних слоях атмосферы Венеры. Не исключено, однако, что это просто оптическая иллюзия, как и эффект противоположного свойства, наблюдаемый на неосвещенной части диска Венеры, которая временами кажется темнее, чем окружающий небесный фон.

Хотя Меркурий и Венера довольно часто проходят через нижнее соединение, они редко «выстраиваются» в одну линию с Солнцем и Землей. В этих случаях наблюдаются прохождения планет по диску Солнца. При изучении этого явления необходимы те же меры предосторожности, что и при исследовании Солнца. Последнее прохождение Меркурия по диску Солнца наблюдалось 13 ноября 1986 г., следующие произойдут 6 ноября 1993 г. и 15 ноября 1999 г. Прохождения Венеры более редки; они происходят парами с перерывом более чем в сто лет. Последние наблюдались в декабре 1874 г. и декабре 1882 г., следующие предстоят в июне 2004 г. и июне 2012 г.

Марс — одна из наиболее интересных для изучения планет. Однако вследствие особенностей обращения вокруг Солнца условия наблюдения этой планеты не всегда благоприятны. Противостояния Марса повторяются через 780 суток; если они происходят вблизи афелия (что случается в январе и феврале), то его видимый угловой диаметр не превышает всего 13". Во время великих противостояний, происходящих вблизи перигелия планеты (они приходятся на август и сентябрь), ее видимый угловой диаметр может возрастать до 26". В это время Марс находится южнее эклиптики, и жителям Южного полушария предоставляется замечательная возможность изучать планету в наиболее удобном положении. В Северном полушарии Марс в это время находится слишком низко над горизонтом. Во время великих противостояний Марс обращен к Земле южным полюсом, его северный полюс виден только в период противостояний, когда Марс находится вблизи афелия своей орбиты. Но, несмотря на все труднести, опытным наблюдателям удается различить разнообразные детали на планете во время любых противостояний.

На довольно светлом фоне диска планеты заметно множество различных темных деталей. Благодаря вращению Марса вокруг своей оси перед наблюдателем открываются различные области планеты и, вооружившись терпением, при систематических наблюдениях вы сможете составить карту всей видимой поверхности планеты. Большинство видимых темных пятен, несомненно, связано с образованиями на самой поверхности планеты; по мере вращения планеты они периодически появляются на ее видимой стороне. При наблюдениях в течение нескольких лет некоторые темные образования претерпевают заметные изменения. Прежде эти изменения связывали с растительным покровом планеты, теперь их объясняют сильными ветрами, которые сметают вещество поверхностных слоев, перенося его из одного района планеты в другой. Временами, особенно в периоды великих противостояний, пылевые бури окутывают всю поверхность Марса. Интересно наблюдать, как после окончания бури по мере оседания пыли на поверхности вновь постепенно проступают прежние детали, но изменившиеся по форме и яркости. Более слабые пылевые бури изменяют вид отдельных участков поверхности Марса. По виду пылевые бури напоминают «желтый туман», который неоднократно отмечали исследователи Марса в прошлом.

Яркие полярные шапки меняют свои размеры в зависимости от сезона, южная полярная шапка иногда исчезает полностью. Временами от основного массива полярной шапки «откалываются» и постепенно исчезают небольшие участки; на поверхности шапки образуются трещины. Более темные участки, словно ожерелье, окаймляющие полярные шапки, не всегда удается объяснить только эффектами контраста — по-видимому, их форма и изменения обусловлены пылью, оседающей в этих районах. Нередко различные детали полярных шапок закрываются «полярным колпаком» из облаков, который порой простирается до широт 50-60°. К середине зимы облака обычно рассеиваются, вымерзая и оседая на поверхность; весной под действием солнечного тепла лед испаряется и облака появляются вновь. Сейчас твердо установлено, что основу северной полярной шапки Марса составляет обычный лед; та часть шапки, которая претерпевает заметные сезонные изменения, состоит как из обычного, так и сухого льда (твердой углекислоты). Углекислый газ замерзает только в течение самого холодного периода марсианской зимы.

В некоторых районах Марса иногда наблюдаются белые «туманы», особенно часто они возникают вблизи утреннего терминатора, где облака, образовавшиеся в холодные ночные часы, не успевают быстро исчезнуть с восходом Солнца. Эти облака не остаются на одном месте, и вы можете проследить за перемещением некоторых из них над поверхностью Марса. Наблюдаются также «синие туманы», порой покрывающие значительные участки диска планеты.

Чтобы увидеть хоть какие-то детали на поверхности Марса, нужен телескоп с апертурой не менее 100 мм, а для регулярных наблюдений предпочтительнее телескоп с объективом диаметром 150 мм. При этом лучшие результаты достигаются при увеличении в 200-400 раз.

Положение крупных темных деталей на поверхности Марса установлено достаточно точно; тем не менее тщательные зарисовки некоторых из них всегда интересны. Изучая детали, старайтесь все-таки делать при каждом наблюдении одну-две зарисовки всего диска планеты. Хотя видимый диаметр Марса меняется со временем, при зарисовках используйте стандартный диаметр, равный 51 мм. Величина видимой фазы Марса может достигать 46°, поэтому при зарисовках необходимо быть внимательным. Точное значение фазы планеты на момент наблюдения можно найти в астрономических календарях и ежегодниках.

Марс довольно быстро вращается вокруг своей оси, поэтому нельзя слишком долго зарисовывать диск планеты. Начинайте рисовать с нанесения на контур планеты полярной шапки, при этом нужно помнить, что она не обязательно расположена точно на полюсе. (Видимое положение полюсов в момент наблюдения зависит от ориентации оси вращения планеты относительно Земли. Информацию об этом можно найти в астрономических ежегодниках.) Затем сделайте наброски наиболее заметных темных деталей на диске планеты и отметьте время окончания этой работы. После этого можно продолжать зарисовку, добавляя более тонкие детали и отмечая положение самых ярких областей.

Для наблюдений атмосферных образований лучше использовать светло-синий фильтр (можно рекомендовать фильтр Wratten 44B или СС(4) и СС(5). — Ред.). Хотя в прошлом нередко рекомендовалось применять плотные цветные фильтры, следует иметь в виду, что этим рекомендациям могут следовать только опытные наблюдатели, работающие на больших телескопах. Дело в том, что небольшие телескопы пропускают мало света и окраска планеты едва заметна, поэтому плотные фильтры только ослабят изображение планеты, а не усилят отдельные детали ее поверхности.

Оценки яркости. Очень важно оценить яркость различных образований, видимых на диске планеты. После небольшой практики это не будет вызывать особых трудностей. Для таких целей лучше использовать шкалу от 0 (самые яркие детали) до 10. Так, яркость полярных шапок обычно принимают за 0, а темный фон неба за 10. Однако яркость небесного фона существенно зависит от размеров телескопа и используемого увеличения. Набросок планеты, снабженный оценками яркости, может быть довольно грубым и не совсем законченным -лишь бы не возникало путаницы при отождествлении деталей на нем.

Прохождение через меридиан. Можно попытаться регистрировать моменты прохождения различных деталей через центральный меридиан. Немного потренировавшись, вы сможете довольно быстро определять, когда то или иное образование находится точно посередине диска планеты. Нет необходимости фиксировать моменты прохождения всех ярких деталей, так как при обработке наблюдений вы можете запутаться в отождествлении конкретных деталей и моментов их прохождения через меридиан. Старайтесь отмечать лишь наиболее заметные структуры. Очевидно, что подобные измерения имеет смысл проводить, когда Марс наблюдается в полной фазе, что случается в течение 7-10 дней до и после противостояния. В других фазах такие измерения практически исключены.

Фотографирование. При фотографировании Марса требуются длиннофокусные телескопы с большой апертурой — в этом случае изображение планеты получается достаточно крупным и ярким. В последние годы некоторым особенно настойчивым астрономам-любителям, не упускающим ни одного момента хорошей видимости, удалось получить фотографии Марса исключительно высокого качества. В основном это черно-белые фотографии, иногда сделанные с применением различных светофильтров, но в ряде случаев удалось получить неплохие цветные изображения планеты.

Малые планеты, или, как их иначе называют, астероиды, сосредоточены в основном между орбитами Марса и Юпитера. Это сравнительно небольшие небесные тела; три самых крупных из них: Церера (Ceres), имеющая диаметр около 1000 км, Паллада (Pallas) и Веста (Vesta) диаметром около 540 км каждая. Астероиды — довольно слабые объекты. Самый яркий из них, Весту, иногда можно видеть даже невооруженным глазом; яркость еще примерно двух десятков астероидов в период противостояний может превышать 1m. Многих астрономов-любителей при наблюдениях малых планет особенно привлекают их поиск и последующее слежение за перемещением среди звезд. Вообще говоря, умение проследить за астероидом на основании данных, публикуемых в астрономических ежегодниках, — это немалое достижение. Чтобы наиболее успешно проводить такие наблюдения, следует заранее отметить положение астероида на карте, на которую нанесены звезды меньшей яркости, чем предполагаемый блеск астероида.

Можно попытаться фотографировать малые планеты любой фотокамерой, снабженной механизмом сопровождения. В зависимости от положения астероида на орбите фотографии, полученные в разные ночи, позволяют заметить перемещение астероида среди звезд. Очевидно, что, если снимки сделаны вблизи точек стояния (см. с. 61), перемещения не видно. Фотографировать малые планеты можно обычной 35-миллиметровой фотокамерой, но при использовании более широкой пленки и фотокамеры с широким полем зрения результаты существенно улучшаются. Проходя вблизи Земли или пересекая земную орбиту, астероиды иногда перемещаются настолько быстро, что запечатлеваются на фотографиях в виде черточек. Высококачественные фотографии можно использовать для определения точного положения малых планет, что в свою очередь позволяет уточнить параметры их орбит. Прежде всего это относится к малоизученным астероидам, хотя для их наблюдения обычно используют специальные оборудование и методы.

Малые планеты имеют неправильную форму и вращаются вокруг собственной оси, что проявляется в переменности их видимого блеска. Для оценки звездной величины астероида можно использовать те же методы, что и для определения блеска переменных звезд, однако при этом возникают трудности при измерении блеска звезд сравнения. Преодолеть трудности вам помогут фотографии окружающих звезд, полученные через соответствующие фильтры. Как показывает опыт, наибольший успех здесь сопутствует тем астрономам-любителям, которые располагают оборудованием для фотоэлектрических наблюдений.

Одна из интереснейших задач, возникающих при изучении малых планет, связана с наблюдением покрытий звезд. Эта задача особенно привлекла внимание любителей астрономии в последнее время, когда удалось достичь определенных успехов в предсказании и расчетах условий покрытий. При таких наблюдениях используются примерно те же методы, что и при изучении касательных покрытий звезд Луной. Если звезда ярче малой планеты, то следует использовать небольшой телескоп, в который сама планета не видна. Тогда вам удастся заметить неожиданное исчезновение и последующее появление звезды и избежать путаницы, вызванной слиянием двух изображений, которая обычно возникает при наблюдениях в телескоп с большой апертурой.

Нередко координаты звезд и элементы орбит астероидов не известны с достаточной точностью, поэтому незадолго до наблюдений астрономы-профессионалы вносят соответствующие поправки в условия покрытия. Действительно, даже небольшие ошибки могут привести к тому, что область, где по расчетам должно наблюдаться покрытие, сместится на сотни километров.

Многим астрономам-любителям не составит большого труда учесть эти поправки и переместить свою аппаратуру в более удобное для наблюдений место. Информация о точном времени начала и конца покрытия дает наиболее точное представление о размерах, а иногда и форме малых планет. В ряде случаев наблюдения покрытий позволяют получить данные о спутниках астероидов.

Вид Юпитера в телескоп, вероятно, производит на наблюдателей наиболее сильное впечатление. Юпитер вместе с Сатурном, Ураном и Нептуном относится к планетам-гигантам, которые состоят в основном из легких химических элементов — водорода и гелия. Различные детали, видимые на диске Юпитера, связаны с образованиями в самых внешних слоях его протяженной и мощной атмосферы, в состав которой наряду с легкими химическими элементами входят такие газы, как метан и аммиак. На диске Юпитера различимы как крупномасштабные, так и мелкие детали, вид которых непрерывно меняется. Даже при наблюдениях в небольшой телескоп (с объективом диаметром около 50 мм) можно заметить темные полосы и разделяющие их яркие зоны, а также полярные области. Как и мелкие детали, крупные образования на Юпитере не остаются неизменными; они становятся то ярче, то слабее, а иногда разбиваются на несколько более мелких деталей. Чтобы увидеть и изучить многочисленные мелкие образования в различных частях диска планеты, необходим телескоп с апертурой не менее 150 мм.

Мелкие детали на диске Юпитера обычно называют пятнами (они бывают темными и светлыми); иногда используют также такие названия, как «гирлянды», «плюмажи» и «овалы». Наблюдая вызванное вращением планеты вокруг оси перемещение пятен, а также других темных и светлых образовании по диску, можно заметить, что их движение то ускоряется, то замедляется по мере того, как меняется их положение в атмосфере. Некоторые слабые пятна видны всего в течение нескольких дней, после чего они тускнеют и совсем исчезают. Одно из самых известных образований в атмосфере Юпитера — Большое Красное Пятно, которое, по-видимому, существует без заметных изменений на протяжении уже нескольких сотен лет. Его легко обнаружить даже в небольшие любительские телескопы; не огорчайтесь, если оно покажется вам не столь ярким, каким обычно выглядит на фотографиях и снимках, полученных с борта межпланетных космических аппаратов.

Противостояния Юпитера повторяются через 13 месяцев (т.е. почти в 2 раза чаще, чем у Марса); в этот период, продолжающийся несколько недель, условия для наблюдения планеты наиболее благоприятны. В отличие от Марса Юпитер мало изменяется в размерах от противостояния к противостоянию, что значительно облегчает зарисовки планеты. Готовясь к зарисовкам Юпитера, не забудьте учесть его сплюснутость у полюсов и отразите ее на заготовках контура планеты. Большие размеры Юпитера благоприятствуют его фотографированию.

Юпитер очень быстро вращается вокруг своей оси — именно поэтому он сплюснут у полюсов. Период вращения вокруг оси внутренней, центральной части Юпитера составляет 9 ч 55 мин 30 с. Но из-за наличия мощной, протяженной атмосферы, в которой протекают сложные метеорологические процессы, разные области атмосферы вращаются с разными скоростями. Так, экваториальные зоны обращаются с периодом 9 ч 50 мин 30 с, а период обращения более северных и южных областей составляет 9 ч 55 мин 40 с. В зависимости от периодов вращения и наблюдаемой картины распределения образований на поверхности Юпитер разделен на две существенно различные области: Систему I и Систему II. В астрономических ежегодниках на все числа и время суток указаны долготы для каждой системы по отношению к центру диска планеты.

В телескоп средних размеров на Юпитере удается различить так много деталей, что зарисовки лучше начинать с отдельных образований. Характер вращения Юпитера таков, что каждую ночь в одно и то же время видны различные области планеты. С учетом быстрого вращения Юпитера была разработана специальная методика зарисовки планеты: сначала делается быстрый набросок наиболее заметных двух темных полос и светлых зон, а детали наносятся в дальнейшем по мере того, как попадают в поле зрения наблюдателя при вращении планеты.

Более полное представление об особенностях планеты и изменениях на ее поверхности можно получить, делая эпизодические зарисовки всего видимого диска. Вследствие быстрого вращения Юпитера вокруг собственной оси вид его поверхности меняется через 10-15 мин, поэтому каждая зарисовка не должна занимать более 10 мин. Ясно, что при таких условиях нет смысла пытаться зафиксировать все мельчайшие детали поверхности. Основное внимание следует уделять точной передаче относительной яркости темных полос и светлых зон. Как и при зарисовках других планет, важное значение имеют оценки яркости различных деталей поверхности, которые дают более точное представление об их природе.

Многообразие деталей на поверхности Юпитера открывает широкие возможности для наблюдения их прохождений через центральный меридиан. При этих наблюдениях достаточно просто отмечать время (с точностью до минуты) появления того или иного образования в центре диска. Далее, используя таблицы, можно точно рассчитать долготу того или иного образования на поверхности планеты. При этом очень важно точно определить, к какой системе относится это образование. Если интересующая вас деталь расположена вблизи границы двух систем и вы не можете с уверенностью отнести ее к одной из них, то рассчитайте долготу детали для обеих систем. Если одни и те же детали неоднократно проходят через центральный меридиан, то полученные из наблюдений значения их долготы позволяют проследить за изменением положения деталей на поверхности планеты, увидеть, как по мере вращения планеты одни детали «догоняют» другие.

Перемещается по долготе и самое заметное образование на планете — Большое Красное Пятно. Длительные наблюдения позволили проследить за ним при многократных оборотах вокруг планеты. Установлено, что размеры, положение, цвет и яркость Большого Красного Пятна заметно изменяются с годами.

Четыре самых крупных спутника Юпитера — Ио, Европа, Ганимед и Каллисто — были открыты еще Галилеем, который обнаружил их, рассматривая планету в свой довольно простой по конструкции телескоп. Эти спутники (которые теперь часто называют «галилеевыми») можно увидеть даже в совсем небольшие бинокли, а кое-кто утверждает, что их можно разглядеть и невооруженным глазом, особенно в тропиках, где планета поднимается высоко над горизонтом. Видимое расположение спутников представляет сложную, меняющуюся со временем картину, а иногда, хотя довольно редко, они совсем исчезают из поля зрения, скрываясь за Юпитером.

С помощью телескопов с апертурой 50-75 мм удается наблюдать разнообразные явления, связанные с прохождением спутников по диску планеты и за ним. Наряду с прохождением спутников по диску планеты видно также перемещение по диску их теней. Попадая в тень Юпитера, спутники исчезают — происходит их затмение; при заходе за Юпитер спутники исчезают — наблюдается покрытие спутников планетой. Раз в шесть лет плоскость орбит спутников проходит через Землю, в это время удается наблюдать покрытия и затмения спутников друг другом. Эти явления интересны не только сами по себе, но и с научной точки зрения, поэтому при наблюдениях важно очень точно фиксировать моменты наступления и окончания соответствующих событий. Даже в самые крупные телескопы не удается разглядеть какие-либо детали на поверхности спутников, но их вид на фоне планеты неизменно поражает наблюдателя.

Сатурн со своей необычной и очень эффектной системой колец представляет собой не менее удивительную картину, чем Юпитер. При изучении Сатурна применяют те же методы, что и при изучении Юпитера. На нем заметны темные полосы и светлые зоны, но довольно редко удается увидеть более мелкие детали. Отчасти это объясняется удаленностью планеты; однако, согласно последним данным, отсутствие мелких видимых деталей в основном связано с тем, что внешние слои протяженной атмосферы Сатурна ослабляют свет, идущий от темных образований в более глубоких облачных слоях. Именно в силу этого обстоятельства очень важно исследование довольно редких, случайно возникающих на поверхности планеты темных и светлых деталей.

Противостояния Сатурна повторяются через 378 дней, величина видимой фазы планеты может достигать 6°. Наиболее заметно изменяется вид колец Сатурна. Кольца настолько тонкие (их средняя толщина, вероятно, меньше 100 м), что дважды в течение сатурнианского года, т.е. один раз примерно в 15 лет, когда Земля проходит через плоскость, в которой расположены кольца, они временно исчезают. Кольца лежат в плоскости, совпадающей с экваториальной плоскостью планеты, и наклонены к эклиптике под углом около 28°. Поэтому по мере появления и исчезновения колец наблюдениям становится доступна большая часть то одного (не закрытого кольцами) полушария планеты, то другого. Последний раз Земля проходила через плоскость колец Сатурна в 1980 г., следующее прохождение будет в 1995 г. Постоянно меняющийся вид планеты и ее сильная сплюснутость у полюсов затрудняет подготовку к зарисовкам Сатурна. По-видимому, разумнее обратиться в соответствующие организации любителей астрономии, где вам помогут изготовить бланки с точными контурами планеты и учетом вида колец.

Кольца Сатурна имеют довольно сложную структуру. При наблюдениях в телескоп видны по крайней мере три из них: сравнительно яркое внешнее кольцо (кольцо А) и самое яркое кольцо B между которыми легко просматривается темный промежуток — щель Кассини; ближе к планете расположено кольцо С, которое из-за прозрачности называют также Креповым кольцом. В периоды, близкие к моментам пересечения Землей плоскости колец (когда Земля и Солнце расположены по разные стороны от нее), тень Сатурна может полностью скрыть часть колец. Иногда на кольцах можно заметить разного рода неоднородности, их следует зарисовывать с особой тщательностью.

Сатурн, как и Юпитер, обладает интересной системой спутников. Самый яркий из них, Титан, имеет блеск 8m, еще три спутника ярче 10,5m, три других ярче 12,1m. Когда Земля пересекает плоскость орбит спутников, они кажутся наблюдателю яркими бусинками, нанизанными на тонкую нить колец. В крупные телескопы в системе спутников Сатурна наблюдаются те же явления, что и в системе «галилеевых» спутников Юпитера.

К сожалению, планеты, расположенные за орбитой Сатурна, находятся так далеко от Земли, что исключена возможность проводить наблюдения их поверхности; единственно, на что можно рассчитывать, — это обнаружить их на небе и проследить за движением среди звезд. В противостояниях Уран и Нептун — сравнительно яркие объекты (их звездные величины соответственно 5,6m и 7,7m). Располагая соответствующими звездными картами и зная эфемериды планет, их сравнительно легко обнаружить даже в небольшие телескопы. Эти планеты медленно перемещаются в восточном направлении на фоне звезд; прямое восхождение Урана увеличивается на 20' в год, а у Нептуна примерно в два раза медленнее. Сейчас Уран и Нептун находятся в южной части эклиптики соответственно в созвездиях Змееносец (Ophiuchus) и Стрелец (Sagittarius); Нептун значительно труднее обнаружить, так как в этой области неба расположено богатое скопление звезд Млечного Пути.

По характерному внешнему виду Уран довольно легко отличить от звезд. В хороший телескоп иногда удается различить диск планеты, который в зависимости от зрения наблюдателя может казаться либо синеватым, либо зеленоватым. В более крупные телескопы на планете можно разглядеть темные и светлые полосы, как у Сатурна, но более мелкие детали не заметны. Ось вращения Урана лежит почти в плоскости его орбиты, поэтому в некоторые моменты с Земли видна только полярная область планеты (так было, например, в 1980 г.). В эти периоды трудно надеяться увидеть какие-либо детали на диске планеты.

В любительские телескопы обнаружить какие-либо детали на Нептуне не удается. Длительные наблюдения за Ураном и Нептуном показали, что блеск этих планет слегка меняется. Причина переменности блеска пока не ясна, хотя высказываются предположения о ее связи с изменениями солнечной активности. Звездные величины обеих планет можно легко оценить теми же методами, которые используются для измерения блеска переменных звезд (см. с. 206).

Плутон — самая далекая планета Солнечной системы, поэтому обнаружить его в любительские телескопы очень трудно. Его звездная величина около 14m, так что увидеть Плутон можно лишь в телескоп с апертурой не менее 300 мм. Плутон легко спутать с окружающими его звездами, и легче всего его обнаружить, производя фотографирование в разные дни участков звездного неба, где по предположению находится планета. Обычно в астрономических календарях приводятся звездные карты окрестностей местоположения планеты. Орбита Плутона настолько вытянута, что в некоторых участках она проходит ближе к Солнцу, чем орбита Нептуна. Как раз в настоящее время Плутон расположен ближе к Солнцу, чем Нептун, поэтому скорость его перемещения среди звезд сейчас примерно та же (и даже несколько выше), чем у Нептуна.

В настоящий период Плутон находится выше над эклиптикой, чем Уран и Нептун; это связано с большим наклоном плоскости орбиты планеты к плоскости эклиптики. Полагают, что яркость планеты должна меняться при заметном изменении ее расстояния от Солнца. Однако проверить это предположение еще не удалось, так как период обращения Плутона вокруг Солнца составляет 250 лет, а открыт он был только в 1930 г. По этой же причине пока вообще очень мало известно о физической природе Плутона. 

Кометы представляют собой бесформенные глыбы размером всего в несколько километров, состоящие из льда вперемешку с пылевыми частицами. Поэтому иногда их просто называют «комками грязного снега». Кометы движутся по очень вытянутым орбитам, находясь основное время далеко от Солнца, где остаются невидимыми; при их приближении к Солнцу лед под действием солнечного тепла начинает таять, испаряясь и улетучиваясь в межпланетное пространство вместе с другими газами. Вследствие этого многие кометы, проходя вблизи Солнца, принимают весьма необычный вид.

Никогда не упускайте возможность понаблюдать яркую комету. В течение года в небольшой любительский телескоп можно увидеть всего несколько их. Большинство комет, которые периодически появляются в окрестностях Солнца, представляют собой довольно слабые объекты. Исключение составляет комета Галлея, которая почти при каждом своем возвращении к Солнцу (через 76 лет) предстает перед нами очень ярким и впечатляющим объектом. В действительности самые яркие и эффектные по виду кометы появляются на небе неожиданно; многие из них, возможно, впервые приближаются к Солнцу. Те несколько недель, в течение которых яркая комета быстро огибает Солнце, исчезая затем навечно или, возможно, на многие тысячелетия в космических далях, — самая жаркая пора для астрономов-кометчиков. В редких случаях, особенно если комета подходит слишком близко к Солнцу, она может разрушиться на части, которые в дальнейшем наблюдаются как отдельные тела.

Кометы выглядят по-разному. У всех наблюдается туманная газовая оболочка-кома, которая вместе с ядром образует голову кометы. Даже если комета находится в непосредственной близости от Солнца, ее голова кажется не более чем туманным пятнышком. Самая примечательная деталь большинства комет — хвост. Наиболее ярок он, когда комета находится в окрестностях перигелия своей орбиты. Здесь особенно значителен поток тепла от Солнца, под действием которого с кометы улетучиваются в космическое пространство газы и пыль. Некоторые кометы имеют два хвоста: один — искривленный, состоящий из частиц пыли; другой — прямой, газовый, вытянутый в направлении, точно противоположном направлению на Солнце. У ряда комет было замечено по нескольку (пылевых) хвостов. Протяженность кометных хвостов может достигать десятков и сотен миллионов километров; наблюдались кометы, хвосты которых тянулись почти на полнеба. Предполагается, что пыль, теряемая кометами, попадая в межпланетное пространство, дает начало метеорным телам, которые в дальнейшем, сталкиваясь на огромной скорости с земной атмосферой, обнаруживаются в виде метеоров. Пылинки из кометных хвостов пополняют также межпланетные пылевые облака, которые, рассеивая солнечные лучи, порождают явление, называемое зодиакальным светом.

Ядро кометы иногда заметно внутри комы в виде яркого звездообразного объекта, в котором не удается различить какие-либо детали даже в самые крупные телескопы. Иногда ядро можно спутать с различными структурными образованиями в коме — типа оболочки или выбросов вещества из ядра кометы.

Для наблюдений комет можно использовать любые инструменты. Опыт показывает, что гигантские хвосты комет можно обнаружить при наблюдениях невооруженным глазом, в бинокли и телескопы с широким полем зрения. Но чтобы разглядеть сложную структуру кометы вблизи ее ядра, необходимы телескопы с большой апертурой и большим увеличением.

Зарисовки комет можно делать при наблюдениях в любые инструменты, методика их та же, что и при зарисовках планет. Наряду с зарисовками стоит попытаться фотографировать кометы. Фотографии помогают не только определить точное положение головы кометы, но и получить изображение ее хвоста, а также увидеть тонкие детали, которые вследствие их малой яркости невозможно разглядеть иными способами. Для наблюдения комет требуются светосильные объективы с широким полем зрения, для фотографирования тонких деталей комы лучше использовать телескопы или длиннофокусные фотокамеры. При фотографировании комет телескоп (или фотокамера) должен быть снабжен системой гидирования, которая обеспечивала бы слежение за кометой с учетом ее собственного движения среди звезд; в этом случае изображения звезд на снимках получатся в виде черточек. При использовании короткофокусных объективов гидирование можно осуществлять непосредственно по звездам.

Многие опытные астрономы-любители предпринимают попытки обнаружить кометы. Подобные наблюдения требуют огромного терпения, хорошего знания звездного неба, особенно расположения на небе скоплений звезд и галактик, иногда весьма похожих по своему виду на кометы. При таких наблюдениях используют крупные бинокли с широким полем зрения или короткофокусные телескопы; кометы обычно ищут в окрестностях Солнца, куда они могут попасть, оставаясь незаметными при движении по вытянутой орбите.

Невооруженным глазом и тем более при наблюдениях в бинокль или телескоп нетрудно заметить, что звезды различаются по цвету. Цвет звезд в значительной степени определяется температурой их видимой поверхности. Так, температура поверхности довольно редких бело-голубых звезд типа ? Ориона составляет около 40000 К, а самых холодных, темно-красных — около 3000 К. Примером последних может служить звезда ? Цефея, которая за свой интенсивный темно-красный цвет получила название «Гранатовая звезда». Естественно, существуют как более горячие, так и более холодные звезды, но значительно реже.

Таблица №11

Цвета некоторых звезд

Цвета нескольких наиболее ярких звезд приведены в таблице; правда, возможны расхождения в определении оттенков цвета звезд, поскольку это зависит от оборудования и зрения наблюдателя. Вообще, невооруженным глазом очень трудно определить цвет слабых звезд, тогда как на фотографиях он легко различим. Несомненно, цвет звезд гораздо легче определить при наблюдениях в телескоп с большой апертурой. Однако следует иметь в виду, что наблюдатели по-разному воспринимают цвет: у некоторых глаз более чувствителен к синим лучам и с трудом различает красные звезды или наоборот. Замечено также, что красные звезды кажутся тем ярче, чем дольше на них смотрят (особенно большие трудности это вызывает у исследователей переменных звезд). У двойных звезд довольно часто обнаруживаются весьма любопытные сочетания цветов, однако во многом это своеобразный оптический обман, порожденный эффектом контраста.

В каталогах звезд обычно наряду с другими параметрами указываются спектральные классы, которые определяются наличием в спектре звезды той или иной линии поглощения и ее интенсивностью. А поскольку эти особенности спектра зависят от температуры поверхности звезды и от наличия химических элементов, «ответственных» за соответствующую спектральную линию, то спектральный класс позволяет более точно определить температуру звезды, чем ее цвет. Последовательность спектральных классов соответствует температурной последовательности, и в этой последовательности звезды, располагаясь в порядке убывания температуры, обозначаются буквами О, В, A, F, G, К, М (это первые буквы слов мнемонической фразы, позволяющей легко запомнить эту последовательность: «О Be A Fine Girl Kiss Me», в переводе: «О будь хорошей девочкой, поцелуй меня»). Существует еще несколько дополнительных спектральных классов, обозначаемых буквами R, N, S, С, WN, WC, к которым относят редкие звезды с отклонениями в химическом составе. Каждый спектральный класс разбивают на десять подклассов, присоединяя к соответствующей букве цифры от 0 до 9 (от более горячей к более холодным). Таким образом все звезды разбиты на спектральные классы от О5 до М8. Солнце, температура поверхности которого около 6000 К, относится к звездам спектрального класса G2. Звезды классифицируются также по размеру и светимости-количеству энергии, излучаемой всей поверхностью звезды за 1 с. Так, звезды типа Антареса (а Скорпиона), радиус которого превышает радиус орбиты Марса, относятся к сверхгигантам; звезды белого цвета с очень слабой светимостью, по размерам не превышающие Земли, относятся к белым карликам.

Видимую яркость звезды оценивают в звездных величинах. Так, звезда, которая глазом воспринимается как звезда первой величины, почти в два раза ярче звезды второй величины, которая в свою очередь во столько же раз ярче звезды третьей величины, и т.д. Точные измерения показали, что разница в блеске в одну звездную величину соответствует отношению яркостей 2,512:1. Это отношение глаз и мозг воспринимают как различимый скачок яркости. Связь между звездными величинами и отношением яркостей звезд легче запомнить, приняв во внимание, что звезда первой величины ровно в 100 раз ярче звезды шестой величины. Кроме того, полезно знать звездные величины некоторых наиболее ярких звезд (см. таблицу). Как видно из таблицы, самые яркие звезды имеют отрицательные значения звездных величин. На практике довольно часто нужно знать точные значения звездных величин более слабых звезд, хотя бы в некоторых, избранных участках звездного неба. Обычно такие данные приводятся на картах небольших стандартных участков неба в созвездиях Малая Медведица, Южный Крест и Плеяды.

Таблица №12

Видимая (m) и абсолютная (М) звездные величины некоторых звезд

Несмотря на все достижения современной техники, определение расстояний до звезд по-прежнему остается одной из труднейших задач астрономии. Расстояния до звезд настолько велики, что для оценки их не пригодны ни километры, ни даже астрономические единицы (а. е.). Астрономы используют такие единицы расстояний, как световой год (св. год), но чаще парсек (пк; сокращение от двух слов паралакс секунда) — расстояние, с которого радиус земной орбиты, равный 1 а.е., виден под углом в 1" (секунда дуги). 1 пк = 3,216 св. г. = = 206265 а.е. ? 3.1*10¹³ км. Для целей галактической и внегалактической астрономии используют еще более крупные единицы расстояний: килопарсек (1 кпк = 1000 пк) и мегапарсек (1 Мпк = 1000 000 пк).

Звездную величину, определяемую при наблюдениях с Земли, называют видимой звездной величиной (обозначают буквой m). Очевидно, что видимая звездная величина зависит не только от собственной яркости звезды (ее светимости), но и от расстояния до нее. Так, звезда большой светимости, но расположенная очень далеко, видна слабенькой звездочкой, тогда как звезда малой светимости, но находящаяся близко к Земле, видна как яркая звезда. Чтобы получить представление о действительной яркости звезд (об их светимостях), их мысленно помещают на одинаковое расстояние от Земли, равное 10 пк. Тогда их звездные величины рассматриваются как абсолютные звездные величины (обозначаемые буквой М); они характеризуют истинную, не зависящую от расстояния яркость звезд. Как видно из таблицы, разница между видимой и абсолютной звездными величинами может быть поразительной.

Переменными называют звезды, которые меняют свой блеск, становясь то ярче, то слабее. Если в течение длительного времени наблюдать за изменением блеска звезды, а затем построить на графике зависимость видимой звездной величины от времени, то мы получим так называемую кривую блеска, которая дает богатую информацию о самой звезде. В зависимости от типа звезды ее блеск может изменяться на протяжении нескольких минут или за период, составляющий многие годы. У большой группы периодических переменных причина изменения блеска кроется во взаимных затмениях двух звезд, обращающихся одна относительно другой в плоскости, лежащей близко к лучу зрения наблюдателя. Наиболее известным представителем такого класса переменных звезд является Алголь (? Персея), блеск которого меняется в пределах 2,2m — 3,4m. В некоторых случаях наблюдаются главный и вторичный минимумы, соответствующие затмениям яркого и слабого компонентов.

Наряду с такими затменно-переменными звездами существуют переменные иных типов: одни из них представляют тесные двойные системы, другие относятся к одиночным звездам, изменения блеска которых вызваны происходящими в них физическими процессами. Процессы, приводящие к разным формам переменности (которые проявляются в различной форме кривой блеска), связаны с определенными этапами звездной эволюции. Для астрономов-любителей наиболее интересны наблюдения долгопериодических (ДП), полуправильных (ПП) и различных эруптивных (взрывных) звезд (к последним относится и группа звезд, у которых вместо вспышки наблюдается резкое уменьшение яркости). Так как переменные составляют значительную часть звезд, их изучение представляет весьма благодатное поле деятельности для любителей.

Оценить звездную величину переменной звезды не составляет большого труда. Для этого нужно знать значения звездных величин близлежащих звезд сравнения, которые, как правило, приводятся в астрономических календарях, справочниках и бюллетенях; в этих же изданиях обычно имеются соответствующие карты, которые помогут вам быстрее найти интересующую вас переменную среди звезд. Обнаружив на небе нужную область звезд, в первую очередь отыщите саму переменную. Если она не видна, отметьте самую слабую из звезд сравнения и в журнале наблюдений запишите: «Блеск переменной меньше...». Даже такая информация о переменной может оказаться полезной. Если переменная видна, найдите две звезды из звезд сравнения, одна из которых несколько ярче, а другая несколько слабее исследуемой переменной. Если блеск переменной оказался в точности равным блеску одной из звезд сравнения, все равно следует найти хотя бы еще одну звезду сравнения, которая либо несколько ярче, либо слабее. Обычно такие сравнения помогают грубо оценить блеск переменной звезды.

При использовании более точного «метода интервалов» переменная (которую обычно обозначают буквой V) сопоставляется с двумя звездами сравнения А и В, близкими по блеску, причем А несколько ярче, а В слабее переменной. Если переменная кажется слабее А на столько же, на сколько ярче В, то это записывают так: A(1)V(1)B; в записях такого рода более яркую звезду обычно ставят на первое место. Если переменная кажется на треть ярче разности блеска звезд сравнения С и D, то это записывают в виде: C(1)V(2)D; читается эта запись так: С, одна треть, переменная, две третьих D. В зависимости от соотношения яркостей возможны, например, такие записи: E(1)V(3)D; F(3)V(2)D и т. д. Не имеет смысла делить интервал между блеском звезд более чем на 5 частей: ошибки наблюдений сводят на нет цену более мелких оценок. В дальнейшем, набравшись опыта, можно перейти к более тонким методам оценок.

Вычисление звездной величины переменной на основании таких сравнений сводится к простой арифметической операции. Определив разность звездных величин звезд сравнения, рассчитывают «цену» одной части, затем умножают ее на число частей, на которое блеск переменной отличается, например, от блеска более яркой звезды. Таким образом получают разность между блеском более яркой звезды и блеском переменной. Поскольку блеск более яркой звезды выражается меньшей величиной (числом), то блеск переменной будет равен сумме звездной величины яркой звезды сравнения и вычисленной разности. Если таким же способом оценивается разница между блесками переменной и более слабой из звезд сравнения, то блеск переменной находится путем вычитания полученной разности из звездной величины слабой звезды сравнения.

Таблица №13

Некоторые переменные звезды

Обозначения: ДП — долгопериодическая, ПП — полуправильная, RCK — типа R Северной Короны, UБл — типа U Близнецов, Затм. — затменно-переменная, RVT — типа RV Тельца.

По этому описанию процедура оценки блеска переменной кажется гораздо сложнее, чем это есть на самом деле. Попробуйте проделать ее на практике и вы убедитесь, как это просто. Конечно, при таких наблюдениях встречаются и трудности. Не разглядывайте слишком долго красные звезды, иначе вам покажется, что они становятся ярче: постарайтесь оценить их блеск возможно быстрее. (Обычно при оценке блеска красных звезд результаты разных наблюдателей сильнее отличаются друг от друга, чем при оценке голубых). Занимаясь такими наблюдениями, старайтесь поворачивать голову, поскольку из двух одинаковых звезд та, которая расположена в поле зрения ближе к вашему носу и несколько ниже, кажется слегка ярче других.

Эруптивные переменные звезды (обычно это тесные двойные системы) отличаются большим разнообразием как по яркости вспышек, которые происходят совершенно случайным образом, так и по их продолжительности. Наибольший интерес среди них представляют новые звезды, блеск которых в момент вспышки неожиданно возрастает на 10 и более звездных величин (т.е. звезда становится ярче в 10000 и более раз) всего за несколько дней. Обнаружив новую звезду, за ней можно следить, оценивая обычным способом ее звездную величину; правда, здесь возникают трудности с подбором звезд сравнения и определением их звездных величин.

Естественно, открытие новой — дело весьма почетное, и многие любители осуществляют визуальное или фотографическое «патрулирование» звездного неба в надежде на успех. Как и при поисках комет, здесь требуется хорошо знать звездное небо. Чтобы избежать «фальшивых открытий», необходимо детально изучить расположение на небе переменных других типов.

Фотография — самый удобный способ непрерывного и оперативного наблюдения за звездным небом. Чтобы исключить неприятности, связанные с неизбежными дефектами в фотоэмульсии, лучше делать одновременно два снимка одного и того же участка неба. После фотографирования снимки следует сразу же проявить и внимательно просмотреть — вдруг вам удастся обнаружить новую на самой ранней стадии появления!

Чаще всего новые вспыхивают в областях неба, ближайших к Млечному Пути; именно здесь и нужно прежде всего осуществлять патрулирование. Систематические многолетние исследования такого рода совместно с данными отдельных наблюдателей позволили открыть ряд новых звезд. Информация, полученная любителями, нередко представляет огромный интерес и для профессиональных астрономов.

Многие звезды видны на небе так близко друг от друга, что кажутся двойными. Некоторые из них в действительности никак не связаны друг с другом. Находясь на различных расстояниях от Земли, они просто случайно оказались рядом на луче зрения; их двойственность — кажущееся явление. Звезды такого типа называются оптическими двойными. Другие более многочисленные двойные действительно физически связаны между собой; обращаясь по орбитам относительно друг друга, они образуют так называемые двойные системы. Наблюдаются также кратные системы, состоящие из трех и более звезд. Многие двойные звезды (обоих типов) при наблюдениях в бинокль и небольшой телескоп выглядят весьма необычно и красиво. Невооруженным глазом легко различить ? Большой Медведицы, Мицар, с ее компаньоном Алькором. Глазом легко различить двойную звезду ? Лиры, но лучше ее рассматривать в бинокль. В телескоп с увеличением 100-200 раз эта звезда представляется четырехкратной системой.

Таблица №14

Двойные звёзды

Наблюдения двойных звезд позволяют достаточно просто определить разрешающую способность телескопа; список наиболее удобных для этих целей объектов представлен в таблице. Не огорчайтесь, если разрешение телескопа, полученное на основании таких измерений, не соответствует его теоретическому значению — экспериментальные результаты зависят не только от опыта наблюдателя, но и от условий наблюдения.

В двойных системах видимое положение компонентов меняется по мере их движения относительно друг друга; обычно наиболее яркую звезду принимают за главную и положение более слабой определяют по отношению к ней. Измеряя таким образом относительное положение звезды в течение нескольких лет, можно построить ее орбиту. Форма и размеры видимой орбиты во многом зависят от ее ориентации в пространстве. В моменты, когда компоненты пары расходятся, их легко различить по отдельности; временами же они настолько близко подходят друг к другу, что едва различимы.

Для измерения положений звезд в двойных системах следует использовать длиннофокусные телескопы (предпочтительнее рефракторы и катадиоптрические системы) с жесткой монтировкой, снабженные системой слежения и микрометрами. Среди множества разнообразных микрометров наиболее распространен и легко изготовляем нитяной микрометр, который состоит из неподвижной и перемещающейся нитей (довольно часто нити микрометра делают из паутинок). При наблюдении двойных звезд измеряют позиционный угол (ПУ)[6] и расстояние между компонентами. Из-за значительных инструментальных ошибок весьма трудно точно определить эти величины при одном измерении, для увеличения точности необходимо произвести много отдельных измерений и вычислить среднее значение. По-видимому, вследствие сложности самих исследований и слишком жестких требований, предъявляемых к телескопу и измерительным устройствам, наблюдения двойных звезд мало привлекают астрономов-любителей.

Довольно часто компоненты двойной системы расположены настолько близко друг к другу, что их невозможно увидеть раздельно ни в один телескоп. Тем не менее при их спектральных исследованиях удается заметить раздвоение спектральных линий, свидетельствующее о наличии двойной системы. Такие спектральные двойные весьма распространены. Установлено, что большинство звезд являются двойными и кратными системами. В этом смысле Солнце скорее исключение, так как не имеет звезды-компаньона (во всяком случае, насколько это известно сейчас).

Наряду с двойными и кратными системами существуют также звездные скопления. Они подразделяются на два основных типа: рассеянные (часто их называют галактическими) и шаровые (сферической формы). (Скопления, особенно рассеянные, лучше наблюдать в инструменты с широким полем зрения.

Рассеянные скопления. Рассеянные скопления имеют неправильную форму и состоят из звезд, которые одновременно образовались из единого газово-пылевого облака. По этой причине все звезды рассеянного скопления имеют один и тот же возраст и одинаковый химический состав. Рассеянные скопления в основном сосредоточены в спиральных рукавах нашей Галактики, поэтому на звездном небе они в основном расположены в области Млечного Пути. Рассеянные скопления существенно различаются по числу звезд и степени их концентрации. Так, некоторые из них настолько растянуты, что выглядят как едва заметные сгущения, трудно различимые на фоне окружающих звезд. Обычно это старые рассеянные скопления, в которых звезды вследствие собственных движений как бы «разбежались» в окружающее пространство, так что их принадлежность к скоплению стала едва заметна. Более молодые скопления, например Плеяды (М45), наоборот, более компактны и содержат много горячих молодых звезд.

Таблица №15

Звёздные скопления

Шаровые скопления. Шаровые скопления представляют собой плотные шарообразные образования, содержащие до нескольких миллионов звезд. Это очень старые объекты, сформировавшиеся из первичного, не содержащего тяжелых элементов вещества на ранних этапах эволюции Галактики. Согласно современным представлениям тяжелые химические элементы образуются при термоядерных реакциях, протекающих внутри звезд. Заканчивая свой жизненный звезды взрываются, а их вещество, обогащенное тяжелыми элементами, рассеивается в межзвездном пространстве и служит лом, из которого в дальнейшем формируются звезды нового поколения. В отличие от рассеянных скоплений шаровые концентрируются не в спиральных рукавах, а ближе к центру Галактики, который расположен в направлении созвездия Стрелец. Шаровые скопления обнаружены также далеко от центра — в области галактического гало.

Межзвездное пространство в Галактике заполнено газом и пылью, которые довольно часто собираются в плотные облака — так называемые газово-пылевые туманности. По внешнему виду их делят на несколько типов.

Темные туманности. Плотное газово-пылевое облако, загораживающее свет расположенных за ним звезд, выглядит на фоне окружающих звезд темной туманностью. К числу таких туманностей относятся Большой Провал в созвездии Лебедь и туманность Угольный Мешок в созвездии Южный Крест. Наряду с такими плотными туманностями имеется много менее заметных, которые в основном сосредоточены в темной полосе, вытянувшейся вдоль Млечного Пути. Наблюдать эти слабые туманности можно лишь при благоприятных условиях, используя небольшое увеличение.

Отражательные туманности. Пыль газово-пылевого облака может отражать свет горячих звезд, расположенных поблизости. Тогда эти облака предстают нашему взору в виде светлых отражательных туманностей. Среди этих туманностей очень мало таких, которые можно увидеть невооруженным глазом. Например, при хорошей видимости можно «угадать» слабую отражательную туманность в скоплении Плеяды. Однако отражательные туманности хорошо заметны на фотографиях, сделанных с длительной экспозицией. Обычно они имеют голубой цвет, поскольку отражают свет молодых и горячих звезд, находящихся по соседству. Хотя в таких туманностях довольно много газа, только в некоторых случаях звезды достаточно горячи, чтобы вызвать его свечение.

Таблица №16

Туманности

Эмиссионные туманности. Свечение эмиссионных туманностей возбуждается ультрафиолетовым излучением заключенных в них звезд. Газ, из которого состоит туманность, поглощает ультрафиолетовое излучение звезд, переизлучая его затем в видимом диапазоне. Глазу эти туманности кажутся зеленоватыми диффузными образованиями, но на фотографиях они выглядят красными, благодаря сильному свечению на длине волны водорода, составляющего основную массу газа туманности. Самый яркий представитель эмиссионных туманностей — известная Большая Туманность Ориона (М42), которую невооруженный глаз различает как тусклую «звездочку» в «мече» Ориона. При наблюдении в телескоп эта туманность выглядит протяженным светящимся облаком газа, которое окружает горячие молодые звезды, входящие в состав так называемой «Трапеции» Ориона (? Ориона). Эмиссионные и темные газопылевые туманности часто являются районами активного звездообразования.

Планетарные туманности. Некоторые звезды на заключительных стадиях эволюции постепенно сбрасывают внешние слои, которые, медленно расширяясь, образуют светящиеся туманности. При наблюдениях в телескопы эти туманности напоминают диски планет, поэтому они и получили название планетарных. В центре некоторых из них можно увидеть небольшие очень горячие звезды. Расширяющиеся газовые туманности также возникают в конце жизни некоторых массивных звезд, когда они взрываются как сверхновые; при этом звезды полностью разрушаются, рассеивая свое вещество в межзвездное пространство. Это вещество богато тяжелыми элементами, образовавшимися в ядерных реакциях, протекавших внутри звезды, и в дальнейшем служит материалом для звезд новых поколений и планет. Туманности, оставшиеся после таких взрывов, называются остатками взрыва сверхновых. Примерами могут служить Крабовидная туманность в созвездии Тельца (M1) и тонковолокнистая Туманность Вуаль, часть гигантской Петли в созвездии Лебедь; их легко можно увидеть в любительский телескоп.

Сгущение звезд, получившее название Млечный Путь, протянулось полосой через все небо. Оно едва заметно даже в темные ночи в созвездиях Близнецы, Орион и Возничий, но сияет ярким серебристым светом в области неба между созвездиями Лебедь (на севере) и Киль (на юге). В некоторых местах Млечный Путь настолько ярок, что на его фоне трудно различить яркие звезды, образующие контуры созвездий. Темные «провалы» на ярком фоне звезд Млечного Пути — это плотные пылевые облака, которые поглощают свет расположенных за ними звезд. Все эти скопления звезд и межзвездной пыли, а также молодые рассеянные звездные скопления входят в состав гигантских спиральных рукавов и диска нашей Галактики. Диаметр этой огромной плоской звездной системы около 30 кпк, или 100000 св. лет.

Солнечная система находится внутри этого диска, и именно его мы наблюдаем (в проекции на небесную сферу) в виде полосы Млечного Пути. На фотографиях, полученных с помощью широкоугольных фотокамер, наша Галактика выглядит как диск с центральным сгущением звезд, расположенным в направлении на созвездие Стрелец. Это линзообразное по форме сгущение называют галактическим ядром; оно представляет собой сплюснутое шарообразное облако звезд, расположенное в центре Галактики. Старые красноватые звезды, входящие в состав ядра, по своим свойствам сильно отличаются от молодых, горячих, голубых звезд спиральных рукавов. Центр Галактики находится в созвездии Стрелец на границе с созвездием Змееносец. Галактический центр не удается наблюдать в видимой области спектра, так как он закрыт от нас плотными газовопылевыми облаками. Но наблюдения в рентгеновском, инфракрасном и радиодиапазонах, в которых газ и пыль практически прозрачны, показали, что ядро Галактики представляет собой гигантский вихрь газовопылевых облаков и скоплений звезд, в самом центре которого, по-видимому, расположена массивная черная дыра. Солнечная система лежит ближе к краю Галактики, на расстоянии около 10 кпк (32 000 св. лет) от ее центра.

Как свидетельствуют наблюдения, наряду с галактическим диском (плоской составляющей в структуре нашей Галактики) существует менее выраженная и значительно более протяженная, сферическая по форме составляющая Галактики, называемая галактическим гало. Гало, границы которого четко не определены, состоит из газа (общее количество его пока точно не известно) и редко разбросанных слабых звезд.

Таблица №17

Галактики

Интересно представить, как выгладит наша Галактика со стороны. Видимо, она очень похожа на ближайшую к нам галактику М31, знаменитую Туманность Андромеды, или на более далекую галактику М81 в созвездии Большая Медведица, а с ребра она, возможно, напоминает известную галактику Ml04 («Сомбреро») в созвездии Дева, в которой заметна темная полоса поглощающего вещества.

Галактики весьма разнообразны как по форме, так и по размерам. Выделяется группа небольших неправильной формы галактик, у которых не обнаруживается никакой структуры. Примером может служить Малое Магелланово Облако — оно настолько бесструктурно, что кажется просто небольшим участком Млечного Пути. Структура едва заметна у другой ближайшей к нам галактической системы — Большого Магелланова Облака.

Наряду с неправильными можно выделить еще два крупных типа галактик: спиральные и эллиптические.

Спиральные галактики, к которым относится и наша, представляют собой плоские звездные системы с диском и центральным ядром, в этих галактиках много молодых звезд. Небольшая группа галактик этого типа (галактики S0) не имеет спиральных ветвей, у других спиральная структура становится заметной, если их диски повернуты к наблюдателю. Широко разбросанные, сильно раскрученные спиральные рукава в галактиках типа Sc, подобных объекту МЗЗ в созвездии Треугольник, довольно трудно различить в телескоп, тогда как у галактик типа Sb спирали хорошо заметны. Примером последних может служить великолепная по виду галактика М81 в созвездии Большая Медведица.

Рис. 143. Достаточно яркая сверхновая (показана стрелкой), вспыхнувшая в спиральном рукаве галактики (вверху).

Более компактные галактики типа Sa при наблюдении в любительские телескопы, кажется, вообще не имеют структуры, однако на фотографиях, полученных с длительными экспозициями, их спиральная структура отчетливо заметна.

Примером еще одного типа галактик — спиральных галактик с перемычкой (SB), — у которых спирали начинаются не из ядра, а от концов перемычек, пересекающих ядро, может служить М95 в созвездии Лев; это галактика типа SBb.

Эллиптические галактики, характеризующиеся довольно плавным распределением яркости, состоят из старых звезд и очень бедны газом и пылью. Они обозначаются буквой Е, за которой следует цифра, указывающая на степень сплюснутости. Галактики типа Е0, к которым относится гигантская эллиптическая галактика М87 в созвездии Дева, имеют абсолютно сферическую форму; в этом же созвездии видна более сплюснутая галактика М49 типа Е4. Сильно сплюснутые галактики типа Е7 — довольно редкое явление среди эллиптических галактик; они напоминают спиральные галактики, видимые с ребра. Массы этих галактик варьируются в широких пределах. Так, масса карликовых эллиптических галактик не превышает одной миллионной массы нашей Галактики, в то время как такие гигантские эллиптические галактики, как М87, по массе в сотни раз превосходят нашу.

Газ и пыль, сосредоточенные в плоскости Млечного Пути, сильно поглощают свет; поэтому галактики в основном видны лишь вблизи северного и южного галактических полюсов. В Северном полушарии особенно много галактик и их скоплений наблюдается в созвездии Волосы Вероники и вблизи созвездия Дева. Перечень самых ярких галактик приведен в таблице.

Галактики — настолько слабые и тусклые объекты, что их можно исследовать только путем фотографирования с длительными экспозициями. Очевидно, что при таких экспозициях необходима точная система гидирования. Чтобы обнаружить в галактиках вспышки сверхновых, нужно проводить систематические, патрульные визуальные или фотографические наблюдения; при этом используются те же методы, что и при поиске новых звезд.

Сверхновые. Последние вспышки сверхновых в нашей Галактике наблюдали еще известные астрономы прошлого: Тихо Браге — в 1577г. и Иоганн Кеплер — в 1604 г. Подобные вспышки сверхновых иногда наблюдаются и в других галактиках; несколько таких вспышек было зарегистрировано астрономами-любителями. Взрывы сверхновых значительно мощнее взрывов новых звезд. Звездная величина сверхновой за короткий промежуток времени изменяется более чем на 20m, и звезда по яркости становится сравнимой с целой галактикой, содержащей сотни миллиардов звезд.

Примечания:

5

С позиций современных представлений о внутреннем строении и эволюции Луны утверждение о ее нынешней эндогенной активности выглядит довольно сомнительным. — Прим. ред.

6

Позиционный угол светила В относительно светила А -это угол с вершиной в А, образованный направлениями на В и на северный полюс мира; он измеряется в градусах и отсчитывается в направлении север-восток-юг-запад. — Прим. ред.