С чего начать

Астрономические наблюдения — увлекательное занятие, которое доступно каждому человеку. Чтобы приступить к наблюдениям и даже обрести в этом определенный опыт, необязательно иметь то, что называют математическим складом ума. Занятие астрономией не просто одно из немногих увлечений, доставляющих огромное удовольствие, — при желании вы можете без особого труда проводить наблюдения, представляющие немалую научную ценность.

Как это ни удивительно, но при наблюдениях вам, возможно, не потребуется сложного оборудования, а в ряде случаев вообще удастся обойтись без него. И, если вы начинающий любитель, не стремитесь истратить все свои деньги на покупку самого дорогого телескопа. Это будет серьезной ошибкой, так как он скорее всего окажется ненужным для наблюдений тех объектов, которые в дальнейшем наиболее заинтересуют вас. Если и следует что-то купить, то для начала достаточно бинокля, хотя и он не столь необходим, поскольку некоторые небесные тела можно наблюдать невооруженным глазом. Списки объектов, которые можно наблюдать в бинокль и фотографировать, приведены на с. 63 и 114. Советы по выбору и испытанию биноклей и телескопов вы найдете соответственно на с. 64 и 68.

 

Как пользоваться книгой

Небо открывает богатые возможности для наблюдений. Прежде всего это явления, происходящие в земной атмосфере: метеоры и полярные сияния. Наряду с планетами и звездами наблюдениям доступны и далекие галактики. Большое удовольствие доставляют простые «прогулки» по звездному небу, когда в поле вашего зрения попадают небесные тела, доступные для наблюдений в тот или иной конкретный период времени, или просто объекты, особенно поразившие ваше воображение. В нашей книге даны общие рекомендации относительно того, как научиться ориентироваться среди звезд, как отыскивать созвездия и организовывать наблюдения.

Рис. 1. Участок звездного неба с созвездиями Южный Крест и Киль; видны туманность Угольный Мешок, одно из самых примечательных темных облаков, протянувшихся вдоль Млечного Пути, и светлая газовая туманность η Киля.

В конце концов вы обнаружите, что какие-то классы объектов представляют для вас наибольший интерес, и захотите изучить их гораздо глубже. Тогда-то вам и потребуются различные приборы и методы наблюдений. С ними вы можете познакомиться во второй части книги.

Большое разнообразие объектов и методов их исследования, а также широкие возможности приборов, предназначенных для наблюдения, могут вызвать растерянность, особенно у новичков. Поэтому в книге содержится множество диаграмм и таблиц, которые помогут вам отыскать раздел, где обсуждается интересующий вас вопрос, и перейти к более глубокому изучению астрономии. Приведенная ниже диаграмма облегчит вам поиск разделов книги, где дано описание тех или иных способов наблюдения.

 

Приступаем к наблюдениям

Прежде чем приступать к наблюдениям, убедитесь, что вам тепло, сухо я вы удобно устроились. Даже летней ночью бывает довольно свежо, так что одевайтесь как можно теплее. Сырость, особенно под ногами, создает немалый дискомфорт, поэтому для наблюдений лучше выбрать сухое место, а не влажную траву. Поскольку камень и бетон быстро остывают, под ноги следует положить деревянный настил. Ветер мешает наблюдениям, вызывая дрожание биноклей и телескопов. Чтобы предотвратить это, попытайтесь сделать брезентовое укрытие, которое не только защитит от ветра инструменты, но и сохранит тепло. Здесь подойдет и простой щит. О влиянии сырости на инструменты подробнее говорится на с. 22. У наблюдателей, расположившихся в тепле, возникают свои проблемы: им мы посоветуем запастись кремом или жидкостью против комаров.

Рис. 2. Одна из лучших фотографий Сатурна; именно так выглядит эта планета при визуальных наблюдениях в хороший любительский телескоп.

Во время наблюдений окулярная часть многих телескопов может оказаться в неудобном положении или слишком высоко, так что следует подготовить нечто вроде стремянки. Она должна быть крепкой, устойчивой и достаточно легкой, чтобы ее нетрудно было передвигать. Вместо стремянки можно воспользоваться прочным деревянным ящиком. Призменный окуляр (см. с. 85) сделает ваши наблюдения более удобными. Чтобы не запрокидывать голову при наблюдениях небесных тел, находящихся высоко над «головой, рекомендуем обзавестись откидным садовым креслом.

При наблюдениях необходимо иметь все под рукой. На некоторых штативах для телескопов предусмотрено место для маленького столика, но все же для размещения необходимых принадлежностей лучше использовать небольшой садовый стол. 

 

Зрение

Глазной зрачок почти мгновенно реагирует на значительные изменения освещенности, но настоящая адаптация к темноте происходит, когда в сетчатке глаз вырабатывается особый глазной пигмент. Адаптация продолжается более 30 мин, в течение которых чувствительность глаза заметно повышается. Поэтому перед наблюдениями рекомендуется защитить глаза от яркого света — некоторые наблюдатели с этой целью надевают темные солнцезащитные очки. Поскольку слабый красный свет почти не влияет на адаптацию глаз к темноте, то рассматривать звездные карты или делать записи во время наблюдений рекомендуем при красном освещении. Для этого прикройте лампу или карманный фонарь красной бумагой или материей и убедитесь, что свет очень слабый. Наблюдения в бинокль обладают определенным преимуществом, так как оба глаза при этом работают одновременно в одинаковых условиях, что существенно уменьшает их утомляемость. При наблюдениях в телескоп попытайтесь побороть естественное желание зажмурить «ненужный» глаз, ибо это приводит к напряжению и усталости обоих. Со временем вы научитесь не обращать внимание на второй открытый глаз, но если это окажется трудным (или в случае постороннего мешающего света), то на него следует надеть повязку, которая позволит вам при наблюдениях держать оба глаза открытыми.

Рис. 3. Скопление звезд Млечного Пути в созвездии Стрелец; такая незабываемая картина открывается перед нами при наблюдениях в небольшой бинокль.

К числу самых неприятных дефектов зрения относится астигматизм (см. с. 73), из-за него изображения звезд выглядят вытянутыми или бесформенными. Такие дефекты, как дальнозоркость или близорукость, не создают проблем при наблюдениях в бинокли или телескопы, так как эти приборы позволяют фокусировать изображение по своему зрению. Если вы вынуждены все время носить очки, то будьте особенно внимательны при выборе инструментов (с. 64 и 81).

Большинству начинающих наблюдателей вначале кажется, что с их зрением что-то неладно, поскольку им не удается различить слабые детали на поверхности планет или менее яркие звезды. Однако по мере приобретения опыта восприятие быстро улучшается, поэтому, чем чаще вы будете проводить наблюдения, тем лучше. Опытные наблюдатели часто используют боковое зрение, смотря слегка в сторону от исследуемого слабого объекта, при этом изображение попадает на более чувствительную часть сетчатки глаза. Установить точное местоположение этого небольшого чувствительного участка сетчатки не так-то просто. Хотя телескопы и бинокли должны по возможности иметь жесткое крепление, очень слабое смещение окулярной части иногда помогает обнаружить в поле зрения слабые звезды, ибо глаз лучше различает движущиеся объекты.

 

Где проводить наблюдения

 Посторонний свет мешает должной адаптации глаз к темноте, что существенно ухудшает условия видимости слабых объектов. Поэтому наблюдения следует проводить в темных местах. При работе с телескопом вы ограничены в выборе места, тогда как при наблюдениях невооруженным глазом и в бинокль его можно менять, выбирая наиболее удобное. Иногда достаточно укрыться за стеной здания, создающей тень. В городах и поселках наблюдениям мешает не только лишняя освещенность, но нередко и ограниченность доступной обзору части неба. Конечно, с небольшим телескопом нетрудно выехать за город; однако при должной настойчивости разнообразные наблюдения удается проводить и в неблагоприятных условиях города, частности, это относится к изучению созвездий, поскольку даже при значительной побочной освещенности ярчайшие звезды созвездий вполне различимы.

 

Время наблюдений

Астрономы ведут наблюдения не только ночью. Наряду с изучением Солнца в ряде случаев важно проводить дневные наблюдения Венеры, всегда контраст между ее яркостью и яркостью неба меньше, что облегчает выделение слабых деталей на поверхности планеты. При некоторых астрономических исследованиях, например при поиске комет или новых звезд, наблюдения целесообразно проводить непосредственно после захода или перед восходом Солнца.

Рис. 4. Искривление луча света, вызванное рефракцией в атмосфере, как бы приподнимает все астрономические объекты над горизонтом. Солнце и Луна кажутся сплюснутыми у горизонта также вследствие рефракции.

Моменты восхода и захода Солнца зависят от местоположения наблюдателя, и их точное определение представляет довольно сложную задачу. Следует отметить, что из-за рефракции создается впечатление, что Солнце появляется над горизонтом, хотя в действительности оно находится ниже горизонта примерно на 35' (что сравнимо с угловым диаметром Солнца). В газетах и календарях обычно время захода и продолжительность вечерних сумерек указывается по концу гражданских сумерек, который соответствует времени опускания Солнца за горизонт на 6°. Аналогично определяется время восхода и продолжительность утренних сумерек. Сведения о гражданских сумерках, хотя и полезны, нужны только небольшому числу наблюдателей. Для астрономов важнее знать продолжительность астрономических сумерек. Вечерние астрономические сумерки оканчиваются с наступлением полной темноты, когда на небе появляются очень слабые звезды, а утренние астрономические сумерки начинаются с первыми признаками рассвета, когда Солнце находится на 18° ниже горизонта. Продолжительность сумерек превышает 70 мин и зависит от географической широты места наблюдения. На широтах севернее 48,5° с. ш. и южнее 48,5° ю. ш. астрономические сумерки в летние месяцы продолжаются всю ночь. Подробную информацию о продолжительности астрономических сумерек на интересующей вас широте в любой день года вы можете найти в астрономическом календаре. Несмотря на большую продолжительность сумерек, наблюдатели в высоких широтах имеют ряд преимуществ, так как летом они могут видеть серебристые облака (с. 128), а зимой — полярные сияния (с. 126). Наблюдатели вблизи экватора сталкиваются с трудностями при исследовании объектов, расположенных на небе недалекe от Солнца, так как те быстро заходят вместе с ним.

Рис. 5. Закат Солнца. Лишь спустя более часа после захода Солнца небо становиться совершенно тёмным, и тогда можно увидеть самые слабые астрономические объекты.

Значительную помеху при многих видах наблюдений представляет свет Луны. Рассеяние его атмосферой увеличивает яркость окружающего неба, что снижает контраст между ним и слабым светом объектов, подобным галактикам. Например, некоторые метеорные потоки практически ненаблюдаемы в те годы, когда они приходятся на время полнолуния. Поэтому астрономы-любители, не особенно интересующиеся исследованиями Луны, могут провести ряд ценных наблюдений во время полных лунных затмений.

Рис. 6. В районе экватора (вверху) Солнце садится почти перпендикулярно горизонту и астрономические сумерки наступают каждую ночь. Вблизи полюсов (внизу: Северное полушарие) в летние месяцы астрономические сумерки не наступают.

Рис. 7. Луна в возрасте 8 суток. Свет Луны может оказаться серьёзной помехой при наблюдении слабых небесных объектов; эти объекты лучше всего наблюдать на протяжении нескольких дней до и после новолуния.

Рис. 8. На экваторе (вверху) объект А, расположенный на небе близко к Солнцу, к моменту наступления астрономических сумерек виден значительно ниже горизонта. В высоких северных широтах (внизу) тот же объект можно наблюдать в течение длительного времени после захода Солнца.

Наблюдения внешних планет (планет, находящихся за орбитой Земли), а также малых планет, или астероидов, лучше проводить, когда они находятся вблизи противостояния (с. 61) и в кульминации (с. 24) около полуночи. Во время противостояний планеты расположены ближе всего к Земле, поэтому их видимые размеры максимальны. Внутренние планеты, Меркурий и Венеру, лучше наблюдать в период элонгации (с. 62), когда видна половина их освещенной стороны. Конечно, наблюдения проводятся и в другое время, а при исследованиях некоторых небесных тел, в частности комет, вообще исключается возможность выбора лучшего периода наблюдений. Наиболее благоприятные условия для наблюдений звезд, звездных скоплений, туманностей и галактик приходятся на периоды, близкие их верхней кульминации в полночь, когда они находятся выше всего над горизонтом.

 

Атмосфера и условия наблюдений

Из-за атмосферных условий не все ночи благоприятны для проведения наблюдений. Эти условия определяются в основном метеорологическими факторами и состоянием верхних слоев атмосферы, а также причинами местного характера: особенностями обсерватории, телескопа и самим наблюдателем. Шкала, характеризующая условия наблюдений, была построена известным наблюдателем планет Антониади. При сильной турбулентности в атмосфере возникают случайные неоднородности плотности, которые преломляют световые лучи, вызывая мерцания (сцинтилляции) звезд. При наблюдениях это проявляется в изменении яркости и дрожании изображений звезд, а изображения планет кажутся размытыми. У звезд, находящихся низко над горизонтом, когда в результате рефракции их свет наиболее заметно разлагается в спектр, сильно изменяется цвет. По-видимому, эти явления служат одной из причин многочисленных сообщений о наблюдениях так называемых неопознанных летающих объектов (НЛО). Случайные неоднородности в атмосфере заметнее проявляются при наблюдениях в телескоп: изображение звезд не стоит неподвижно, а случайным образом блуждает вокруг, перед фокусом и за ним. В таких случаях следует проявлять терпение, дожидаясь более благоприятных условий; если вам повезет, это может случиться несколько раз за ночь. Такие неблагоприятные условия часто возникают в холодные ночи, хотя воздух около поверхности Земли кажется спокойным. При очень плохих условиях фотографировать и проводить серьезные наблюдения неразумно.

Шкала видимости по Антониади

I - Идеальная видимость, без дрожания; изображение все время исключительно резкое.

II - Изображение резкое и неподвижное; наблюдается легкое волнение; временами на несколько секунд наступает полная неподвижность.

III - Средняя видимость; заметно дрожание воздуха, изображение почти неподвижно, слегка струится.

IV - Плохие условия видимости; изображение колеблется, заметно непрерывное мешающее наблюдению движение воздуха.

V - Очень плохие условия видимости; изображение сильно дрожит и струится, временами совсем расплываясь; затруднены даже простые зарисовки.

Аналогичным образом влияют на изображения звезд потоки воздуха, возникающие внутри рефлекторов некоторых типов, и турбулентные движения воздуха внутри обсерватории. Для устранения этих помех оборудование (особенно телескоп) следует охладить перед началом наблюдений до температуры окружающего воздуха.

Рис. 9. Объекты, расположенные низко над горизонтом, мерцают сильнее, чем те, которые находятся около зенита, поскольку их свет проходит более длинный путь через плотные, неустойчивые приземные слои атмосферы.

К уменьшению яркости небесных тел приводит поглощение света в атмосфере, которое иногда называют атмосферной экстинкцией. Оно максимально вблизи горизонта и уменьшается в направлении к зениту. Загрязнение атмосферы и пыль, особенно в окрестностях больших промышленных городов, еще сильнее ухудшают видимость. Поглощение часто осложняет наблюдения невооруженным глазом, наиболее сказываясь при оценке блеска переменных звезд и метеоров, находящихся низко над горизонтом. При таких условиях следует быть особенно внимательным. Не рекомендуется проводить наблюдения даже ярких звезд и планет, когда они находятся на высотах ниже 10° над горизонтом.

Рис. 10. При хороших условиях видимости (верхнее фото) можно видеть слабые объекты и различать мелкие детали, при плохих условиях (нижнее фото) многие мелкие детали теряются, а слабые объекты становятся невидимыми.

Большие водоемы, стабилизируя температуру и атмосферу, значительно улучшают условия наблюдения небесных тел. Небольшая влажность и даже легкая дымка создают благоприятные устойчивые условия. Хорошие условия для наблюдений возникают после небольшого дождя, очищающего воздух от пыли и загрязнений. Было замечено, что при наблюдениях в бинокли и телескопы часто благоприятен даже легкий туман. Многих наблюдателей раздражает облачность, однако надо иметь в виду, что в разрывах между облаками нередко возникают хорошие условия видимости. При планировании наблюдений следует учитывать, что кучевые облака, возникающие днем, к вечеру обычно рассеиваются, а слоистые облака, в частности связанные с областями пониженного давления, как правило, сохраняются на ночь. Иногда наиболее благоприятные условия наступают с прохождением холодных фронтов воздуха, даже если они несут заметную облачность.

Если температура биноклей, телескопов и другого оборудования ниже температуры окружающего воздуха или если их переносят в теплое помещение, то конденсация влаги и выпадение росы на них вызывает немало неприятностей. Чтобы избежать этого, обычно используют противоросники (с. 75), а объективы и зеркала закрывают перед вносом инструментов в помещение. Но если все же стеклянные поверхности покрылись росой, вытирать их не следует, так как можно повредить оптические покрытия; влага быстро испарится с поверхности, если помахать перед ней листом бумаги.

 

Необходимые принадлежности

При наблюдениях нужно иметь источник красного света, журнал для записи результатов наблюдений, ручку или карандаш. Поскольку при холодной погоде ручка может отказать, лучше всегда при себе иметь карандаш. Сохраняйте все записи, даже если они не содержат ничего, кроме пометок, что объект был виден или не виден. Приучите себя регулярно записывать дату и время наблюдений, для чего необходимо иметь часы, а чтобы не возникало путаницы со временем, установите часы по всемирному времени. Во время наблюдений старайтесь делать зарисовки планет, деталей поверхности Луны, галактик и других объектов, которые привлекут ваше внимание. Хотя вначале эти рисунки будут далеки от совершенства, они все же помогут вам получить достаточное представление о том, что вы можете увидеть на небе. По мере накопления опыта ваши заметки и рисунки станут лучше, содержательнее и богаче деталями. На первом этапе все эти занятия, возможно, покажутся вам неинтересными, но довольно скоро вы начнете получать удовольствие от таких наблюдений. (О том, как вести записи, мы подробнее расскажем в дальнейшем.)

 

Небесная сфера

При взгляде на небо кажется, что звезды, Солнце, Луна и другие небесные объекты расположены на внутренней поверхности гигантской, вращающейся в западном направлении небесной сфере. В античные времена небесная сфера считалась реальностью, и, хотя теперь хорошо известно, что такое представление ошибочно, оно оказалось удобным для описания звездного неба. Подобно тому как географические координаты — широта и долгота — используются для определения местоположения на поверхности Земли, небесные координаты характеризуют положение звезд на небесной сфере: Северный и Южный полюсы мира находятся как бы в точках пересечения продолжения оси вращения Земли с небесной сферой, а небесный экватор — линия пересечения плоскости земного экватора с небесной сферой.

Вид звездного неба с Земли

Вид звездного неба зависит от положения наблюдателя на поверхности Земли. На Северном полюсе наблюдению доступно только северное полушарие небесной сферы, т. е. половина всех звезд; аналогичная картина открывается взору наблюдателя на Южном полюсе. Но в том и другом случаях доступные наблюдению звезды видны лишь тогда, когда Солнце находится под горизонтом. Звезды вместе с небесной сферой вращаются вокруг соответствующего полюса мира, который расположен прямо над головой — в зените. Яркая Полярная звезда (а Малой Медведицы) находится вблизи Северного полюса мира, положение же Южного полюса мира, к сожалению, не отмечено никакой яркой звездой.

На других географических широтах наблюдаемы звезды как Северного, так и Южного полушарий небесной сферы. Например, если смотреть из точки, лежащей на широте 45° с. ш., то Полярная звезда видна под углом 45° к горизонту; в поле зрения попадают и многие южные звезды. Однако в данном случае над горизонтом остаются все время только звезды, лежащие в пределах 45° в окрестности полюса мира. Эти околополярные незаходящие звезды можно видеть в любую ясную ночь. Условия наблюдения остальных звезд — восходящих и заходящих — в течение ночи медленно изменяются в зависимости от сезона. Теоретически любой наблюдатель на экваторе мог бы видеть оба полюса и все звезды на небе (хотя в каждый данный момент только половину звезд), но практически влияние рефракции и поглощения света осложняет картину.

Для любого наблюдателя наиболее важной линией на небесной сфере является небесный меридиан — окружность большого круга небесной сферы, проходящая по всему небу через Северный и Южный полюсы мира и точку зенита: он проходит также через надир — точку, расположенную прямо «под ногами» наблюдателя. Небесный меридиан можно рассматривать как аналог земного меридиана, соответствующего долготе местоположения наблюдателя. Когда небесные объекты пересекают эту линию, тянущуюся с севера на юг, говорят, что они проходят через меридиан. (Для наблюдения прохождений светил через небесный меридиан используют установленные в его плоскости телескопы, которые называют пассажными инструментами.) Достигая своей максимальной высоты при пересечении небесного меридиана, объект, как принято говорить, кульминирует. Околополярные незаходящие звезды пересекают небесный меридиан дважды: над полюсом мира и под ним. Эти явления соответственно называют верхней и нижней кульминацией.

Рис. 11. Высота полюса мира над горизонтом всегда равна широте места наблюдения. В пункте наблюдения с координатой 45° с. ш. Капелла является околополярной незаходящей звездой (вверху). При наблюдении в пункте 35° ю. ш. Канопус — звезда заходящая, а незаходящее созвездие Южный Крест едва касается горизонта (внизу справа).

Рис. 12. Широта светила измеряется дугой, перпендикулярной плоскости горизонта; азимут отсчитывается от точки севера в восточном направлении вдоль горизонта.

Рис. 13. Угловое расстояние между двумя объектами можно оценить приблизительно, сравнивая его с расстоянием между пальцами вытянутой руки.

Поскольку небо представляет собой сферу, в центре которой находится наблюдатель, все расстояния между небесными светилами измеряются в углах; при этом полный круг соответствует 360°. Такие измерения весьма полезны, даже если они сделаны приближенно. Если же положение какого-либо небесного объекта относительно горизонта нужно знать точно, то используется прямоугольная система координат, в которой местоположение характеризуется высотой и азимутом. Для этих целей может служить астрокомпас. Астроном-любитель без особого труда может сам изготовить прибор, который во многих случаях вполне пригоден для измерения этих координат с достаточной точностью.

Изменение вида звездного неба в течение года

Период вращения Земли вокруг оси, измеренный относительно звезд и поэтому получивший название звездные (или сидерические) сутки, примерно на 4 мин короче средних солнечных суток — периода вращения Земли вокруг своей оси, измеренного относительно Солнца. Это отличие обусловлено движением Земли вокруг Солнца. Так как время, по которому мы живем, т.е. обычное гражданское время, связано со средними солнечными сутками, моменты восхода и захода звезд, измеренные по этому времени, сдвигаются каждый день на 4 мин вперед по сравнению с предыдущими сутками: звезды как бы медленно перемещаются по ночному небу в западном направлении. Временами они подходят так близко к Солнцу, что становятся невидимыми — наступает вынужденный сезонный перерыв в наблюдении этих объектов.

Рис. 14. Схема простого угломерного инструмента для измерения высоты и азимута светила. Высота отсчитывается с помощью отвеса, азимут определяется по шкале горизонтального круга, который вращается вместе с вертикальной стойкой.

Известно, что звезды действительно совершают собственные движения в пространстве, меняя свое положение относительно друг друга. Однако звезды расположены столь далеко от нас, что любые изменения в их положении становятся заметными невооруженному глазу через столетия. Благодаря этому обстоятельству мы можем говорить о движении Солнца, Луны, планет и других небесных тел относительно «неподвижных» звезд. Большой круг небесной сферы, по которому Солнце совершает свой путь среди звезд в течение года, называется эклиптикой. Плоскость эклиптики наклонена под углом 23,5° к земному и небесному экваторам; это объясняется тем, что наклон оси вращения Земли к эклиптике составляет 66,5°. Именно по этой причине высота Солнца над горизонтом меняется в течение года и происходит смена времен года. Пути Луны и больших планет Солнечной системы проходят в пределах области небесной сферы шириной 8°, лежащей по обе стороны от эклиптики. Древние наблюдатели выделили в полосе шириной около 16°, тянущейся вдоль .эклиптики, 12 зодиакальных созвездий, которым астрологи придавали особое значение. По прошествии многих веков вследствие прецессии положение основных точек эклиптики среди окружающих звезд изменилось. Солнце и планеты могут появиться и в созвездии Змееносца (Ophiuchus); это созвездие, получившее свое название в античные времена, не включено в число зодиакальных. Современные астрономы считают астрологию и «звездные знаки» не более чем религиозными предрассудками и суевериями. Но древние знаки Зодиака используются до сих пор для обозначения зодиакальных созвездий, например знаком созвездия Овен (Aries) Т обозначается одна из двух важнейших точек небесной сферы, в которых эклиптика пересекает небесный экватор.

Перевод небесных координат в угловую меру

Рис. 15. Полюса мира и небесный экватор непосредственно связаны с полюсами и экватором Земли. По мере вращения Земли вокруг своей оси все небесные светила в течение дня пересекают небесный меридиан, связанный с наблюдателем.

Рис. 16. Пояс зодиакальных созвездий, по которому совершают свой видимый путь планеты и Луна, вытянут вдоль эклиптики — видимого пути Солнца среди звезд.

 

Наблюдения невооружённым глазом

Наблюдения многих небесных тел и явлений можно производить невооруженным глазом. Особое место здесь занимают изучение созвездий и ориентировка среди звезд, о чем кратко говорится на с. 38. Подобные наблюдения очень важны для астрономов, поскольку дают превосходную практику, которая служит подготовкой к последующему изучению неба с помощью бинокля и телескопа. Так, на Луне невооруженным глазом можно различить такое же разнообразие интересных деталей, как у большинства планет в телескопы. Поэтому зарисовки Луны позволяют накопить большой опыт для дальнейших телескопических исследований планет и других небесных тел.

Невооруженным глазом можно заметить, что звезды различаются по цвету, что существуют рассеянные и шаровые скопления звезд, увидеть далекие галактики.

Скопления звезд нашей Галактики представляются невооруженному глазу в виде Млечного Пути, который пересекает всю небесную сферу. Красоту Млечного Пути в полной мере можно оценить только при наблюдениях невооруженным глазом в темные ночи. Набравшись опыта, в дальнейшем вы без труда отыщете в нем и темные облака. Ни один инструмент, обеспечивающий большое увеличение, не позволяет охватить взглядом весь Млечный Путь; только камеры с широким полем зрения в какой-то мере компенсируют этот недостаток. Хвосты комет вследствие их слабого свечения и низкой контрастности можно обнаружить только при наблюдениях невооруженным глазом (или с помощью специальных устройств).

Таблица №1

Объекты, видимые невооруженным глазом

Рис. 17. Лунное затмение — одно из небесных явлений, наблюдаемых невооруженным глазом.

С целью проверки остроты зрения убедитесь для начала, являются ли некоторые звезды двойными, попытайтесь обнаружить переменные звезды, т.е. такие, которые — за исключением случайно вспыхивающих звезд — либо увеличивают свой блеск, периодически становясь видимыми, либо меняют свой блеск, оставаясь все время видимыми. Не менее захватывающее событие — обнаружить зарождающийся тончайший серпик новой Луны; при хорошем зрении и очень благоприятных условиях удается разглядеть невооруженным глазом спутники Юпитера.

Рис. 18. Метеоры представляют собой идеальные объекты для наблюдения невооруженным глазом. Этот яркий болид принадлежал метеорному потоку Персеиды, который ежегодно наблюдается в августе.

Нетрудно найти на небе большие планеты, а далекую планету Уран и малую планету (астероид) Веста при хороших условиях можно обнаружить невооруженным глазом лишь на пределе видимости. Движения планет и комет удается проследить во времени и отметить их пути среди звезд.

Возможно, наиболее ценными с научной точки зрения могут оказаться наблюдения метеоров и полярных сияний. Для качественного наблюдения метеоров требуется, в частности, хорошее знание созвездий.

 

Изучение созвездий

Если вы заинтересовались астрономией, научитесь прежде всего ориентироваться среди звезд. Начать, пожалуй, следует с изучения групп звезд, или созвездий, которых насчитывается 88. Названия некоторых из них сохранились еще с античных времен, и они напоминают нам о мифических героях и существах. Другие получили свои наименования в XVII-ХVIII вв., и среди них нередко встречаются названия научных приборов. Расположение звезд в созвездиях, как правило, лишь весьма отдаленно напоминает очертания предметов, названия которых им присвоены. Вообще говоря, отдельные звезды, образующие созвездия, удалены от нас на самые различные расстояния и совершенно не связаны между собой — просто нам кажется, что они расположены рядом.

Как границы созвездий, так и их названия окончательно были определены международным соглашением в 1922 г., но иногда в астрономической литературе все еще используются старые названия. Гак, метеорный поток Квадрантиды назван по уже не существующему созвездию Настенный Квадрант (Quadrans Muralis). В дополнение к латинскому названию (оно часто заимствовано из более раннего греческого) каждое созвездие имеет обычное название, которое нередко представляет собой просто перевод с латыни. Большинство агрономов используют латинские названия созвездий: они приведены в таблице вместе с общепринятыми ныне обычными названиями. Если вы только приступаете к изучению созвездий, то старайтесь пользоваться латинскими названиями (см. таблицу), даже если на первых порах они покажутся трудными для произношения и запоминания, поскольку именно эти названия, принятые во всем мире, встречаются во всех атласах и каталогах. Не отчаивайтесь при мысли, что вам предстоит научиться находить 88 созвездий и усвоить все их названия. Как уже говорилось, вид звездного неба зависит от места наблюдения на Земле и времени года. Поэтому многие созвездия либо вообще, либо временно — в зависимости от сезона — не видны. Во всяком случае, не трудно каждую ночь изучать хотя бы одно новое созвездие.

Рис. 19. На старинных звездных картах обычно изображали положения наиболее ярких звезд и контуры созвездий. Такова звездная карта, составленная известным астрономом XVII в. Гевелием.

Таблица №2

Список созвездий

По мере приобретения навыков в нахождении наиболее важных созвездий вы убедитесь, что самые заметные из них легко распознаются среди звезд. Сначала могут возникнуть затруднения с изучением зодиакальных созвездий, в которые «попали» одна или несколько планет. Планеты обычно легко отличить по их виду и меньшему мерцанию по сравнению с соседними звездами. Распознаванию планет поможет также их перемещение среди звезд.

Большинство наиболее ярких звезд имеет собственные имена, многие из которых были присвоены им еще в средние века арабскими астрономами. По этой причине возникают трудности не только с запоминанием названий, но в ряде случаев и с их правильным произношением (к тому же ряд звезд имеет одинаковые имена). Однако в настоящее время астрономы очень редко используют эти старые названия — лишь в некоторых особо важных случаях. Они предпочитают использовать для обозначения звезд греческие буквы — способ, предложенный в начале XVII в. немецким астрономом И. Байером. В каждом созвездии Байер обозначал самую яркую звезду буквой «альфа» (α), следующую по яркости — «бета» (β), третью по яркости — «гамма» (γ) и так до самых слабых звезд, используя последовательно все буквы греческого алфавита. Из-за своей простоты эта система названий сохранилась до наших дней, несмотря на то что она применяется только для обозначения самых ярких звезд и что во многих случаях произошли изменения в оценке блеска звезд в созвездиях. Для обозначений более слабых звезд используются другие способы (о некоторых из них говорится на с. 88).

За греческой буквой при обозначении звезды обычно следует латинское название созвездия, к которому она относится, записанное в родительном падеже. В таблице приведены также стандартные трехбуквенные сокращенные названия созвездий, которые почти всегда используются в списках объектов; возможно, их легче запомнить, чем полное название созвездий. По мере изучения звездного неба эти и другие названия небесных тел станут для вас привычными. В качестве примера рассмотрим звезду Минтака, расположенную вблизи небесного экватора в созвездии Орион. Название Минтака, самой северной из трех звезд в поясе Ориона, произошло от арабского «аль-минтака» (пояс). Байер установил, что это четвертая по яркости звезда в этом созвездии и обозначил ее δ (дельта) Orionis; обычно астрономы записывают это как δ Ori.

Рис. 20. Небесный глобус, изготовленный в Персии в XIV в. На глобусе, сделанном из меди, выгравированы рисунки созвездий, к нему прикреплены серебряные звезды.

Блеск звезд (или любых других астрономических объектов, скажем планет) измеряется в звездных величинах. Следует помнить, что в этой шкале более яркие звезды имеют меньшие величины. Этой странной закономерностью мы обязаны античным астрономам, которые полагали, что самые яркие звезды как более важные стоят на первом месте, т.е. имеют «первую звездную величину» — это обозначается как 1m; следующие по яркости и важности имеют «вторую звездную величину» — обозначение 2m и т.д. При благоприятных условиях самые слабые звезды, доступные наблюдению невооруженным глазом, имеют шестую звездную величину. В настоящее время шкала звездных величин получила солидное научное обоснование (с. 205), в связи с чем нескольким самым ярким небесным телам приписали отрицательные величины; так, самая яркая звезда нашего неба Сириус имеет звездную величину -1,4m. Венера, ярчайшая из планет, может достигать звездной величины -4m, а блеск полной Луны приближается к -13m.

Рис. 21. Два близких скопления звезд в созвездии Персей в прошлом считали двумя отдельными звездами, которые получили обозначения h и χ Per Персея. В настоящее время эти названия сохранились за скоплениями.

 

Ориентирование среди звёзд

Для удобства пользования в нашей книге приведены звездные карты двух типов. Карты одного типа составлены таким образом, чтобы облегчить начинающим поиск звезд и основных созвездий. Эти карты подчеркивают рисунок распределения самых ярких звезд, который несколько отличается от очертаний обычных созвездий. На двух картах показаны звезды северной и южной околополярных областей, на шести других — экваториальные созвездия. Для удобства тех, кто впервые знакомится со звездным небом, карты экваториальной области расположены несколько в ином порядке, чем это общепринято. Далее, после того как читатель познакомится с системами координат, с помощью которых можно точно определить положение любого небесного тела, приводится вторая группа карт, на которые нанесена координатная сетка. На этих картах изображены все созвездия и все звезды до пятой звездной величины. Соответствующие пары карт первого и второго типов охватывают один и тот же участок звездного неба, так что их легко сравнивать.

Обычно наблюдения проводятся вечером, поэтому на картах показаны области звездного неба, которые расположены вблизи небесного меридиана в 21 ч 00 мин по местному времени. Если наблюдения проводятся на месяц раньше (позднее), то вы можете воспользоваться теми же картами, но при этом надо учитывать, что они будут показывать звездное небо уже в моменты времени на 2 ч раньше (позднее).

С помощью подвижной карты звездного неба, планисферы, представляющей собой плоскую проекцию звездного неба с наложенным на нее прозрачным подвижным кругом, очерчивающим видимую над горизонтом часть небесной сферы, можно установить вид звездного неба в любой день и момент времени. Такую звездную карту с учетом широты вашего местоположения вы можете изготовить сами.

Значительные трудности представляет расчет положений планет на длительное время. Ряд сведений о планетах приводится в таблицах, более полную информацию вы можете почерпнуть из астрономического календаря и ежегодника, которые выпускаются каждый год.

Рис. 22. Подвижная звёздная карта показывает вид звёздного неба над горизонтом в любой период времени; с её помощью легко определить, какие небесные тела можно наблюдать на протяжении той или иной ночи.

Созвездие, с которого вам следует начинать изучение звездного неба, определяется вашим местоположением на Земле. Для живущих в Северном полушарии — это Большая Медведица, в Южном полушарии наиболее заметное созвездие — Южный Крест. Созвездие Ориона и ряд других экваториальных созвездий хорошо знакомы наблюдателям разных стран. Ориентироваться среди звезд помогают также го небольшие заметные группы, составляющие только часть созвездия которые получили название «астеризмы».

В дальнейшем при описании созвездий используются как ю полные латинские названия, так и стандартные трехбуквенные сокращения. На картах и в тексте приводятся общепринятые обозначения звезд буквами греческого алфавита; между некоторыми яркими и наиболее интересными звездами указаны угловые расстояния. Описываются также методы (с. 26), позволяющие с помощью простых угломерных инструментов измерять эти расстояния приближенно или более точно. Важно отметить, что в описаниях карт, приведенных в данной книге, и вообще любых звездных карт привычные нам понятия — север, юг, запад, восток — относятся не просто к сторонам горизонта в месте наблюдения, а к точкам и направлениям на небесной сфере. Так, «север» всегда означает направление на Северный полюс мира, «юг» — противоположное и т.д. Если встать лицом небесному меридиану и спиной к Северному полюсу мира, то запад будет находиться справа.

 

Созвездия вблизи Северного полюса мира

Семь ярких звезд Большой Медведицы (Ursa Major, UMa) образ) созвездие, хорошо известное даже людям, далеким от астрономии, разных народов это созвездие называется по-разному: так, оно известно и под названием «Плуг», а в странах Европы и Северной Америки его называют «Большой Ковш». Обычно это созвездие видно в течение всей ночи, и его легко найти по расположению звезд. Правда, из-за большого поглощения света Большую Медведицу трудно различить там, где вечерами она расположена низко над горизонтом.

Две звезды Большой Медведицы β UMa (Мерак) и α UMa (Дубхе), расстояние между которыми составляет около 5°, указывают на положение Полярной звезды, относящейся к созвездию Малая Медведица (Ursa Minor, UMi). Расстояние между α UMa и Полярной звездой равно примерно 28°. В течение суток все звезды совершают медленное вращение против часовой стрелки вокруг Полярной звезды (α UMi), которая практически неподвижна. В действительности она описывает небольшой круг вокруг Северного полюса мира, так как находится на расстоянии около Г от него. Полярная звезда, β UMi (Кохаб) и семь ярких звезд Большой Медведицы имеют вторую звездную величину.

ζ UMa (Мицар) видна невооруженным глазом как двойная звезда, а в телескоп и бинокль каждая из названных звезд наблюдается как двойная. Если продолжить линию, соединяющую Мицар и Полярную звезду, на такое же расстояние, то она укажет на звезду δ Cas; созвездие Кассиопея (Cassiopeia, Cas), имеющее W-образную форму, расположено в Млечном Пути. Если эту линию мысленно повернуть вокруг Полярной звезды против часовой стрелки на 90°, то она укажет положение двух ярких звезд: Денеба (α Лебедя, или α Cygni) и Веги (α Лиры, или α Lyrae), которые находятся несколько дальше от полюса, чем Мицар и δ Cas. Возвращаясь к Большой Медведице, отметим, что ее две звезды δ и α (представляющие верхний край «ковша») точно указывают на созвездие Возничий (Auriga, Aur) с яркой звездой Капеллой (α Aur).

Созвездие Дракон (Draco, Dra), состоящее из слабых звезд, разбросано вокруг полюса и Малой Медведицы; его четырехугольная «голова» лежит к северо-востоку от Веги, а «хвост» — между Полярной звездой и Большой Медведицей. Ничем не примечательное почти пятиугольное созвездие Цефей (Cepheus, Сер) частично находится в Млечном Пути (между созвездиями Лебедь и Кассиопея) и простирается далее к полюсу. Самая яркая звезда этого созвездия α Сер лежит на продолжении линии, соединяющей две звезды α и β Cas.

Довольно заметное созвездие Персей (Perseus) находится в Млечном Пути по другую сторону от Кассиопеи, между ней и Возничим. Совсем неприметные созвездия Жираф (Camelopardalis) и Рысь (Lynx), а также ряд слабых звезд Большой Медведицы расположены между семью яркими звездами этого созвездия и Возничим.

 

Экваториальные созвездия

Январь, февраль, март

В этой области неба наиболее примечательно созвездие Орион (Orion, Ori), которое благодаря своему особому очертанию и расположению на небесном экваторе может служить отправным пунктом при изучении данного участка неба, причем для наблюдателей, живущих как в Северном, так и в Южном полушариях. В этом созвездии прежде всего бросаются в глаза красный сверхгигант звезда Бетельгейзе (α Ori), сверкающий белизной Ригель (β Ori) и цепочка из трех звезд второй величины, образующая пояс мифического охотника Ориона. Самая северная из этой цепочки звезд (δ Ori) находится почти на небесном экваторе. Южнее пояса лежат звезды «меча» с известной Туманностью Ориона (М 42) в центре, которая невооруженному глазу видна как едва заметное туманное пятнышко неправильной формы. Продолжая цепочку звезд пояса Ориона на юг, вы обнаружите самую яркую звезду неба Сириус (а Большого Пса, или α Canis Majoris), которая имеет звездную величину -1,4m. Продолжение этой линии на север проходит несколько южнее оранжевого Альдебарана (α Тельца, или α Tauri), который находится вблизи скопления звезд V-образной формы Гиады. Еще севернее вдоль этой линии лежит очень заметное скопление звезд Плеяды, принадлежащее созвездию Телец.

Созвездие Телец (Taurus, Tau), хотя и изображает разъяренного быка, в основном состоит из его «головы» (звезда Альдебаран и скопление звезд Гиады) и «рогов», оканчивающихся двумя не очень яркими звездами, расположенными к северу от Ориона, между ним и созвездием Возничий. В созвездие Телец входят еще несколько звезд четвертой величины, лежащих к югу и западу от Альдебарана.

Яркие звезды созвездия Возничий вместе со звездой α Таи образуют неправильный пятиугольник. К востоку от Капеллы (α Aur) обращает внимание треугольник из звезд, получивший название «Козочки». Млечный Путь проходит и через это созвездие, но здесь он менее заметен, чем в созвездии Лебедь или на фоне ярких сгущений звезд в Южном полушарии.

К северу от Ориона расположено зодиакальное созвездие Близнецы (Gemini, Gem) с двумя заметными яркими звездами Кастор (α Gem) и Поллукс (β Gem). Поллукс, южная из этих двух звезд, ярче Кастора. «Туловища» этой пары «близнецов» образуют группы звезд, вытянутые в сторону созвездия Орион. Кастор и Поллукс можно также найти, продолжив линию, соединяющую звезды δ и β Большой Медведицы.

Южнее Кастора и Поллукса лежит небольшое созвездие Малый Пес (Canis Minor, CMi) с яркой звездой Процион (α CMi), которая вместе с Бетельгейзе и Сириусом образует почти равносторонний треугольник. К северу от Проциона находится еще одна яркая звезда этого созвездия (β CMi). В отличие от Малого Пса созвездие Большой Пес (Canis Major, CMa) содержит кроме Сириуса еще несколько ярких звезд, включая звезду первой величины (ε СМа).

Если продолжить линию «спинного хребта» Большого Пса, протянувшегося вдоль Млечного Пути, до звезды ζ Кормы, а затем под прямым углом через два «треугольника» созвездия Корма (Puppis), то она укажет на сияющий Канопус (а Киля, или α Cannae), вторую по яркости звезду нашего неба, имеющую звездную величину -0,7. Между Канопусом и Орионом лежат созвездия Голубь (Columba) и Заяц (Lepus).

Созвездие Эридан (Eridanus, Eri), названное именем мифической реки, начинается со звезды третьей величины (β Eri), чуть северо-западнее Ригеля извивается далеко на юг цепочкой слабых звезд (не ярче третьей величины) и оканчивается Ахернаром (α Eri) — звездой первой величины, лежащей значительно южнее Конопуса.

Март, апрель, май

Южнее Большой Медведицы в направлении линии, соединяющей Дубхе (α UMa) и Мерак (β UMa), к востоку от созвездий Близнецов и Малого Пса лежит довольно заметное по рисунку созвездие Льва (Leo). Самая яркая звезда этого созвездия Регул (α Leonis), имеющая первую звездную величину, находится почти на эклиптике, поэтому иногда можно наблюдать покрытие ее Луной. Регул и группа звезд этого созвездия, протянувшаяся к северо-западу, образуют астеризм, похожий на серп или перевернутый знак вопроса. Основная группа ярких звезд созвездия Лев вытянута к востоку в направлении к звезде второй величины Денебола (β Leo).

Таблица №3

Греческий алфавит

Линия, проходящая через Регул и Денеболу, позволяет сравнительно легко найти оранжевую звезду Арктур (а Волопаса, или α Bootis), расположенную значительно восточнее. К северу от созвездия Льва, между ним и Большой Медведицей, расположены созвездия Рысь (Lynx, Lyn) с одной яркой звездой третьей величины и совсем слабое и неинтересное созвездие Малый Лев (Leo Minor, LMi). Другое небольшое незаметное созвездие Рак (Cancer, Cnc) лежит между Близнецами и Львом, в нем находится заметное рассеянное звездное скопление Ясли (Praesepe, M44).

Южнее Рака и восточнее Проциона (α CMi) расположен небольшой астеризм «голова» Гидры. Созвездие Гидра (Hydra, Hya) занимает самую большую площадь на небе, но, несмотря на это, имеет только одну яркую звезду — Альфарад (α Нуа), расположенную южнее Регула. (На «голову» Гидры и Альфарада указывает линия, соединяющая Кастор и Полукс.) От «головы» цепочка слабых звезд хвоста Гидры вначале тянется на юг, затем на восток, почти параллельно небесному экватору, и оканчивается восточнее Арктура.

Севернее Гидры расположены три незаметных созвездия. Самое непримечательное из них — Секстант (Sextans), имеющее звезды слабее 4,5m, расположено южнее Регула и северо-восточнее Альфарада. Другое созвездие, Чаша (Crater), расположено к северо-западу от Гидры, а к западу от нее находится заметная группа звезд четырехугольной формы, образующая созвездие Ворон (Corvus).

В этой области неба весьма примечательна группа звезд, получившая название «Фальшивый Крест»; в нее входят звезды из созвездий Парус (Vela, Vel) и Киль (Carina, Car). Одно направление этого «Креста», образованное ι Саг и δ Vel, указывает на замечательную двойную звезду γ Vel, расположенную севернее, и далее тянется к ζ Кормы; другая часть «Креста» состоит из звезд первой величины κ Паруса и оранжевой λ Паруса, находящейся севернее.

Май, июнь, июль

Если самые яркие звезды Сириус, Канопус и α Центавра лежат в Южном полушарии, то четвертая по яркости звезда Арктур (α Воо), имеющая звездную величину 0,0m, находится в хорошо заметном созвездии Волопас (Bootes, Boo). Арктур легко найти, если продолжить примерно на 30° вниз, к экватору, слегка изогнутую линию, соединяющую две крайние звезды «хвоста» Большой Медведицы. Созвездие Волопас примечательно Р-образным расположением сравнительно ярких звезд, лежащих к северу и востоку от Арктура. Среди них самая яркая — Ицар (ε Воо), довольно хорошо изученная двойная. Продолжая ту же линию, мы придем от Арктура к Спике (α Девы), расположенной несколько южнее эклиптики, а следуя вдоль дуги далее, обнаружим четыре главные звезды созвездия Ворон (Corvus, Crv). Довольно большое созвездие Дева (Virgo, Vir) раскинулось по обе стороны от небесного экватора и, кроме Спики, не содержит звезд ярче третьей величины. Почти прямо к югу от Денеболы (β Leo) находится (β Vir); само же созвездие Дева нетрудно обнаружить по группе звезд третьей и четвертой величины, расположенных в форме четырехугольника ниже и восточнее Арктура.

Созвездие Весы (Libra, Lib) лежит южнее Спики, причем самая яркая звезда этого созвездия (β Lib) вместе со Спикой и Арктуром на западе образует почти правильный треугольник. Более слабая звезда третьей величины α Lib, расположенная к юго-западу от β Lib, находится почти на эклиптике. К западу от Весов вытянуло свои «клешни» созвездие Скорпион (Scorpius, Sco).

На севере видна единственная яркая звезда небольшого созвездия Гончие Псы (Canes Venatici, CVn), которая расположена изолированно в центре дуги, описываемой «хвостом» Большой Медведицы. Южнее находится слабое созвездие Волосы Вероники (Coma Berenices, Com), которое, как и созвездие Дева, включает большое число далеких галактик.

К востоку от Волопаса лежит почти идеальное кольцо звезд, образующее созвездие Северная Корона (Corona Borealis, СrВ). В этом весьма заметном созвездии находится звезда первой величины Гемма (α СrВ) и очень интересная переменная звезда R Северной Короны. Вниз, к югу, тянется ломаная линия звезд, образующая «голову» Змеи (Serpens Caput), — часть созвездия Змея (Serpens).

Севернее Южного Креста и двух ярких звезд α и β Центавра расположены другие яркие звезды этого созвездия. Они образуют фигуру, напоминающую по форме пятиугольник, который лежит южнее «хвоста» Гидры. В этой части созвездия Гидры находятся всего две сравнительно яркие звезды и переменная звезда R Hya, яркость которой временами слегка превышает четвертую звездную величину. Рядом, в созвездии Центавра, расположено одно из ярчайших шаровых скоплений нашего неба — ω Центавра. К востоку от созвездия Центавра лежит неправильное, слегка напоминающее прямоугольник созвездие Волк (Lupus), звезды которого по блеску не ярче третьей величины. Это созвездие тянется в направлении ярко-красного Антареса (α Sco) — наиболее заметной звезды в этой области неба.

Июль, август, сентябрь

В этот период в экваториальной части неба на севере прежде всего обращает на себя внимание группа звезд под названием «Летний Треугольник», образованный Вегой (α Лиры), Денебом (α Лебедя) и Альтаиром (α Орла), а на юге — это звезды созвездий Скорпион и Стрелец (Sagittarius, Sgr). Через них проходит наиболее яркая, особенно на юге, часть Млечного Пути. Бросается в глаза большой крест созвездия Лебедь (Cygnus, Cyg) с замечательной телескопической двойной звездой Альбирео (β Cyg). Линия, проходящая через Денеб и Альбирео, указывает на юг вдоль «Большого Провала» в Млечном Пути. К югу от «Провала» на экваторе расположено созвездие Орел (Aquila, Aql), по форме напоминающее букву «Т».

Небольшое созвездие Лира (Lyra, Lyr) состоит из яркой звезды Веги и расположенного к юго-востоку «параллелограмма» из слабых звезд. Чуть к северу и восточнее Веги находится известная «двойная» ε Lyr — хорошо различимая невооруженным глазом широкая пара звезд, каждая из которых при наблюдении в телескоп также «распадается» на две. К западу между Лирой и Северной Короной видны четыре звезды «Клина», представляющего собой часть созвездия Геркулес (Hercules, Her), «руки» и «ноги» которого «растут» из углов «Клина». Между двумя западными звездами «Клина» расположено шаровое скопление звезд Μ13, которое невооруженный глаз различает лишь как туманное пятнышко. Среди слабых звезд этого созвездия выделяется звезда третьей величины Рас-Альгети (α Her), расположенная к югу в «голове» Геркулеса. Это двойная звезда, причем одна из ее составляющих — переменная. Рас-Альгети расположена рядом с более яркой звездой α Змееносца (Рас-Альхаге).

Созвездие Змееносец (Ophiuchus, Oph), отдаленно напоминающее пятиугольник, простирается поперек экватора и эклиптики. Оно делит цепочку звезд созвездия Змея на «голову» (на западе) и «хвост» (на востоке).

«Туловище» Скорпиона с красным Антаресом и цепочкой ярких звезд «хвоста», вонзенного в Млечный Путь, — заметное созвездие южного неба. «Клешни» Скорпиона в настоящее время образуют созвездие Весы (Lybra), расположенное западнее.

Основная часть звезд созвездия Стрелец также лежит в Млечном Пути, восточнее Антареса — здесь расположен центр нашей Галактики. Это созвездие, за исключением центральной части, известной под названием «Чайник», различить довольно трудно. К югу лежит созвездие Южная Корона (Corona Australis); оно не столь выразительно и менее приметно, чем Северная Корона. Еще далее к югу расположено совсем слабое созвездие Телескоп (Telescopium).

Едва различимое созвездие Щит (Scutum) со скоплением звезд «Дикий Герцог» (M11) лежит в центре Млечного Пути между Стрельцом и Орлом. Еще севернее между Орлом и Лебедем находится очень маленькое созвездие Стрела (Sagitta) и несколько более крупное созвездие Лисичка (Vulpecula). Восточнее расположена довольно заметная небольшая группа звезд созвездия Дельфин (Delphinus).

Сентябрь, октябрь, ноябрь

Если продолжить линию, направленную вдоль юго-восточного «крыла» созвездия Лебедь, то она укажет на Маркаб (α Пегаса), одну из четырех звезд «Большого Квадрата Пегаса». В действительности он скорее похож на слегка перекошенный прямоугольник, самая короткая сторона которого протянулась точно с севера на юг. (Если продлить линию, соединяющую β и α Большой Медведицы, через полюс, то она пройдет через β и α Пегаса.) На самом деле звезда в северо-восточном углу «Большого Квадрата Пегаса» относится к созвездию Андромеда: это α Андромеды (Альферрац). Остальные звезды принадлежат созвездию Пегаса (Pegasus, Peg). Яркая звезда этого созвездия ε Пегаса лежит на полпути между Маркабом (α Peg) и Альтаиром (α Aql). Между ε Peg и Млечным Путем расположены совсем небольшое созвездие Малый Конь (Equuleus) и более заметное Дельфин (Delfinus).

Южнее и восточнее Пегаса лежит созвездие Рыбы, напоминающее по очертаниям пару связанных вместе рыбин. Маленький кружок западной «рыбы» расположен немного севернее экватора. Значительно дальше к северу между Лебедем и Кассиопеей расположено небольшое зигзагообразное созвездие Ящерица (Lacerta) которое пересекает границу Млечного Пути.

Продолжая линию, связывающую β Cyg (Альбирео) в Лебеде и Альтаир, увидим довольно слабую визуальную двойную систему α Сар и несколько более яркую звезду β Cap (Capricornus, Cap) и лежащее к востоку от него созвездие Водолей (Aquarius, Aqr) состоят из слабых звезд, в расположении которых трудно усмотреть какой-либо отчетливый рисунок. Единственной заметной линией в этой области неба является цепочка звёзд β Cap, β и α Aqr; от двух последних под прямым углом к линии расходятся прямые, соединяющие β Aqr и δ Сар. К востоку от α Aqr расположена небольшая, но заметная Y-образная группа звёзд, которую чаще называют просто «Y Водолея». С античных времен, когда это созвездие изображали в виде мужчины, несущего воду в кувшине, за данной группой звезд сохранилось название «Кувшин». Заканчивается это созвездие неправильной цепочкой слабых звезд, протянувшихся к юго-востоку от α Aqr.

Дальше к югу лежит созвездие Южная Рыба (Piscis Austrinus, PsA) с яркой звездой Фомальгаут (α PsA). Группа ярких звёзд — α PsA, γ, α и β созвездия Журавль (Gruis) — нa небе образуют четырёхугольник по форме напоминающий воздушный змей. Две последние звезды лежат на одной линии с α Индейца, расположенной западнее. Между этой звездой и южной частью созвездия Козерог находится небольшое и совсем неприметное созвездие Микроскоп (Microscopium, наиболее яркие звезды, γ и ε, лишь немного превышают пятую звездную величину. К востоку от Фомальгаута лежит другое слабое созвездие — Скульптор (Sculptor, Scl), самая яркая звезда которого α Scl имеет звездную величину, несколько большую 4,5m.

Ноябрь, декабрь, январь

От вершины «Большого Квадрата Пегаса» в направлении на северо-восток вытянулась заметная цепочка из ярких звезд «тела» Андромеды (Andromeda, And) — α, β и γ And — α Per и на довольно значительном расстоянии — Капелла (α Aur). От β And берет начало линия, образованная двумя слабыми звездами, которая указывает направление на созвездие Кассиопея; вторая из этих звезд, υ And, лежит вблизи туманности Андромеды (М31), которая при наблюдении невооруженным глазом предстает в виде туманного пятна. Далее к югу, в созвездии Треугольник (Triangulum), расположена другая гигантская спиральная галактика, МЗЗ. Некоторые наблюдатели утверждают, что при очень темном небе и благоприятных условиях ее удается различить невооруженным глазом. Галактику МЗЗ можно увидеть в бинокль, но в отличие от М31 довольно трудно наблюдать в небольшие телескопы-рефракторы; это объясняется ее сравнительно большими размерами и низкой поверхностной яркостью.

Созвездие Персей (Perseus, Per) не имеет четкой формы. Одна цепочка звезд, начинающаяся от δ Per, тянется далее в северо-западном направлении через α, γ и η Per. Примерно посередине между η Per и δ Cas расположено известное двойное скопление звезд h и χ Персея, которое можно наблюдать невооруженным глазом. Идущая от α Per короткая линия звезд, направленная на юг, с небольшим изгибом на восток, ведет к известной затменно-переменной звезде Алголь (β Per) и другой переменной звезде, ρ Per. Другая линия звезд, начинающаяся от δ Cas и продолжающаяся в направлении на юг, слегка загибаясь к востоку, оканчивается звездой третьей величины ξ Per, которая расположена над скоплением Плеяды.

К юго-востоку от β и γ And лежат два небольших созвездия: Треугольник и содержащее более яркие звезды созвездие Овен (Aries, Ari). Цепочка слабых звезд, протянувшаяся в юго-восточном направлении от δ And к звезде четвертой величины α Psc (Альриша), лежащей несколько севернее экватора, представляет собой астеризм «Восточная Рыба» — часть созвездия Рыбы. Немного дальше и южнее экватора расположена другая важная переменная звезда Мира (о Кита), которая в максимуме блеска достигает третьей величины (в среднем ее максимальная звездная величина равна примерно 4m). Восточная сторона «Большого Квадрата Пегаса» приблизительно указывает на треугольную «голову» созвездия Кит (Cetus, Get) и расположенную в ней яркую звезду второй величины β Get. «Хвост» Кита начинается севернее экватора неподалеку от звезды третьей величины α Get и соединяется с «головой» цепочкой звезд четвертой величины.

В южной части неба самые заметные звезды принадлежат созвездию Феникс (Phoenix, Рhе) — это α, β и γ Phe и созвездию Эридан с группой звезд третьей величины; 41, θ и χ Eri и яркой звездой Ахернар (α Eri), расположенной ближе к Южному полюсу мира. Между этими созвездиями и созвездием Кит расположены едва различимые группы звезд созвездий Скульптор (Sculptor) и Печь (Fornax). Последнее в основном представлено треугольником звезд звездной величины 4m и 4,5m, лежащим на излучине «реки» Эридан. Самое непримечательное созвездие в этой части неба — Часы (Horoloqium, Ноr), которое протянулось почти параллельно южной оконечности созвездия Эридан и далее на юго-запад; в северо-западном конце этого созвездия находится единственная яркая звезда четвертой величины — α Ноr.

 

Созвездия вблизи Южного полюса мира

Астрономам Южного полушария Земли явно не повезло, поскольку вблизи Южного полюса мира нет ни одной яркой звезды, по которой можно было бы легко ориентироваться. Однако в окрестностях Южного полюса разбросано много отдельных ярких звезд и целые группы их; более того, в этой части неба проходит значительная и наиболее яркая часть Млечного Пути, а также два ярких объекта — Большое и Малое Магеллановы Облака.

Три звезды первой звездной величины и две звезды третьей величины образуют весьма заметное по очертаниям созвездие Южный Крест. Рядом с ним находится темная туманность под названием Угольный Мешок. Новички и наблюдатели Северного полушария не должны путать это созвездие с «Фальшивым Крестом» — группой звезд второй величины, расположенной несколько дальше вдоль Млечного Пути. «Фальшивый Крест» образован четырьмя звездами, принадлежащими разным созвездиям: δ и κ Паруса, i и ε Киля; которые восходят на три-четыре часа раньше самого Южного Креста.

«Подпорка» Южного Креста направлена приблизительно на Южный полюс мира, а ближе к полюсу проходит линия, соединяющая β Crux с центром Малого Магелланова Облака (ММО). На этой линии неподалеку от Южного Креста расположена группа звезд третьей и четвертой звездных величин, относящихся к созвездию Муха (Musca, Mus). Линия между полюсом и Малым Магеллановым Облаком образует основание равнобедренного треугольника, в вершине которого находится Большое Магелланово Облако (БМО).

Две яркие звезды α и β Сеn, которые не спутаешь с другими звездами, восходят позднее созвездия Южный Крест (ближе к нему расположена β Сеn). К северо-западу, на линии, проходящей через β Сел и звезду второй величины ε Сеn (удаленную примерно на 18° от β Сеn), расположено яркое шаровое скопление ω Сеn. Далее цепочка звезд созвездия Центавр изгибается к северу и, окружая Южный Крест, образует неправильный пятиугольник.

Южнее α и β Сел находится созвездие Южный Треугольник, которое значительно ярче и больше своего северного двойника (созвездия Треугольник). Между этими созвездиями лежит слабое созвездие Циркуль (Circinus, Cir) с единственной яркой звездой третьей величины α Cir. Созвездие Жертвенник (Ага), состоящее из звезд третьей величины, разместилось между созвездиями Южный Треугольник и «хвостом» Скорпиона.

Хотя многие созвездия в этой области неба содержат по нескольку ярких звезд, все же наиболее заметна здесь группа звезд, похожая на неправильный прямоугольник, в вершинах которого находятся ярчайшие звезды различных созвездий: α Павлина (α Pavonis), α Индейца (α lndi), α Южного Креста (α Crucis) и α Тукана (α Тucаnае). Звезда третьей величины β Индейца заключена между двумя из этих звезд с одной стороны и несколько более удаленной β Южного Креста-с другой. Позднее восходит треугольник звезд α, β и γ созвездия Феникс (Phoenix).

В созвездии Тукан (Tucana, Тuc) находятся Малое Магелланово Облако и яркое, различимое невооруженным глазом шаровое скопление 47 Тис. ММО расположено ближе к полюсу между звездами Ахернар (α Eri) и β Ηyi. Группа звезд третьей величины из созвездия Южная Гидра образует треугольник, северная вершина которого находится рядом с Ахернаром. К северу вытянулась другая заметная цепочка сравнительно ярких звезд: γ Hyi, α Сетки (α Reticuli) и α Золотой Рыбы (α Doradus).

Двигаясь вокруг полюса за пределами Большого Магелланова Облака, мы возвращаемся к созвездию Киль, где самой заметной звездой является Канопус, и к группе звезд «Фальшивого Креста», к югу от которого находится звезда второй величины β Саr (Миаплацидиус). Как уже говорилось, короткая «перекладина» «Фальшивого Креста» указывает на замечательную двойную γ Парусов, две другие его звезды, δ и κ, также относятся к созвездию Паруса.

 

«Загадочные» небесные явления

Иногда на небе можно наблюдать необычные явления, которым не сразу удается найти разумное объяснение. Если это не Солнце, не Луна и не звезды, да к тому же что-то движущееся, меняющее свою яркость и цвет, то многие люди, не искушенные в наблюдениях, склонны отнести неведомое явление к категории «неопознанных летающих объектов». Даже астрономы порой находят немало причин, которые на какое-то время вводят их в заблуждение относительно природы того или иного «необычного» явления. Однако тщательные наблюдения и способность немного пораскинуть мозгами обычно позволяют найти естественное объяснение «необычным» явлениям.

Даже достаточно хорошо ориентируясь среди созвездий, вы можете случайно забыть точное положение той или иной звезды в них. Некоторую путаницу в картину расположения звезд могут вносить переменные звезды, а также появление, пусть редкое, новых звезд. Определенную неразбериху могут создать и планеты, но с ними разобраться гораздо легче, так как они наблюдаются вблизи эклиптики и даже для невооруженного глаза, как правило, выглядят более постоянными объектами на небе, чем звезды. Яркими объектами могут выглядеть и самолеты, летящие с включенными посадочными огнями, причем если они движутся на наблюдателя, то какое-то время кажутся даже неподвижными. Перед восходом или после захода Солнца удается наблюдать также метеорологические шары-зонды, причем длительные наблюдения позволяют заметить их перемещение. Ночью они обычно не видны.

Рис. 23. Вход спутника в атмосферу сопровождается вспышкой света, очень похожей на яркий болид.

Таблица №4

Идентификация наблюдаемых объектов

При наблюдении отдельных звезд создается впечатление, что они слегка перемещаются. Нередко это связано с явлением мерцания, но чаще объясняется оптической иллюзией, от которой не избавлен никто. Конечно, многие небесные тела действительно перемещаются среди звезд: планеты — медленно, Луна — несколько быстрее. Малые планеты, или астероиды, как правило, медленно меняют свое положение от ночи к ночи, но, находясь вблизи Земли, могут двигаться значительно быстрее. Более быстро перемещаются по небу воздушные шары, самолеты (чаще всего снабженные цветными и мигающими огнями) и спутники; их видимое перемещение существенно зависит от широты и расстояния до них. Искусственные спутники перемещаются по небу значительно медленнее метеоров и болидов, хотя их видимая скорость зависит от высоты орбиты (исключение составляют геостационарные спутники). Кроме того, спутники часто исчезают, попадая в тень Земли (и появляются вновь, выходя из нее). При вхождении в атмосферу Земли возникает вспышка света, похожая на болид, но она перемещается гораздо медленнее. И наконец, иллюзию слабого метеора могут создавать ночные птицы, если они, стремительно проносясь низко над Землей, попадают в полосу света.

«Появление на небе светящихся туманных образований можно объяснить различными причинами в зависимости от их размеров. Зодиакальный свет может наблюдаться только вдоль эклиптики над восточной или западной частью горизонта. Полярное сияние, особенно на самой начальной стадии, порой принимают за облако, освещеноe далеким источником света. Настоящие серебристые облака имеют очень специфический вид и появляются только вблизи полуночи. Запуски ракет и искусственные выбросы веществ в целях исследования атмосферы вызывают цветное свечение, напоминающее картину полярных сияний. В бинокли и телескопы скопления звезд, галактики, газовые и пылевые туманности и редко появляющиеся кометы также видны как небольшие туманные пятна.

Быстрое изменение цвета звезд обычно обусловлено мерцанием, которое наиболее заметно у звезд, расположенных низко над горизонтом. Рефракция может способствовать возникновению цветной окантовки дисков планет, особенно если последние расположены низко над горизонтом.

 

Движение Луны и планет

Условия наблюдения Луны и планет зависят от местоположения наблюдателя на Земле. Так, в тропиках эти небесные тела могут иногда проходить через зенит, когда условия их наблюдения наиболее благоприятны. На других широтах видимость существенно зависит от времени года. Летом, когда высота Солнца максимальна, область зодиакальных созвездий, расположенная в противоположной от него части неба, находится очень низко над горизонтом, и поэтому её наблюдение особенно неблагоприятно. Наоборот, зимой противоположная Солнцу часть эклиптики лежит выше всего над горизонтом, и условия ее наблюдения наиболее благоприятны.

Так как плоскость орбит Луны и планет наклонены к плоскости земной орбиты, то их видимый путь среди звезд может проходить как выше, так и ниже эклиптики. Луна — очень яркий объект, на который все обращают внимание, поэтому даже неискушенные в наблюдениях люди часто замечают небольшие изменения ее высоты, связанные с тем, что видимый путь Луны среди звезд может проходить почти на 5° выше или ниже эклиптики. Медленное перемещение (примерно на видимый диаметр в час) Луны среди звезд на восток против суточного движения звездного неба незаметно для невооруженного глаза, но легко различимо даже в небольшой телескоп.

Рис. 24. Фотография Венеры, полученная 12 июня 1980 г., когда планета находилась вблизи нижнего соединения на расстоянии 4,5° от Солнца.

Самые благоприятные условия для наблюдения небесного тела наступают во время противостояния, когда оно находится в противоположной от Солнца стороне небесной сферы. Внутренние планеты Меркурий и Венера не могут находиться в противостоянии — для них наиболее благоприятные условия наблюдений складываются в период их максимального удаления к востоку или западу от Солнца. Такое положение планет относительно Солнца называют восточной или западной элонгацией. При наблюдениях с Земли все планеты совершают медленное прямое движение среди звезд в восточном направлении, противоположном направлению суточного вращения небесной сферы. Но иногда планеты останавливаются, и затем меняют направление своего движения на противоположное, т.е. как бы пятятся назад. Это движение планет на запад называют попятным движением. У Меркурия и Венеры направление движения изменяется в восточной и западной элонгациях; остальные планеты меняют направление своего движения среди звезд в точках, лежащих вблизи точки противостояния по обе стороны от нее. В этой области планета описывает петлю или S-образную кривую в зависимости от положения относительно Земли. Аналогичная картина движения среди звезд наблюдается у астероидов и комет.

Рис. 25. Когда Земля, двигаясь по орбите вокруг Солнца, «догоняет» внешнюю планету, наблюдается попятное движение последней среди звёзд [между точками стояний (3) и (5); слева]. Конфигурации внешних (внизу слева) и внутренних (внизу справа) планет. Как правило, во время соединений планеты не видны.

Почти все планеты, за исключением Венеры и, строго говоря, Урана, вращаются вокруг своей оси в том же направлении, что и Земля (если смотреть с Северного полюса мира, то против часовой стрелки). В том же направлении обращаются вокруг Солнца все планеты и большинство других тел Солнечной системы. Только несколько комет и некоторые естественные спутники обращаются вокруг Солнца и планет в противоположном направлении.

Все тела Солнечной системы (в том числе и Земля) движутся вокруг Солнца по эллиптическим орбитам, то приближаясь к нему, то удаляясь. Ближайшая к Солнцу точка орбиты небесного тела называется перигелием, а самая удаленная — афелием. При движении планеты вокруг Солнца меняется также расстояние между ней и Землей. Когда планета находится наиболее близко к Земле, ее видимые размеры максимальны — в эти моменты планету лучше всего наблюдать. Благоприятные условия для наблюдения Марса наступают в период его противостояний. Видимые размеры Марса максимальны во время великих противостояний, когда Земля находится в афелии, а Марс — вблизи перигелия своей орбиты. Эти события могут происходить только в августе и сентябре, когда Марс расположен в южной части эклиптики. Поэтому наблюдатели Южного полушария всегда находятся в более выгодных условиях при наблюдении Марса во время великих противостояний. Период времени, в течение которого планета видна, часто называют периодом видимости планеты. Вполне естественно, что он захватывает некоторый отрезок времени до и после противостояния или элонгации. В дальнейшем при описании условий видимости планет мы приводим даты противостояний и элонгации, а также приблизительные положения планет среди звезд в различные годы. Таблицы точных положений большинства планет, выраженных в небесных координатах, называются эфемеридами; как правило, они приводятся во всех астрономических ежегодниках.

 

Бинокли

Новичку мы рекомендуем воспользоваться для наблюдений биноклем. Он не только дешевле даже небольшого телескопа, но может послужить и для других целей. Бинокль дает прямое изображение звездного неба и небесных тел, которое удобнее сравнивать с картиной неба, видимой невооруженным глазом или представленной на звездных картах, тогда как телескоп строит перевернутое изображение. Широкое поле зрения, небольшое увеличение делают бинокли незаменимыми при изучении скоплений звезд, обзоре Млечного Пути, а также, например, при изучении кометных хвостов, которые недостаточно ярки, чтобы их наблюдать невооруженным глазом, но не различимы при наблюдениях в крупные телескопы с большим увеличением.

Объекты, наблюдаемые в бинокль

Искусственные спутники

Луна

Яркие астероиды

Спутники Юпитера

Уран

Кометы

Переменные звёзды

Двойные звёзды

Звёздные скопления

Млечный путь

Галактики

Рис. 26. Вид Луны при наблюдении невооружённым глазом (слева) и в бинокль (с увеличением в 7 раз, справа). Такой бинокль позволяет различить основные крупные детали лунной поверхности, поэтому мы рекомендуем воспользоваться им астрономам-любителям, приступающим к изучению Луны.

Выбор биноклей 

Если у вас под рукой окажется даже старый театральный бинокль с небольшим увеличением, то и он на определенном этапе полезен для наблюдения Млечного Пути. Однако для серьезных наблюдений лучше приобрести призменный бинокль. При покупке обращайте внимание не только на цену, но и на характеристики бинокля. Наиболее важными из них являются увеличение и апертура (т.е. диаметр объектива, который обычно выражают в миллиметрах). Обычно эти характеристики отмечены на корпусе в виде двух цифр, например «8 х 40», что означает: увеличение 8, а апертура 40 мм.

Для проведения самых общих наблюдений вполне подойдет бинокль с апертурой 40-50 мм, хотя чем она больше, тем более слабые звезды удается увидеть. Многие наблюдения желательно проводить в крупные бинокли с апертурой свыше 50 мм, правда, из-за большого веса их требуется жестко закрепить с помощью специальных приспособлений.

В любом инструменте выходной зрачок (диаметр светового пучка, выходящего из окуляра) не должен превышать размеры глазного зрачка, диаметр которого в темноте составляет около 7-8 мм; в противном случае часть света, собранная объективом, не попадает в глаз. Обычные бинокли, имеющиеся в продаже, дают небольшое увеличение, а их выходной зрачок превышает 8 мм. Диаметр выходного зрачка можно определить, поделив апертуру бинокля на его увеличение; например, бинокль 7 х 50 имеет выходной зрачок чуть больше 7 мм и вполне пригоден для наблюдений. Бинокли с выходным зрачком менее 5 мм обеспечивают большее увеличение, но при наблюдениях они требуют жесткого крепления. Их целесообразнее использовать в дневное время. Методы измерения увеличения и поля зрения бинокля приводятся на с. 82. Для большинства биноклей с малым увеличением поле зрения составляет 5-7°.

Использование биноклей с большим увеличением особенно полезно при наблюдении в местах с высокой освещенностью неба, так как маленькое поле зрения таких биноклей уменьшает количество попадающего в них постороннего света. Однако маленькое поле зрения затрудняет поиск небесных тел на небе. Но вместе с тем большое увеличение дает вам возможность довольно легко наблюдать спутники Юпитера, двойные звезды и многие звездные скопления. По-видимому, самый существенный недостаток биноклей с большим увеличением — трудность пользования ими: любой бинокль с увеличением более х 10 и даже х 8 требует специальной монтировки. (Бинокли, в которых предусмотрено непрерывное изменение увеличения и которые отличаются сложной оптикой и большими потерями света, не рекомендуются для астрономических наблюдений.)

Вообще говоря, более дорогие бинокли прочнее, имеют более жесткое крепление призм и потому менее подвержены разъюстировке. Конечно, предпочтительнее бинокли с индивидуальной фокусировкой каждого окуляра, но они реже встречаются в продаже, чем бинокли с общей фокусировкой. В биноклях луч света претерпевает не менее 8 отражений, поэтому для уменьшения потерь света при отражении поверхности стекол покрываются специальными тонкими пленками (так называемое просветление оптики).

Рис. 27. Шаровое скопление М15 в созвездии Пегас. Для поиска и наблюдения многих подобных небесных объектов лучше всего воспользоваться биноклем.

Рис. 28. Благодаря своим малым размерам призменные бинокли очень удобны для разнообразных астрономических наблюдений.

Проверка биноклей 

Проверку качества биноклей можно проводить теми же методами, которые используются для оценки качества телескопов (с. 72). Прежде всего это относится к оценке хроматической аберрации, астигматизма, дисторсии и кривизны поля. Для начала постепенно отодвигайте бинокль от глаз на расстояние до 10 см — при этом изображение должно оставаться единственным, даже если вы на какое-то мгновение закроете глаза. На расстоянии около 30 см выходной зрачок бинокля должен быть виден как равномерно освещенная идеальная окружность. Это свидетельствует о том, что световой пучок полностью проходит через призмы бинокля. Необходимо проверить согласованность регулировки двух оптических систем бинокля, так как довольно часто они оказываются разрегулированными, что приводит к утомлению глаз и головным болям. Для проверки наличия просветляющих покрытий на оптических поверхностях посмотрите на изображение лампочки в отраженном от объектива и окуляра свете: если оно окрашено, то это означает, что покрытия имеются, если изображение не окрашено, они отсутствуют. Идеальный бинокль — вещь довольно редкая, так что не расстраивайтесь, обнаружив какие-то недостатки у своего старого и любимого бинокля.

Рис. 29. Держа бинокль на некотором расстоянии от глаз, посмотрите в него на предмет с четкой прямой гранью: изображение этой грани должно быть прямым (вверху). Легким движением глаз вы без труда скомпенсируете небольшие вертикальные смещения изображения (средний рисунок). Поворот одного или обоих изображений может вызвать сильное переутомление глаз.

Наблюдения в бинокль 

Как телескопы, имеющие жесткие монтировки, так и бинокли с жестким креплением позволяют наблюдать значительно более слабые звезды и более мелкие детали на небесных телах. Любая форма неподвижного крепления бинокля предпочтительнее, чем его отсутствие, поэтому в крайнем случае при наблюдениях бинокль можно закрепить на стене или прижать к стволу дерева. В качестве держателя можно приспособить треногу от фотоаппарата — правда, при этом трудно наблюдать светила, находящиеся высоко над горизонтом. Многие наблюдатели считают удобным проводить наблюдения, сидя в обычном откидном кресле с подлокотниками. Желательно такое крепление бинокля, которое освободило бы вам руки.

Рис. 30. Изготовить удобное кресло для наблюдений в бинокль — дело довольно простое. Крепление бинокля должно быть жестким, но допускающим плавную регулировку.

Любой посторонний свет мешает наблюдениям; чтобы избавиться от него, необходимо изготовить защитные резиновые прокладки к окулярам. Такие прокладки полезны в любом случае. Чтобы объективы не запотевали, воспользуйтесь противоросником; с окулярами подобное случается довольно редко, но здесь бороться с этим неприятным явлением весьма сложно.

Таблица №5

Объекты, наблюдаемые в бинокль

 

Телескопы

Астрономы-любители при наблюдениях используют в основном телескопы двух традиционных типов. Это — рефракторы, в которых для построения изображения применяются линзы (или, как их часто называют, объективные стекла) и рефлекторы, где для этих целей служит зеркало. Иногда для построения изображения используют катадиоптрические системы, представляющие собой комбинации нескольких линз и зеркал. Основной частью любого телескопа, которая строит изображение, является объектив. От его характеристик — апертуры D, фокусного расстояния/и фокального отношения f/D — зависит диапазон наблюдений, которые позволяет проводить данный телескоп. Разумеется, телескопы с широкой апертурой (с большим диаметром объектива) предпочтительней, так как они имеют большую собирающую (свет) поверхность, обладают высокой разрешающей способностью и обеспечивают значительное увеличение. Однако телескопы с большой апертурой, к какому бы типу они не относились, более дороги и громоздки.

Собирающая поверхность и разрешающая способность телескопов

Самой важной характеристикой как телескопа, так и бинокля является апертура (D) — диаметр объектива. Апертура определяет размеры собирающей поверхности, площадь которой пропорциональна квадрату диаметра. Чем больше собирающая поверхность прибора, тем более слабый объект он позволяет наблюдать. Таким образом, от квадрата диаметра объектива зависит предельная звездная величина объекта, который можно наблюдать в данный телескоп.

Рис. 31. Открытая труба наиболее часто используется в телескопах-рефлекторах; примером может служить изображенный здесь 400-миллиметровый (16 дюймов) телескоп-рефлектор системы Ньютона.

Следующая важная характеристика телескопа — разрешающая способность, т. е. способность различать мельчайшие образования на дисках планет или двойные звезды. Если диаметр объектива измерять в миллиметрах, то разрешающая способность, выраженная в секундах дуги, определяется величиной 138/D. Для длиннофокусных объективов с фокальным отношением более f/12 разрешающая способность несколько выше и определяется по формуле 116/D. Несколько меньшая разрешающая способность рефлекторов и катадиоптрических телескопов по сравнению с телескопами-рефракторами при том же диаметре объектива частично обусловлена экранировкой центральной части светового пучка, прошедшего через объектив. Качество изображения, особенно у телескопов-рефлекторов, может также сильно пострадать из-за потоков воздуха, возникающих в трубе телескопа.

Телескопы-рефракторы

Объектив телескопа-рефрактора представляет собой ахроматическую систему, склеенную из нескольких линз, которая собирает лучи различных длин волн в один фокус. Обычно фокальные отношения любительских рефракторов меньше f/10 или f/12, так как более короткофокусные ахроматические объективы очень дороги. Поэтому рефракторы лучше использовать при наблюдениях, для которых требуются большие фокальные отношения, довольно большие увеличения и ограниченное поле зрения. Для серьезных наблюдений необходимо применять телескопы с апертурой не менее 75 мм. Конечно, можно проводить наблюдения и в телескопы с меньшими апертурами, однако при этом следует помнить, особенно начинающим, что такие наблюдения сопряжены с большими трудностями; по этой причине наблюдения в хороший бинокль могут оказаться более результативными, чем в телескоп с малой апертурой. В отличие от телескопов других типов в рефракторах отсутствуют потери, обусловленные частичной экранировкой пучка света промежуточными зеркалами, тем не менее при наблюдениях, как правило, используются рефракторы с объективами диаметром менее 100 мм. Реже встречаются крупные рефракторы с апертурами свыше 150 мм, так как они довольно дороги и громоздки.

Телескопы- рефлекторы

Большинство любительских телескопов-рефлекторов имеет фокальные отношения f/6 — f/8; по сравнению с рефракторами они удобнее при наблюдениях, для которых требуются более широкое поле зрения и меньшее увеличение. Телескопы-рефлекторы бывают разных типов. В практике любительских наблюдений чаще всего используются рефлекторы двух типов: системы Ньютона и системы Кассегрена. В телескопе системы Ньютона вторичное зеркало плоское, поэтому фокусное расстояние и фокальное отношение объектива постоянны. В телескопе системы Кассегрена вторичное зеркало выпуклое, что значительно увеличивает общее фокусное расстояние телескопа и тем самым изменяет его эффективное фокальное отношение. По этой причине рефлекторы системы Кассегрена находят применение при наблюдениях того же типа, что и телескопы-рефракторы.

Самое большое преимущество рефлекторов — их низкая стоимость; при той же апертуре они значительно дешевле телескопов любого другого типа. Кроме того, нужное зеркало для объектива рефлектора можно изготовить собственными силами или в крайнем случае — просто купить, а трубу такого телескопа нетрудно собрать в домашних условиях. (Хотя оправу оптической системы телескопа и называют трубой, она чаще всего абсолютно не похожа на нее.) Практически все любительские телескопы с большой собирающей поверхностью (диаметры объектива свыше 200 мм) являются рефлекторами. Минимальный диаметр объектива рефлекторов, которые обычно используют для общих наблюдений, составляет около 150 мм; такой рефлектор стоит не дороже рефрактора с объективом диаметром 75 мм. Поскольку рефлектор имеет большую собирающую поверхность, в него можно наблюдать более слабые объекты, однако он не столь компактен, как рефрактор. Рефлекторы меньших размеров, имеющие малые фокальные отношения, по своим характеристикам занимают промежуточное положение между биноклями и обычными рефлекторами; к тому же они достаточно компактны.

Однако у рефлекторов есть и недостатки; наиболее существенные из них — необходимость время от времени обновлять отражающие, покрытия и юстировать оптические элементы. При отсутствии дорогостоящего оптического стекла, герметически закрывающего трубу рефлектора, приходится укрывать каждое зеркало телескопа крышкой или чехлом, чтобы воспрепятствовать проникновению пыли. При наблюдениях окуляр в телескопе системы Ньютона может оказаться в неудобном положении; чтобы избежать этого, следует предусмотреть возможность вращения трубы телескопа.

Рис. 32. В добсоновской монтировке телескопа-рефлектора системы Ньютона основание телескопа вращается вокруг центрального стержня, закрепленного на прочном фундаменте (вверху). Вторичное зеркало в рефлекторе системы Кассегрена (при короткой трубе телескопа) увеличивает его эффективное фокусное расстояние (средний рисунок). Хотя стандартный телескоп-рефрактор имеет фокальные отношения f/10 и f/12, он прост в обращении, компактен и транспортабелен (внизу).

Если труба рефлектора не закрыта герметически оптическим окном, то холодный наружный воздух, проникая в нее, создает там воздушные потоки, ухудшающие изображение. Весьма эффективным средством борьбы с этим недостатком может быть использование больших теплоизоляционных труб, но чаще для этой цели применяют «трубы» скелетной конструкции. К сожалению, в последнем случае возникают другие проблемы, связанные с потоками теплого воздуха от самого наблюдателя (так что при наблюдениях старайтесь одевать больше теплоизолирующей одежды!); кроме того, при этом увеличивается выпадение росы на оптические элементы. Поэтому большое значение приобретает правильная конструкция самой обсерватории.

Рис. 33. 75-миллиметровый (3 дюйма) ахроматический рефрактор, подобный изображенному здесь, наиболее удобен для различных астрономических наблюдений.

Катадиоптрическая система телескопов

Среди катадиоптрических телескопов наибольшее применение находят телескопы системы Максутова и Шмидта-Кассегрена. При данном фокусном расстоянии они более портативны и удобны при наблюдениях, особенно в соединении с разнообразными устройствами, обеспечивающими слежение за сложным движением небесных тел. Естественно, такие телескопы значительно дороже как рефракторов, так и рефлекторов того же размера. Катадиоптрические телескопы имеют большие фокальные отношения: f/10, f/12 и даже f/15, поэтому их можно использовать для выполнения тех же задач, которым служат рефракторы и рефлекторы системы Кассегрена.

Рис. 34. Катадиоптрический телескоп невелик по размерам, транспортабелен и удобен для проведения разнообразных наблюдений; на фотографии — телескоп с объективом диаметром 200 мм (8 дюймов).

Проверка телескопов и объективов 

Ряд исследований качества оптики телескопа можно провести самостоятельно, но при этом следует помнить, что идеальных оптических систем не существует. Любая оптическая система искажает изображения, такие искажения называют аберрациями. При изготовлении телескопа аберрации стремятся свести к минимуму. Конкретные требования к величине допустимых аберраций зависят от характера исследований, для которых предназначен данный телескоп. Например, при изучении планет, двойных звезд и фотографировании небесных объектов требования к величине допустимых аберраций более высокие, чем при наблюдениях переменных звезд.

Хроматическая аберрация, характерная в той или иной мере для биноклей, рефракторов и телескопов некоторых других типов, выражается в окрашивании изображения небесных тел. Она особенно заметна на резких границах между светлыми и темными областями, например на лимбах Луны, Венеры и т. д. Телескопы-рефлекторы не создают аберрации такого типа.

Наличие дисторсии (искажения в изображении взаимного расположения звезд) можно проверить, наблюдая изображение прямой линии или прямоугольной кладки кирпича в стене дома.

Проверьте, как ваш телескоп строит изображение точечного источника. По возможности это лучше делать в ночное время, исследуя изображение звезд. Такие проверки можно проводить и днем, наблюдая «искусственные звезды» (солнечный свет, отраженный далеким воздушным шаром) или любой другой точечный источник света. В хорошем телескопе изображение звезды находится точно в фокусе и имеет форму идеально круглого дифракционного диска. Эти изображения должны иметь форму идеального круга не только в фокусе, но и вне его. Их вытянутость свидетельствует о наличии астигматизма или деформации оптических элементов телескопа, которая может возникнуть из-за неправильного крепления. На кривизну поля указывает расфокусировка изображения звезды при перемещении ее от центра к краю поля зрения телескопа. Кривизна поля присуща большинству телескопов, но этот дефект в основном сказывается при фотографических наблюдениях. Другая аберрация, кома, проявляется в вытягивании изображения звезды (она принимает форму кометы) на краю поля зрения. Кома также присуща большинству телескопов, но более заметна в рефлекторах, чем в рефракторах.

Рис. 35. Для исследования областей неба, богатых звездами (такова окрестность β и δ Центавра), необходимы большое увеличение и длительные экспозиции; это предъявляет повышенные требования к оптическим качествам астрономических инструментов.

Рис. 36. Оптические аберрации могут привести к сильным искажениям формы изображений небесных тел на краю поля зрения телескопа; о характере таких искажений можно судить по данной фотографии, полученной методом аэрофотосъемки.

Проверки механических узлов телескопов и их монтировка в основном имеют общий характер. Для хорошей работы необходимо добиться жесткости конструкции как самой трубы телескопа, так и его монтировки. Лучше всего это достигается твердым креплением осей телескопа — каждая закрепляется на двух достаточно разнесенных опорах. Вращение вокруг осей должно быть плавным, а на экваториальных установках обе оси следует снабдить стопорными винтами. Все приводы, фокусирующая оправа окуляров и другие механизмы регулировки телескопа должны действовать без люфтов. Чтобы обеспечить точную соосность всех оптических систем телескопа, искатели (с. 80), гидирующие телескопы (с. 18) и сама монтировка телескопа должны иметь устройства для тонкой юстировки и крепления.

Правила пользования телескопом

Итак, вы вынесли телескоп на улицу и собираетесь приступить к наблюдениям. Не начинайте их до тех пор, пока температура телескопа не сравняется с температурой окружающего воздуха. Обычно это происходит минут через 15-20, качество изображения в течение этого промежутка времени очень плохое. Рефлекторы с их массивными зеркалами приходят в тепловое равновесие с окружающим воздухом значительно медленнее, но если их оптические системы достаточно совершенны, то, как показывает опыт, качественного изображения легко добиться простой фокусировкой. При визуальных наблюдениях последнее не представляет особой трудности, однако при фотографировании с большими экспозициями необходимо дождаться выравнивания температур.

От многих хлопот при подготовке телескопа к наблюдениям избавляет простое приспособление — так называемый противоросник; изготавливается он из любого теплоизолирующего материала. Противоросники необходимо использовать в рефлекторах и катадиоптрических телескопах (и даже в биноклях некоторых типов). Они представляют собой короткие полые цилиндры, укрепляемые перед объективом наподобие оправы линзы, но таким образом, чтобы не ограничивать поле зрения телескопа.

Одним из важных условий для проведения качественных наблюдений является чистота всех оптических поверхностей телескопа. Для защиты от пыли объектив рефрактора и открытый конец трубы рефлектора необходимо закрывать плотной крышкой, при этом для рефлекторов следует иметь плотные крышки на каждое зеркало телескопа. Нельзя закрывать оптические элементы крышками, пока с их поверхности не испарятся малейшие следы росы. Телескопы желательно хранить в специальном ящике, но, как правило, это нужно только для рефракторов и катадиоптрических телескопов. Окуляры должны быть съемными и храниться вместе с другими мелкими принадлежностями в плотных, предохраняющих от проникновения пыли и ударов коробках. Хотя этим часто и пренебрегают, но фокусирующее устройство телескопа также нужно защитить от проникновения пыли и насекомых, особенно пауков, которые предпочитают селиться в этой части телескопов. Нельзя прикасаться пальцами к оптическим поверхностям телескопа.

Рис. 37. Фотография Марса, полученная с помощью небольшого любительского катадиоптрического телескопа, показывает, каких результатов можно достичь при заботливом отношении к инструменту и тщательном проведении наблюдений.

Если вы выполните все перечисленные рекомендации, то не будет надобности часто очищать оптические поверхности от загрязнений. Обычно эту процедуру проводят не чаще одного раза в год. Следует помнить, что любая царапина наносит огромный вред оптическим поверхностям; даже явный налет пыли и слабые пятна меньше сказываются на качестве оптики, чем царапины. Проводить чистку оптических поверхностей рекомендуется только в крайнем случае — когда загрязнение настолько велико, что сказывается на качестве изображения. Помните, частая очистка оптических элементов телескопа приносит больше вреда, чем пользы!

Оптические части телескопа требуют особо осторожного обращения; наиболее уязвимы отражающие покрытия зеркал и просветляющие покрытия линз. Никогда не вытирайте пыль с оптической поверхности тканью, лучше сдувать ее специальным приспособлением или аккуратно сметать мягкой (фотографической) кисточкой. При сильном загрязнении линз с прочными покрытиями вначале удалите с их поверхностей пыль, а затем с помощью специальной мягкой ткани промойте их жидкостью для очистки оптических поверхностей. Следует отметить, что окулярные линзы меньше загрязняются, если их хранить в специальных ящиках. Неизбежны и более серьезные загрязнения оптических поверхностей, а также ухудшение качества отражательных покрытий; в этом случае их очистку (за исключением, быть может, удаления пыли) лучше поручить специалистам, а замену отражательного покрытия провести в специальных мастерских.

Различные типы монтировок телескопов

Один из простейших и самых дешевых способов монтировки телескопов — азимутальная установка, при которой вращение телескопа вокруг вертикальной и горизонтальной осей обеспечивает его наведение по азимуту и высоте небесного тела. Однако при такой установке в процессе наведения телескопа в разные участки неба меняется ориентация его поля зрения, что затрудняет поиск слабых объектов, особенно в случае использования звездных карт. По мере накопления опыта на азимутальной установке можно с успехом проводить самые разнообразные наблюдения, за исключением фотографических.

Другая форма монтировки телескопа — экваториальная установка, при которой одна из его осей направлена параллельно оси мира (полярная ось), а другая — параллельно плоскости небесного экватора (ось склонения). Поворотом вокруг полярной оси со скоростью, соответствующей суточному вращению небесной сферы, можно автоматически следить за исследуемым объектом, что особенно важно при фотографических наблюдениях.

Одна из разновидностей экваториальной установки — вилочная конструкция, которую применяют при монтировках промышленных катадиоптрических телескопов. Из-за расположения окуляра такая монтировка очень удобна для рефлекторов системы Ньютона. Другая разновидность монтировки — немецкая конструкция — наиболее часто применяется для рефракторов и рефлекторов системы Кассегрена, так как в этом случае удобно расположена окулярная часть. Довольно часто такая монтировка используется в рефлекторах системы Ньютона, выпускаемых для широкой продажи.

В качестве опоры телескопов часто используют треноги, особенно это относится к небольшим телескопам-рефракторам как с азимутальной, так и с экваториальной монтировкой. Благодаря своей портативности треноги нашли широкое применение, прежде всего для крупных катадиоптрических телескопов с апертурой 150-200 мм; при этом сочетаются портативность и достаточная устойчивость установки. Если после каждого наблюдения вам приходится убирать треногу, то отмечайте на земле положение ее ног, чтобы при последующих наблюдениях можно было бы быстро установить телескоп в нужное положение.

В Северном полушарии портативный телескоп легко сориентировать по Полярной звезде с точностью, достаточной для проведения различных визуальных и некоторых фотографических наблюдений. С этой целью наведите искатель на Полярную звезду, закрепите положение телескопа по склонению, а затем, перемещая его вперед-назад по прямому восхождению. Регулируя положение осей телескопа, добейтесь, чтобы звезда все время находилась в пределах 1° от центра поля зрения искателя.

В Южном полушарии процедура установки телескопа значительно сложнее, так как вблизи Южного полюса мира нет яркой звезды; в качестве ориентира здесь может служить слабая звезда (примерно пятой величины) δ Октанта, которая также находится в пределах 1° от полюса.

При фотографировании с большими экспозициями требуются более точные методы юстировки телескопа. Условия и качество наблюдений значительно улучшаются, если телескоп установить на неподвижную стационарную опору. Это относится не только к крупным телескопам, для которых она просто необходима, но и к таким портативным, как телескопы системы Шмидта, Кассегрена и Максутова. Подобной опорой может служить металлический или бетонный столб. Его высота должна соответствовать типу телескопа с учетом всевозможных положений окулярной части при различных условиях наблюдений. Особенно важно, чтобы любая постоянная опора позволяла регулировать расположение телескопа по высоте и азимуту, а также устанавливать ось в направлении полюса мира. Часто проводить такую регулировку довольно трудно. Если телескоп приходится снимать и хранить в другом месте, фиксируйте с помощью специальной пластины его положение на вершине столба, чтобы при последующих наблюдениях не нужно было бы тратить много времени на установку и юстировку телескопа.

Рис. 38. Экваториальная установка, на которой укреплены две фотокамеры с апертурами 230 мм (9 дюймов) и 150 мм (6 дюймов) [фокальные отношения соответственно f/4 и f/6,3] вместе с гидирующими 75-миллиметровым (3 дюйма) рефрактором и 150-миллиметровым рефлектором.

Механизмы привода телескопов

Проведение наблюдений значительно упрощается и становится более удобным, если вы имеете возможность вращать телескоп вокруг каждой из осей установки, даже если вращение приходится осуществлять вручную. Окончательное наведение на объект достигается путем слежения за ним в окуляр телескопа. В экваториальной установке слежение значительно упрощается, поскольку можно компенсировать суточное вращение небесной сферы вращением телескопа в ту же сторону вокруг полярной оси со скоростью вращения небесной сферы. В настоящее время для приведения телескопа в движение используют главным образом электрические приводы, причем не только в стационарных установках, но и в портативных переносных телескопах. В целях безопасности приводы питаются током низкого напряжения (12-24 В). При хорошей балансировке для приведения в движение даже крупного телескопа требуется небольшая мощность, поэтому в качестве источника тока довольно часто применяют автомобильные аккумуляторы. При работе от сети необходимо использовать хорошо изолированный трансформатор.

Рис. 39. Немецкая установка — наиболее распространенный способ монтировки телескопов; особенно удобен для небольших рефлекторов (типа показанного здесь), рефракторов и катадиоптрических телескопов.

Рис. 40. Длиннофокусный рефлектор с зеркалом диаметром 100 мм (фокальное отношение f/15), специально изготовленный для наблюдений Луны с большим увеличением.

Рис. 41. Фотография шарового скопления со Центавра, полученная с длительной экспозицией. При таких экспозициях значительно повышаются требования к точности системы наведения и сопровождения телескопов.

Многие приводы позволяют менять скорость вращения, что особенно важно при гидировании телескопа, при фотографировании с длительными экспозициями или наблюдениях Солнца и Луны, которые вследствие собственного движения перемещаются с меньшей скоростью, чем скорость суточного вращения небесной сферы. Фотографирование облегчается, если ось склонения снабжена приводом, позволяющим корректировать положение изображения объекта при его гидировании.

Искатели

Большинство телескопов имеет малое поле зрения, и даже при наличии разделенных проградуированных кругов, позволяющих наводить установку на объект по координатам, для наведения требуется соосный искатель с широким полем зрения. Диаметр объектива и увеличение такого искателя, как и у биноклей, не столь существенны, хотя предпочтительнее, чтобы диаметр был 40-50 мм. Увеличение и размер поля зрения искателей примерно такие же, как у биноклей. Эти характеристики измеряются одним и тем же способом. При настройке искателя старайтесь ориентировать его поле зрения так же, как у самого телескопа.

Для удобства наведения в рефлекторах нередко используют искатели с треугольными и пятиугольными призмами, меняющие ход лучей в направлении, перпендикулярном оптической оси телескопа. В этих искателях изображение прямое. Обычные призмы меняют ориентацию поля зрения в зависимости от положения телескопа, что создает определенные затруднения при поисках слабых объектов в областях с высокой плотностью звезд.

Для определения центра поля зрения все искатели снабжены крестом, состоящим из одинарных или двойных нитей. Следует предусмотреть возможность корректировки соосности телескопа и искателя. Если телескопом пользуются несколько наблюдателей, неплохо было бы снабдить его простым фокусирующим устройством.

Рекомендуем сделать для искателя такие же пылезащитные крышки, как и для телескопа, а при наблюдениях Солнца искатель следует закрывать темным, хорошо подогнанным светофильтром.

Окуляры

Окуляры предназначены для увеличения первичного изображения, которое строится объективом в фокальной плоскости. В зависимости от светосилы и размеров поля зрения телескопа рекомендуется применять окуляры различных конструкций.

Рис. 42. Телескоп системы Ньютона с объективом диаметром 150 мм (6 дюймов), установленный на монтировке Добсона, снабжен хорошим искателем, диаметр объектива которого равен 50 мм (2 дюйма).

Рис. 43. Для наведения на слабые объекты, особенно на галактики (показана галактика М 81 в созвездии Большая Медведица) требуется высокая степень соосности искателя с основным телескопом.

Для короткофокусных светосильных рефлекторов системы Ньютона, создающих большие аберрации, нужны более сложные окуляры, которые могли бы уменьшить искажения изображений. Требования к окулярам для рефракторов, рефлекторов системы Кассегрена и катадиоптрических телескопов менее строги. В телескопах с широким полем зрения часто используют окуляры Эрфла и Кёнига. При малых увеличениях (в телескопах различных типов) можно довольствоваться менее сложными (и потому более дешевыми) окуляром Рамсдена и его разновидностью — хроматическим окуляром Рамсдена, который нередко путают с несколько иным по конструкции окуляром Кельнера. Окуляры более сложной конструкции, например ортоскопический окуляр и окуляр Плёсла, создают качественное изображение в телескопах, фокусные расстояния которых меняются в широких пределах; эти окуляры также более удобны для тех, кто носит очки. Как обычно, для уменьшения потерь света и достижения максимальной контрастности линзы окуляра следует покрывать просветляющей пленкой.

Увеличение телескопов и окуляров

Основная характеристика окуляра — фокусное расстояние; поделив фокусное расстояние объектива на фокусное расстояние окуляра, можно определить увеличение телескопа. Например, если фокусное расстояние окуляра равно 25 мм, а объектива — 1 м, то увеличение телескопа — 40 раз.

Нередко значения фокусных расстояний окуляров (и телескопов), указанные на их корпусах, слегка отличаются от реальных, поэтому увеличение телескопа лучше измерять самим. Для этого направьте телескоп на равномерно освещенную поверхность, например на небо, и возможно точнее определите диаметр d светящегося изображения выходного зрачка. Чтобы получить увеличение, поделите диаметр линзы объектива (или первичного зеркала телескопа) на диаметр выходного зрачка. Этот сравнительно простой метод позволяет довольно точно определить увеличение телескопа.

Нетрудно вычислить и поле зрения телескопа. Приближенно оно равно 30°, деленным на увеличение окуляра, но это значение несколько варьируется в зависимости от типа окуляра. На практике диаметр поля зрения телескопа можно определить по времени, в течение которого изображение звезды пересекает поле зрения неподвижного телескопа. Это время, выраженное в угловых единицах (см. таблицу на с. 27), указывает размер поля зрения телескопа. Для таких измерений следует выбирать звезду, находящуюся возможно ближе к небесному экватору, например 6 Ориона. При использовании биноклей и искателей с широким полем зрения эта процедура занимает немного времени, к тому же при работе с такими приборами редко возникает необходимость в точном знании размера их поля зрения. Для его оценки рекомендуется одновременное наблюдение двух звезд, угловое расстояние между которыми известно. Это могут быть две звезды, расположенные на экваторе, две звезды с одинаковыми прямыми восхождениями и разными склонениями либо скопления звезд, в которых хорошо известны положения ярких звезд — идеальным в этом отношении является скопление Плеяды.

Рис. 44. Увеличения, которые обычно применяют при наблюдении Луны: прямое изображение Луны в бинокль с 7-кратным увеличением (вверху); перевернутое изображение, полученное при увеличении в 35 (внизу слева) и 105 раз (внизу справа).

Целесообразно записать значения увеличений и размеров поля зрения вашего телескопа при использовании различных окуляров; эти записи особенно пригодятся, когда вы попытаетесь обнаружить слабые небесные объекты. Не менее полезны также зарисовки в масштабе поля зрения бинокля или искателя; эти рисунки делают на кальке или прозрачной пленке, которые затем можно прикладывать к построенным вами звездным картам.

Выбор увеличения. Как уже отмечалось в разделе, посвященном биноклям, минимальное полезное увеличение достигается, когда выходной зрачок телескопа равен по размеру расширенному зрачку глаза (он составляет около 8 мм). Поэтому при наблюдениях в телескоп с объективом диаметром 150 мм минимальное необходимое увеличение должно равняться 150:8 = 18,75. На практике допустимо большое увеличение, за исключением очень специфических наблюдений, например поиска комет и новых звезд.

Рис. 45. Поле зрения бинокля и телескопа при обычных увеличениях. Телескоп строит увеличенное перевернутое изображение, которое в зависимости от размера апертуры позволяет увидеть довольно слабые звезды.

Выбор того или иного окуляра зависит от требований к величине поля зрения. Начинающие астрономы-любители стремятся проводить наблюдения при максимально возможном увеличении, но, как показывает опыт, это редко способствует улучшению разрешения: далеко не всегда большее увеличение позволяет увидеть больше деталей. К тому же изображения протяженных объектов, подобных планетам или туманностям, при больших увеличениях становятся более слабыми, поскольку одно и то же количество света распределяется по большей поверхности. Как утверждает теория, изображение звезды в хороший телескоп представляет собой точку независимо от увеличения, однако на практике это не всегда так. При некоторых видах наблюдений желательно возможно большее увеличение: так, при наблюдениях переменных звезд большое увеличение ослабляет яркость мешающего фона неба и расширяет плотные звездные поля.

Рис. 46. При наблюдениях планет существенную роль играет увеличение. Дальнейшее повышение увеличения данного изображения Юпитера не приведет к улучшению разрешения деталей поверхности планеты.

Довольно точную оценку нормального увеличения телескопа дает диаметр объектива, выраженный в миллиметрах; предельно допустимое увеличение вдвое больше этой величины. Временами, когда условия видимости исключительно благоприятны, можно работать и с несколько большим увеличением. Для рефлектора с D = 150 мм и f/6 и рефрактора с D = 75 мм и f/12 (при фокусном расстоянии обоих 900 мм) целесообразно использовать окуляры с фокусными расстояниями 25 (или 24), 18 12 и 6 мм, которые обеспечивают увеличение соответственно в 36, 50, 75 и 150 раз. В зависимости от типа эти телескопы должны иметь поле зрения около 50', 36', 24' и 12' соответственно.

Приспособления к окуляру

Рассеивающая линза Барлоу увеличивает фокусное расстояние объектива, что позволяет вынести фокус телескопа на расстояние, удобное для установки фотокамеры, кроме того, эта линза позволяет расширить диапазон применений некоторых окуляров. Однако ее применение не повышает максимально допустимого (для данного телескопа) увеличения; к тому же, несмотря на использование просветляющих покрытий, линза Барлоу увеличивает общие потери света в телескопе. При покупке линзы убедитесь, что она действительно расширяет возможности ваших окуляров, а не просто дублирует уже имеющееся увеличение телескопа.

Фокальный уменьшитель (или, как его иногда называют, телекомпрессор) в отличие от линзы Барлоу укорачивает фокус телескопа. Его применение значительно расширилось с введением в практику астрономических наблюдений катадиоптрических телескопов. Благодаря этому приспособлению возрастает эффективная светосила телескопа (уменьшается эффективное фокальное отношение), что существенно ускоряет фотографические наблюдения.

При наблюдениях высоко расположенных небесных тел иногда бывает неудобно подобраться к окуляру таких телескопов, как рефракторы и рефлекторы системы Шмидта-Кассегрена. В этих случаях целесообразно использовать прямоугольную призму (окуляр, снабженный такой призмой, называется зенитным), изменяющую направление светового пучка на 90°, правда, при этом изображение переворачивается, что очень неудобно при наблюдении и вызывает различные трудности, в частности при зарисовках. От этого недостатка избавлена пятиугольная призма, хотя ее применение еще более увеличивает световые потери. Существует много других приспособлений, расширяющих возможности телескопов, но не все из них можно рекомендовать для использования при наблюдениях, поскольку в отличие от окуляра или прямоугольной призмы их следует располагать ближе к объективу.

 

Обсерватории

Хранить телескоп, смонтированный на постоянной установке, можно в небольшом сарае с раздвижной или снимающейся крышей. Однако настоящая обсерватория не только укрывает телескоп от ветра, но и предохраняет его от вибраций, а наблюдателя защищает от холода. Обсерватория позволяет в той или иной мере воспрепятствовать проникновению постороннего света и уменьшить проблемы, связанные с выпадением росы. Поскольку в обсерватории все находится под рукой и нет необходимости переносить оборудование с места на место, вы получите возможность больше времени отдать непосредственно наблюдениям.

Простейшие обсерватории имеют крыши, которые либо поднимаются, либо складываются и сдвигаются в сторону, но куполообразная крыша (не обязательно в форме полусферы) лучше защищает телескоп от ветра и света. Правда, такая крыша должна вращаться по азимуту и поэтому ее конструкция гораздо сложнее: так, ее следует снабдить раздвижными створками, которые защищали бы телескоп от непогоды, но легко раскрывались бы при наблюдениях. Перед началом наблюдений обсерваторию необходимо заблаговременно открыть, чтобы температуры внутри и снаружи успели сравняться. Это ослабляет воздушные потоки вблизи телескопа, которые, как мы уже говорили, могут существенно ухудшать видимость.

Рис. 47. Хотя сферический купол труден в изготовлении, он обеспечивает наилучшую защиту как для телескопа, так и для наблюдателя.

Чтобы вы могли хорошо ориентироваться в темноте, обсерватория не должна быть захламленной внутри, а для этого требуется все четко распределить по своим местам, в частности отвести специальное место для дополнительного оборудования и установить столик для звездных карт, справочников, журналов и других пособий. В каждой обсерватории должны быть часы (показывающие всемирное время) и на случай необходимости предусмотрено тусклое красное освещение.

 

Звёздные карты

Никакой астроном не может обойтись без подробных звездных карт, особенно при поиске слабых объектов. Необходимый вам набор звездных карт зависит от характера проводимых наблюдений и мощности вашего телескопа или бинокля. Чем слабее звезды, тем больше их число на небе, причем этот рост стремителен. Поэтому, чтобы не возникало путаницы и вы могли различать отдельные звезды, запаситесь подробными картами звездного неба; но чем подробнее эти карты, тем большее число их вам понадобится. Так как построение таких карт — дело довольно трудное и кропотливое, нет полной уверенности, что все слабые звезды нанесены на ту или иную карту. Так что любая карта (или атлас) далеко не совершенна.

Поэтому, планируя наблюдения самых слабых объектов, имейте в виду, что на вашей карте они могут отсутствовать. Звезды на картах и в атласах изображают либо белыми точками на черном фоне неба, либо черными — на белом. Каждый из типов карт имеет свои преимущества. Карты первого типа особенно удобны при поисках в телескоп очень слабых объектов, поскольку при отождествлении звезд на карте и на небе белый фон даже в условиях очень тусклого красного освещения несколько ослабляет адаптацию глаз к темноте. Такие карты иногда особенно полезны для начинающих, так как дают более реальную картину распределения звезд на темном фоне неба, тем самым уменьшая путаницу при отождествлении объектов. Однако на большинстве карт изображены черные звезды на белом фоне; существенное преимущество этих карт заключается в возможности нанесения на них любых других интересующих вас объектов. Многие атласы печатаются в обоих вариантах.

На звездных картах, представленных в нашей книге, показаны все звезды до пятой величины (5m); ими удобно пользоваться при наблюдениях невооруженным глазом, когда предельная звездная величина доступных наблюдению объектов при благоприятных условиях равна 6m. (В средние бинокли можно увидеть почти в 40 раз больше звезд, чем невооруженным глазом.) Звездные карты, используемые при наблюдениях в телескопы и бинокли, значительно богаче деталями; обычно они представляют ограниченные участки неба в окрестностях наиболее интересных объектов. Например, для поиска слабых переменных звезд целесообразно использовать несколько карт, позволяющих последовательными шагами найти искомую переменную.

Рис. 48. Млечный Путь вблизи Денеба (α Лебедя).

Для обозначения звезд и других небесных тел на картах и в каталогах наряду с греческими и латинскими буквами, введенными Байером, используют и другие символы. Так, для обозначения самых слабых звезд, различимых невооруженным глазом, используются числа Флемстида, для обозначений некоторых скоплений звезд, туманностей и галактик — нумерация по каталогу Мессье, а для переменных звезд применяют одиночные и двойные заглавные латинские буквы, начиная с буквы R.

Небесные координаты

О способах нахождения созвездий мы уже говорили (с. 40-57). Самый же простой метод поиска небесного объекта основан на сличении наблюдаемой картины неба со звездной картой участка неба в окрестности данного объекта. Этот метод довольно прост и эффективен; особенно часто к нему прибегают опытные наблюдатели, хорошо знакомые со звездным небом. Для определения точного положения небесного тела среди звезд используют экваториальную систему небесных координат. В ней положение объекта определяется прямым восхождением и склонением (их обычно обозначают α и δ соответственно) — координатами, аналогичными долготе и широте, которые характеризуют местоположение на поверхности Земли.

Прямое восхождение измеряется в восточном направлении вдоль небесного экватора в единицах времени: часах, минутах и секундах. Началом отсчета прямого восхождения служит точка весеннего равноденствия, в которой Солнце (при своем годовом движении по эклиптике) пересекает небесный экватор, переходя из Южного полушария в Северное. Эта точка, обозначаемая знаком созвездия Овен (Y), играет такую же важную роль при составлении звездных карт, как Гринвичский нулевой меридиан при составлении географических карт. Склонение измеряется в угловых единицах; градусах, минутах и секундах дуги. К северу от небесного экватора оно положительно, к югу — отрицательно. Поэтому небесные экваториальные координаты изменяются в пределах 0Ч-24Ч (= ОЧ) по прямому восхождению и от +90 до -90° по склонению.

Координаты небесных тел можно легко установить по звездным картам или выписать из каталога, где они приводятся вместе с названием объекта. Например:

Сириус

α 06Ч 24М

δ -16° 42'

Галактика Андромеда

α 00Ч 43М

δ +41° 16'

Во многих исследованиях можно считать, что прямое восхождение и склонение звезд не изменяются. Однако в действительности из-за гравитационного взаимодействия Земли с Луной и Солнцем земная ось медленно перемещается среди звезд, вследствие чего положение точки весеннего равноденствия медленно изменяется; это явление получило название прецессии. Около двух тысяч лет назад точка весеннего равноденствия находилась в созвездии Овен и поэтому её стали обозначать знаком Овна Y. К настоящему времени эта точка переместилась в созвездие Рыбы. Из-за прецессии медленно меняются экваториальные координаты звезд, и, чтобы избежать связанной с этим путаницы, карты составляют на определенные даты, например на начала 1900, 1950 или 2000 гг. Такая дата называется эпохой календаря или карты и обычно указывается в скобках после координат небесных тел. Например, если написано, что для а Центавра α = 14Ч 39,6М, δ = -60° 50' (2000), то это означает, что приведённые координаты звезды относятся к эпохе 2000 г. Для визуальных наблюдений различия в координатах звезд в эпохи 1950 и 2000 гг. незначительны, поэтому вполне можно пользоваться более старыми картами и атласами. Однако вследствие прецессии изменяется положение полюса мира, и при фотографировании с длительной экспозицией эти изменения следует учитывать при установке телескопа.

Таблица №6

Обозначения небесных тел в каталогах

Прямое восхождение светила, находящегося в определенный момент времени на меридиане места наблюдения, равно местному звездному времени. Часто требуется знать часовой угол светила, который равен разности между звездным временем и его прямым восхождением. По определению часовой угол измеряется в единицах времени от небесного меридиана вдоль экватора в западном направлении. Часовой угол светила возрастает со временем в тех случаях, когда при расчетах этот угол оказывается отрицательным; чтобы получить его правильное значение, следует к полученному результату прибавить 24 ч. В литературе встречаются обозначения, когда часовой угол отсчитывается либо к западу, либо к востоку от меридиана.

Рис. 49. Прямое восхождение а отсчитывается в восточном направлении вдоль небесного экватора от точки весеннего равноденствия Т. Склонение δ отсчитывается к северу или к югу от экватора.

 

Поиск объектов при наблюдениях в бинокли и телескопы

При сравнении звездных карт с реально наблюдаемым небом иногда возникают трудности при поисках того или иного небесного тела. Это в значительной степени обусловлено отличием масштабов наблюдаемой картины неба от изображений на картах, а также тем, что в бинокли и телескопы видно несравненно больше звезд, чем показано на картах. В зависимости от инструмента, используемого для наблюдений, следует заранее подобрать соответствующую карту звездного неба. Так, при наблюдениях в бинокль нужна карта, ориентированная севером вверх, а при исследованиях с помощью телескопа — карта, на которой вверху расположен юг. Вообще говоря, работа с перевернутым изображением не вызывает особых трудностей. Значительные сложности возникают при наблюдениях через зенитную призму, так как она строит перевернутое зеркальное изображение. В этом случае вид неба приходится сравнивать с картой, рассматриваемой на просвет с обратной стороны. Старайтесь не пользоваться зенитным окуляром, особенно в искателях, пока не привыкнете к масштабам поля зрения телескопа и искателя.

Рис. 50. В методе «звездных скачков» (вверху) расположение ярких звезд служит ориентиром для поиска более слабых звезд и в конечном счете для обнаружения искомого объекта. Если известен размер поля зрения телескопа, то его можно использовать для обнаружения слабого объекта, перемещая поле зрения соответствующее число раз в направлении искомого объекта (в центре). Другой полезный способ поиска объектов — перемещение по прямому восхождению от яркого объекта А или по склонению от В, либо по обеим координатам от объекта С (внизу). Учитывая, что изображение в телескопе перевернуто, шаровое скопление, показанное на рисунке, находится к востоку от звезды А, прямо к югу от В и к северу перед звездой С. Координаты звезд А, В и С известны.

При наблюдениях в телескоп довольно часто удается обнаружить вблизи искомого объекта характерную группу ярких звезд, отождествление которой с изображением на карте существенно облегчает поиск. Если возникли трудности при наблюдениях в телескоп, например в областях с высокой плотностью звезд вблизи Млечного Пути, то полезно сначала отождествить яркие звезды, лежащие по соседству с искомым объектом, с помощью бинокля, а затем уже найти их в искатель телескопа. Отождествлению звезд весьма помогают зарисовки картины, видимой в телескоп.

Если в окрестностях искомого слабого объекта нет заметных ярких звезд, которые могли бы служить ориентиром, то объект следует искать по его координатам. Эта задача значительно упрощается, если телескоп снабжен разделенными координатными кругами (о них речь пойдет ниже), с помощью которых осуществляется наведение на объект по координатам. Иногда для поиска светила удобнее воспользоваться разностью между его координатами и координатами яркой звезды. Эту разность нетрудно заранее рассчитать по координатам интересующих нас объектов, которые приводятся в каталогах и на картах; при этом не забывайте разность прямых восхождений переводить в угловые единицы. Наведя телескоп на яркую звезду, переместите его затем в нужном направлении на величину разности координат, используя для отсчета угловой диаметр поля зрения телескопа. Такой метод поиска и наведения на небесное тело годится при любых установках телескопов, но наиболее удобен при экваториальной установке. Выберите яркую звезду с тем же прямым Восхождением или склонением, что и искомый объект. Если у них одинаковы прямые восхождения, то наведите телескоп на яркую звезду, закрепите ось прямого восхождения, а затем перемещайте его в нужном направлении по склонению на угол, равный разности склонений. При совпадении склонений закрепите ось склонении и далее перемещайте телескоп по прямому восхождению на величину, равную разности прямых восхождений искомого объекта и звезды-ориентира. Если все же остаются сомнения в правильности наведения телескопа, попытайтесь сделать следующее. Найдите какую-нибудь звезду с тем же склонением, что и искомый объект, но расположенную несколько впереди него. Закрепив затем обе оси телескопа, ждите, когда вследствие суточного вращения Земли искомый объект попадет в поле зрения телескопа. (Такую операцию можно осуществить и при азимутальной монтировке телескопа, но только в том случае, если искомый объект находится на меридиане.)

Разделенные круги

Если установка должным образом сориентирована на Полюс мира, то для наведения телескопа на любой объект можно использовать проградуированные разделенные круги. Эти круги должны быть по возможности больших размеров и тщательно изготовлены. Круг склонения диаметром 150 мм должен иметь шкалу градусов, причем желательно, чтобы каждый градус был разделен на 30'. Аналогичный круг прямого восхождения должен быть проградуирован в часах, а каждый час разделен на интервалы в 2 мин. Круг необходимо снабдить указателем для отсчета. Градусное разбиение круга склонения позволяет определять склонение искомого светила либо непосредственно, либо с помощью разности склонений яркого и искомого объектов. По известной разности прямых восхождений яркого светила и искомого объекта нетрудно наводить телескоп по прямому восхождению. В этом случае разделенный круг используется как обычный угломерный инструмент.

Непосредственное наведение телескопа по прямому восхождению связано с определенными трудностями, так как требует знания звездного времени и зависит от того, закреплен ли круг прямого восхождения. Если круг прямого восхождения фиксирован, отсчету 0Ч соответствует направление телескопа на юг. В этом случае, рассчитав часовой угол искомого светила, поверните телескоп на величину этого угла по кругу прямого восхождения. Если круг прямого восхождения не закреплен, то вначале наведите телескоп на яркую звезду с известными координатами, после чего поворачивайте круг прямого восхождения до тех пор, пока указатель не покажет значение прямого восхождения звезды-ориентира; тогда, закрепив его, поворачивайте телескоп, пока указатель не покажет прямое восхождение искомого объекта. Такой способ наведения по прямому восхождению удобен для небольших телескопов. В некоторых более сложных установках телескопов предусматривается перемещение круга прямого восхождения вслед за звездой, т. е. указатель все время показывает ее прямое восхождение.

 

Время

Время, которым мы пользуемся в повседневной жизни, называется средним солнечным временем. Оно основано на средней продолжительности солнечных суток. Истинная продолжительность солнечных суток меняется на протяжении года; это обусловлено неравномерностью движения Земли вокруг Солнца и тем, что длина солнечных суток определяется изменением прямого восхождения Солнца, отсчитываемого вдоль экватора, а Солнце движется по эклиптике. Поправку, которую нужно прибавить к среднему солнечному времени, чтобы получить истинное солнечное время, называют уравнением времени.

Среднее солнечное время в данном пункте называют местным временем; оно меняется в зависимости от долготы. Во избежание трудностей с использованием местного времени весь земной шар был разделен на 24 часовых пояса, и в пределах каждого часового пояса установлено единое поясное время, соответствующее положению центрального меридиана данного пояса. Во многих странах вводится летнее время (в СССР наряду с декретным временем, которое на 1 ч опережает поясное, летом используют летнее время, на 1 ч опережающее декретное. — Перев.).

Рис. 51. Часовые пояса, на которые разбита поверхность Земли, могут использоваться для расчетов всемирного времени (UT) по местному (зимнему) времени (Тλ) наблюдателя.

В астрономических справочниках и календарях, а также при проведении наблюдений используют всемирное время (Universal Time, UT) или, как его еще называют, среднее гринвичское время-среднее солнечное время нулевого меридиана, за который принят меридиан, проходящий через Гринвичскую обсерваторию в Англии. Оно из меняется от 0 ч до 24 ч и отсчитывается от полночи. Так как всемирное время одинаково для всех точек Земли, его использование исключает всякую путаницу во времени. Каждая настоящая обсерватория (и каждый уважающий себя наблюдатель) имеет часы, показывающие всемирное время. Существуют таблицы, позволяющие перейти от обычного местного времени к всемирному.

Звездное, или сидерическое, время представляет собой другую систему отсчета времени, основанную на продолжительности звездных суток — времени между двумя последовательными прохождениями звезды через одну и ту же точку меридиана. Звездные сутки примерно на 3 мин 56 с короче средних солнечных. Звездные сутки, начинающиеся в момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия, как и солнечные сутки, разделены на 24 звездных часа. Местное звездное время определяется прямым, восхождением небесного меридиана (часовым углом точки весеннего равноденствия. — Перев.). Если мысленно представить себе окружность с центром в Полюсе мира в виде циферблата часов, разделенного на 24 ч в соответствии с прямым восхождением, то небесный меридиан, являясь «стрелкой» этих часов, укажет с достаточной точностью значение звездного времени в момент наблюдений. Но, разумеется, лучше измерить звездное время точно. Для этого необходимо пронаблюдать кульминации звезды с известным прямым восхождением — тогда звездное время будет равно прямому восхождению этой звезды в момент ее верхней кульминации. Точность такого способа определения звездного времени вполне достаточна для поиска и наведения телескопа на небесные тела в течение ночи.

Для определения местного звездного времени можно использовать часы, которые «спешат» примерно на 4 мин каждые сутки. В отличие от электрических обычные механические часы нетрудно отрегулировать для этих целей. В большинстве ежегодников указано звездное гринвичское время, т.е. время полночи по Гринвичу (0Ч UT).

Разность между местным и всемирным временем равна долготе данного места наблюдений, выраженной в часовой мере (см. таблицу на с. 27); долгота определяет также с достаточной точностью разность между звездным временем и звездным временем по Гринвичу.

Даты

Во избежание путаницы в астрономии принят единый способ записи даты наблюдения или наступления того или иного явления: принято записывать год, месяц (название месяца, а не его числовое обозначение), день, час, минуты и секунды по всемирному времени. Например, дата наступления середины лунного затмения записывается так: 1985, май 4, 19Ч 57М UT (в данном примере отсутствуют секунды). Часто вместо часов, минут и секунд пишут долю суток в виде десятичной дроби с соответствующей точностью. Так, вышеприведенную дату можно записать следующим образом: 1985, май 4,8315. Подобный способ записи даты наблюдений особенно удобен при вычислениях.

Нередко возникает необходимость проследить за тем или иным явлением, имевшим место много лет назад, например за появлением кометы или наступлением максимума блеска переменной звезды. Использование для этих целей обычного гражданского календаря с его високосными годами и месяцами, имеющими разное число дней, не удобно. По этой причине астрономы для регистрации явлений часто используют юлианские дни (JD), т.е. дни по Юлианскому календарю. Особенно часто выражают время в юлианских днях наблюдатели переменных звезд, так как это весьма облегчает построение кривой изменения блеска переменной звезды. За начало отсчета в Юлианском календаре принято 1 января 4713 г. до н.э.; это столь давняя дата, что мы не располагаем никакими сведениями о наблюдениях, проводившихся ранее. Юлианские сутки в отличие от обычных начинаются в 12Ч 00М UT. Например, юлианский день 2 446 067,0 начался 1 января 1985 г. в 12Ч 00М UT, а полное лунное затмение, наступившее в 10Ч 57М 4 мая 1985 г., соответствует 2446190,33125 JD. Таблицы юлианских дней часто начинаются с 0-го дня месяца, что на первый взгляд кажется довольно странным; тем не менее это существенно облегчает расчеты, поскольку для указания времени наблюдений, начатых после 12Ч 00М UT, следует просто прибавить дату месяца. Иногда достаточно ограничиться несколькими последними значащими цифрами в числе юлианских дней, чтобы избежать путаницы.

 

Проведение детальных наблюдений

Астроном-наблюдатель, пусть даже начинающий, должен не только внимательно и подробно записывать результаты наблюдений, но и бережно хранить их. Помните, что ваши наблюдения могут оказаться уникальными, и не исключено, что даже простой набросок или какие-то детали, подмеченные вами, принесут ценную научную информацию, которой не располагает никто другой. Поэтому всем наблюдателям рекомендуется сообщить о своих результатах в местную или международную организацию любителей астрономии.

Новички обычно считают, что их наблюдения не могут представлять интереса. Это заблуждение. Совсем нетрудно провести хорошие наблюдения — нужно просто приобрести определенные практические навыки. Научитесь возможно быстрее проводить «числовые наблюдения»: снимать показания часов, оценивать блеск звезд и т.д. Очень полезно также приобрести изобразительные навыки, которые понадобятся вам, например, при зарисовках планет. Как показывает практика, порой наблюдения новичков ничем не уступают исследованиям опытных наблюдателей. Так, некоторые самые первые оценки блеска переменных, сделанные начинающими, по точности не уступали результатам опытных наблюдателей с многолетним стажем — только начинающему потребовалось для этой работы больше времени, да и не хватало уверенности в своих результатах.

Рис. 52. Зарисовка Венеры (1977, февраль 13, 16Ч 55М UT), сделанная Ричардом Маккимом при наблюдении в рефлектор (диаметр зеркала 216 мм, увеличение 232 раза). Условия видимости II, прозрачность атмосферы хорошая.

Как хранить результаты наблюдений

Прежде всего следует завести журнал (или несколько — на каждый тип наблюдений) и пронумеровать его страницы. Полезно также иметь под рукой отдельные листы бумаги, чтобы оперативно снять копию с результатов наиболее ценных наблюдений. Для каждого наблюдения необходимо записывать дату, время, условие видимости, а также указывать, какое использовалось оборудование и его характеристики (телескоп, его увеличение и т.д.). Согласно принятому в мировой практике соглашению, дата и время наблюдения записываются в «убывающем порядке»: год, название месяца, день и всемирное время (UT). (Если по какой-то причине вам приходится использовать местное время — поясное, декретное или летнее, — непременно укажите это в журнале наблюдений.) Если наблюдения происходят до и после полуночи, то во избежание путаницы необходимо привести двойную дату (например: 1985, авг. 12/13).

Все замеченные детали следует вносить в журнал вовремя. Часто, находясь под впечатлением своих (или чужих) наблюдений, вы хотите как-то связать их с тем, что наблюдаете в данный момент, — попытайтесь избавиться от этой привычки. Разумеется, это нелегко. Например, перед вами зарисовки вчерашней картины распределения пятен на Солнце, и вы хотите увидеть то же самое сегодня. Не поддавайтесь искушению — зарисовывайте и записывайте в журнал только то, что наблюдаете в действительности, а не то, что, по вашему мнению, должно быть. Никогда не исправляйте то, что вам кажется ошибочным или не согласующимся с результатами других наблюдателей. Помните, что ошибаются даже опытнейшие наблюдатели и различия между наблюдателями неизбежны. Исправленные результаты наблюдений скорее вредны, чем бесполезны. Если вы в самом деле ошиблись, отметьте в журнале (копиях), чтобы ни себя, ни другого не вводить в заблуждение.

Рис. 53. Венера вблизи нижнего соединения (1982, январь 22, 14Ч 00М UT). Рисунок Р. Маккима (диаметр зеркала телескопа 200 мм, увеличение 110, условия видимости IV, прозрачность очень хорошая; ср. рис. 24).

Другой важный момент, на который хотелось бы обратить внимание, —продолжительность наблюдений. Никогда не торопитесь, даже если видите, что другие за то же время успевают сделать больше. Ведь иногда одно наблюдение стоит многих. (Конечно, иные наблюдения нужно производить быстро, но это уже другой вопрос.)

 

Как делать зарисовки

Приступая к наблюдениям, вы, естественно, размышляете: с чего начинать? Начинайте с зарисовок, даже если не собираетесь наблюдать планету и другие протяженные объекты. Например, если вы по какой-то причине не обнаружили в «положенном» месте галактику, сделайте в журнале небольшой набросок ее окрестностей. Это поможет вам убедиться, что вы обследуете нужный участок звездного неба и значительно облегчит дальнейший поиск интересующей вас галактики. Аналогичным образом рекомендуется поступить при поисках и наблюдениях спутников планет, астероидов и других подобных объектов. В любом случае зарисовка требует от наблюдателя концентрации внимания на объекте, что позволяет увидеть на нем значительно больше деталей.

Подробные зарисовки требуют сосредоточенности и терпения, поэтому лучше начинать с объектов, не богатых деталями. Хорошую практику дают зарисовки Луны при наблюдении невооруженным глазом или планет при наблюдениях в небольшие телескопы, поскольку изобилие деталей, видимых в большие телескопы, затрудняет зарисовку. Зарисовки дисков планет и Луны лучше производить в стандартных масштабах, а при изображении отдельных деталей лунной поверхности не стоит стремиться к слишком большим размерам: достаточно ограничиться площадью диаметром 100-150 мм. Не пытайтесь зарисовать слишком много за одно наблюдение.

Для зарисовок необходимо иметь планшет или доску с зажимом для бумаги, несколько листов хорошей бумаги для рисования, мягкие карандаши (типа 2М и 4М), ластик и кусочки промокательной бумаги, свернутой в узкие конусы, — для растушевки. При зарисовках Марса, Юпитера и Сатурна пригодятся цветные карандаши. Если вы пользуетесь не карандашом, а чернилами, что необходимо, например, при зарисовках лунной поверхности, то вместо обычной бумаги для рисования лучше использовать более плотную — ватман или картон.

Рис. 54. Последовательные стадии зарисовок кратера Посидоний, сделанных Дж. Д. Гринвудом. Набросок кратера (слева) с численными оценками интенсивностей деталей помогают при его дальнейших зарисовках (ср. рис. 99). Начиная с самых плотных темных деталей, постепенно с помощью карандаша и ластика выделяют более тонкие черты рельефа.

Нестрашно, если первоначальный рисунок, сделанный непосредственно во время наблюдений, окажется грубым и будет содержать информацию только о положении, форме или яркости отдельных деталей. Окончательную доработку рисунка можно сделать позднее, в спокойной обстановке вне обсерватории. При зарисовках первым делом сделайте общий набросок контуров основных деталей, а затем, постепенно уточняя их, добавляйте различные подробности. Растушовку контуров для получения различных оттенков можно сделать, как уже говорилось, промокашкой или пальцем. При изображении Луны новичкам лучше начинать с зарисовок общих контуров кратеров, не пытаясь воспроизводить точный вид очень контрастных деталей поверхности.

Ретуширование темных и ярких деталей можно проводить уже вне обсерватории, однако окончательный рисунок полезно еще раз сравнить с наблюдаемой в телескоп картиной. В зависимости от времени наблюдений (днем или ночью) можно подрисовать темный или голубой фон неба, как, скажем, в случае дневных наблюдении Венеры. Зарисовки чернилами и цветными красками лучше делать на ватмане. Все карандашные рисунки рекомендуется опрыскивать фиксирующим лаком, предохраняющим их от повреждений.

Сделанные рисунки вклейте в журнал наблюдений (во избежание деформации приклеивать их нужно только за один край). При этом еще раз проверьте, чтобы все рисунки, особенно планет и комет, были снабжены подробным описанием условий их получения. Если вы решили заняться изучением планет, то заведите специальный журнал (или по журналу на каждую планету) для зарисовок. Перед началом наблюдений желательно нарисовать удобный по размерам контур планеты. Подробнее о наблюдениях планет мы расскажем далее.

 

Астрономическое фотографирование

Получение хорошего фотографического снимка небесного тела — заветная мечта любого наблюдателя. Заметим, что для этого не обязательно иметь дорогостоящую и сложную фотографическую аппаратуру. (Современные однолинзовые зеркальные аппараты, затвор которых управляется током от батарейки, попросту непригодны для таких целей, поскольку при длительных экспозициях батарейки могут выйти из строя.) При наблюдениях некоторых видов можно использовать обычные фотокамеры без сложной монтировки. Вместе с тем некоторые астрономы-любители убеждены, что для фотографирования слабых объектов, скажем далеких галактик, непременно требуются большие телескопы, специальные фотопленка и оборудование, а также сложная техника обработки фотоматериалов.

Неподвижные фотокамеры

Самую простую фотографию звездного неба можно сделать с помощью неподвижной фотокамеры, например укрепленной на обычной треноге. При этом получаются вытянутые изображения звезд, длина которых зависит от продолжительности экспозиции и удаленности фотографируемого участка неба от Полюса мира. На фотографиях наименьшую длину имеют изображения звезд, расположенных вблизи полюса. Стандартный объектив (диаметром 50 мм) обычного фотоаппарата, рассчитанный на ширину пленки 35 мм, имеет поле зрения примерно 39 х 26°, что позволяет получать снимки отдельных созвездий. На черно-белых или цветных пленках со средней чувствительностью (например, 200 ASA) даже при коротких экспозициях (20-30 с) можно получить изображения почти всех звезд, видимых невооруженным глазом, и вытянутость изображений практически незаметна. Фотографирование звезд — один из самых простых способов проверки качества оптики. Даже при использовании объективов высокого качества на краю поля зрения могут получаться странно вытянутые изображения звезд, если фотографировать с полной апертурой. При меньшей апертуре качество фотографии может улучшиться. Чтобы убедиться в этом, необходимо провести экспериментальное фотографирование, как обычно и поступают астрономы.

Рис. 55. На фотографии созвездия Лебедь вблизи звезды Денеб (α Cyg) видно красноватое свечение туманности Северная Америка.

Рис. 56. Одновременно с фотографированием с помощью телескопа можно осуществлять широкоугольную фотосъемку отдельной фотокамерой, установленной соосно с телескопом.

Рис. 57. На фотографии западного участка неба, полученной при длительной, экспозиции с помощью неподвижной камеры, видно, что звезды, находящиеся вблизи экватора, оставляют прямые следы, а следы звезд, расположенных к полюсам, слегка искривлены.

Время экспозиции определяется также яркостью неба, которая зависит от интенсивности искусственного освещения и света Луны. Если при фотографировании записывать не только выдержку, но и условия экспозиции, то вместе с информацией о дате и времени наблюдения это существенно поможет вам в дальнейшем при выборе оптимальных условий фотографирования.

Одной из серьезных проблем в астрофотографии является сотрясение камер, поэтому при спуске затвора лучше использовать тросик или пневматический спуск. Дрожание однолинзового зеркального фотоаппарата вызывается движением его зеркала. В некоторых аппаратах такого типа предусмотрены устройства, гасящие эти вибрации перед срабатыванием затвора. При отсутствии в аппарате затвора в виде шторок можно воспользоваться листом темной бумаги, черной шляпой или любым другим приспособлением, позволяющим закрывать и открывать объектив на время экспозиции.

Если искатель вашего фотоаппарата не дает возможности увидеть слабые звезды, то можно изготовить из проволоки простое приспособление в форме окружности, диаметр которой равен диаметру объектива фотокамеры. Прикрепите это приспособление к фотоаппарату или его монтировке таким образом, чтобы при наблюдении оно очерчивало поле зрения фотоаппарата. Нужное положение рамки можно подобрать днем по наблюдениям окружающих ярких предметов. Это положение следует отметить, чтобы при ночных наблюдениях рамку можно было легко установить. Рамка не помешает и при фотографировании через подвижную следящую фотокамеру.

Следящие фотокамеры

Для получения точечных изображений звезд необходима своего рода экваториальная установка фотокамеры; довольно часто ее устанавливают соосно с гидирующим телескопом. Если такого телескопа нет, то можно сделать простую монтировку только для фотокамеры. Слежение за звездами можно осуществлять ручным способом; соответствующая установка малогабаритна, и ее легко перемещать с места на место. Но часто для слежения за звездами в фотокамерах, как и в телескопах, используется электропривод. Однако в любом случае ось фотокамеры должна быть достаточно точно ориентирована на полюс, причем чем длиннее фокус объектива и продолжительнее экспозиция, тем точнее должна быть ориентирована ось прибора.

Даже при хорошем качестве привода в процессе длительной экспозиции различные ошибки обычно накапливаются, что приводит к смещению изображения звезды; поэтому при фотографировании необходима соответствующая коррекция, особенно при использовании длиннофокусных объективов. Если фотокамера установлена на большом телескопе, последний может служить гидом при фотографировании. На установках, предназначенных исключительно для фотографирования небесных тел, гидирование может осуществляться специальным небольшим длиннофокусным рефрактором. В обоих случаях гидирование можно производить по любой яркой звезде, так как фотокамера и телескоп могут быть направлены в несколько различные области неба.

Таблица №7

Фотографирование

 

Фотографирование с помощью телескопа

Условия видимости существенно влияют на качество астрономической фотографии, особенно это заметно при фотографировании в телескопы и при длительных экспозициях. Атмосферные помехи обычно значительно слабее сказываются на качестве фотографий, чем неправильная установка полярной оси телескопа или несовершенство механической части и системы гидирования.

Фотографирование небесных тел можно производить непосредственно через окуляр телескопа; при этом фотокамера, установленная за окуляром, и сам окуляр должны быть сфокусированы на бесконечность. Качество изображения значительно улучшается, если снимки делать в фокальной плоскости телескопа. При этом кассета с фотографической пленкой или пластинкой устанавливается в первичном фокусе телескопа. Фотографирование в первичном фокусе позволяет лучше использовать свет, собираемый объективом. Масштаб изображения определяется фокусным расстоянием объектива телескопа; если это расстояние выразить в миллиметрах, деленных на градусы (мм/град), то оно приблизительно равно фокусному расстоянию в миллиметрах, деленному на 57,3. Так, телескоп с фокусным расстоянием 1200 мм (диаметром объектива 150 мм и фокальным отношением f/8) создает в прямом фокусе изображение размером около 21 мм/град, и при фотографировании на 35-миллиметровой фотопленке удается получить изображение участка звездного неба площадью 1,7 х 1,1 квадратных градусов. Это значительно больше нормального поля зрения невооруженного глаза, поэтому внефокальные изображения на краю кадра искажаются из-за кривизны поля телескопа. (Чтобы избежать или уменьшить влияние кривизны поля, изготавливают специальные объективы с плоским фокальным полем.)

Рис. 58. Получение цветных фотографий планет сопряжено с большими трудностями. На снимке Юпитера, полученном с помощью катадиоптрического телескопа с объективом диаметром 200 мм (8 дюймов), видны структурные полосы и Большое Красное Пятно. При визуальных наблюдениях этот телескоп позволяет увидеть на поверхности Юпитера значительно больше деталей.

Другие аберрации, особенно кома, характерные для телескопов системы Ньютона, наиболее сильно проявляются на краю поля зрения. В некоторых случаях кривизна поля и другие аберрации уменьшаются с увеличением фокусного расстояния, поэтому иногда полезно изменить эффективное фокальное отношение телескопа.

Качество изображения можно улучшить либо с помощью линзы Барлоу (с. 85), либо при фотографировании через окуляр, который, кроме того, увеличивает изображение. К последнему способу прибегают довольно часто, особенно при фотографировании планет. Линейный диаметр изображения Луны в прямом фокусе телескопа с фокусным расстоянием 1200 мм составляет 10,9 мм. (То же относится и к Солнцу, видимый диаметр которого, как и у Луны, составляет около 30'; правда, при фотографировании Солнца, как уже говорилось, следует соблюдать особые предосторожности.) Диаметры изображений таких планет, как Венера и Юпитер (их наибольшие видимые угловые диаметры достигают 60" и 45" соответственно), составляют в фокальной плоскости названного телескопа всего 0,35 и 0,24 мм, так что для изучения планет необходимо повысить увеличение. Но увеличение изображения неизбежно уменьшает его яркость, и тогда требуются длительные экспозиции со всеми вытекающими отсюда последствиями.

Для фотографирования туманностей и других протяженных объектов с помощью длиннофокусного телескопа с большим диаметром объектива необходимо устройство, укорачивающее фокус (см. с. 85). Чем короче эффективное фокусное расстояние и больше светосила (т.е. меньше фокальное отношение), тем короче нужна экспозиция, правда, изображение при этом уменьшается, что в свою очередь требует большего увеличения.

Для фокусировки фотокамеры используются переходники, соединяющие ее с подвижной фокусирующей трубой телескопа. Одна из важнейших проблем фотографирования в телескоп-нахождение точного положения главного фокуса. Применять для этих целей имеющиеся в продаже фокусирующие экраны очень неудобно, так как они предназначены для наведения на яркие объекты. В астрономической практике такие экраны в лучшем случае могут использоваться при фотографировании Луны и других ярких небесных тел. Если вы располагаете более дорогими и сложными фотокамерами с набором взаимозаменяемых экранов, то для астрономических целей вполне подойдет прозрачный экран с нанесенным на него крестом нитей. Соединив фотокамеру с увеличительной линзой окуляра, прежде всего убедитесь, что изображение креста нитей четкое. Здесь, разумеется, вы вполне обойдетесь без телескопа; достаточно просто навести камеру без объектива на равномерно освещенную поверхность, например на лист бумаги. После этого зафиксируйте положение фокуса увеличительной линзы окуляра. Далее, глядя через эту линзу, добейтесь с помощью окуляра телескопа четкого изображения как небесного тела, так и креста нитей.

Рис. 59. На негативах иногда удается разглядеть больше деталей, чем на обычных снимках. Здесь представлены фотография и негатив спиральной галактики М51 в созвездии Гончие Псы.

Фотокамеры других типов, возможно, позволят вам сфокусировать изображение непосредственно на фотопленке. Идеальной была бы фокусировка с помощью экрана, о котором говорилось выше. (Такой экран сравнительно легко изготовить самостоятельно, нарисовав тонкие линии на матовом стекле.) Другой метод основан на использовании «лезвия ножа», который помещают на месте фотопленки. Глядя в фотокамеру, когда телескоп наведен на яркую звезду, вы увидите освещенный кружок. Перемещение звезды (обусловленное суточным вращением небесной сферы) поперек лезвия приводит к постепенному ослаблению света и исчезновению звезды, если лезвие расположено не в фокусе; если лезвие находится точно в фокусе, то оно начнет закрывать изображение с одной стороны, пока то совсем не исчезнет. (Этот метод, известный под названием «метод Фуко», широко применяют при исследовании качества зеркала.) Следует отметить, что описанные методы в большей степени применимы к фотокамерам старых конструкций, в которых используются фотопластинки, а не к современным, приспособленным под 35-мм фотопленку. Для современных камер, возможно, придется изготовить дополнительное фокусирующее приспособление, с помощью которого экран или лезвие бритвы устанавливаются точно на том же расстоянии от конца фокусирующего устройства телескопа, что и пленка фотокамеры.

Гидирование

Чтобы удержать фотографируемую звезду в поле зрения телескопа, чаще всего используют второй небольшой гидирующий телескоп, соосный с основным. Обычно гидирующим телескопом служит длиннофокусный рефрактор, который крепят к основному. При фотографировании гидирующий телескоп лучше всего настроить на яркую звезду, расположенную вне поля зрения основного телескопа. В окуляре гидирующего телескопа должен быть крест, который обычно делают из стеклянных нитей и даже из паутины, иногда крест нитей гравируют на стекле. Поскольку ошибки сопровождения чаще случаются при работе с большим увеличением, когда фон неба темный и крест нитей практически не виден, крест нитей иногда подсвечивают слабым светом.

В отсутствие гидирующего телескопа звезды можно «удержать» в поле зрения телескопа во время фотографирования с помощью полупрозрачного диагонального зеркала или специальной призмы, которые направляют часть света фотографируемой звезды в окуляр гидирующей системы.

Фотопленки и продолжительность экспозиции

Фотопленку для фотографирования небесных объектов обычно подбирают экспериментальным путем, так как правильный выбор зависит не только от исследуемого объекта, но и от телескопа, фотокамеры, самого наблюдателя и т.д. Наблюдателю приходится действовать с учетом таких факторов, как допустимый размер зерна фотоэмульсии, нужное время экспозиции и необходимое увеличение. Высокочувствительные крупнозернистые пленки, допуская короткие экспозиции, позволяют фотографировать в редкие минуты наступления хорошей видимости; с таких пленок нельзя делать крупномасштабных отпечатков.

Для фотографирования ярких объектов типа Луны пригодны малочувствительные черно-белые мелкозернистые фотопленки, позволяющие получать очень контрастные негативы, с которых можно делать качественные крупномасштабные фотографии. Для фотографирования более слабых объектов, подобных планетам, нужны более чувствительные пленки; однако многие опытные наблюдатели предпочитают малочувствительные мелкозернистые пленки, хотя необходимые в таком случае длительные экспозиции усложняют процесс гидирования. Цветные пленки по своей природе менее удобны при получении снимков с большим увеличением; кроме того, при длительных экспозициях у них возможно искажение цвета. На некоторых фотопленках небесный фон может получиться зеленым, так как они чувствительны к слабому излучению земной атмосферы, на других, менее чувствительных в этом спектральном диапазоне, фон неба остается черным. (Однако с цветовыми искажениями можно бороться либо с помощью подходящих светофильтров, — чаще всего они нужны при длительных экспозициях, — либо соответствующей обработкой фотопленки в лаборатории.)

При слабой освещенности глаз сравнительно мало чувствителен к цветам, поэтому фотографии, как правило, богаче цветовыми оттенками. Черно-белые фотопленки нечувствительны к красному свету, но очень чувствительны к зеленому; по этой причине оценки звездных величин по фотографиям (фотографические звездные величины) отличаются от визуальных. Фотографии, сделанные через желтый светофильтр (например, Wratten 8), создают изображение, близкое к тому, что видит глаз. Правда, чтобы при использовании фильтров достичь той же предельной звездной величины, что и при фотографировании без светофильтра, необходимы более продолжительные экспозиции.

Одной из проблем астрономической фотографии, на которую часто обращают внимание, является искажение в передаче цвета при фотографировании на цветную пленку. Продолжительность экспозиции при фотографировании небесных тел иногда в сотни раз превышает выдержки, применяемые при обычном фотографировании, однако это не приводит к соответствующему усилению почернения эмульсии. Все стандартные рекомендации по фотографированию на обычную фотопленку исходят из того, что время экспозиции не превышает нескольких секунд. Следовательно, на практике выбор продолжительности экспозиции при фотографировании небесных тел должен производиться не на основании стандартных рекомендаций, а экспериментальным путем, методом проб и ошибок. Поэтому при длительных экспозициях необходимо фиксировать точное время начала и конца экспозиции, а также подробно описывать используемый инструмент и условия наблюдений.

Цветные прозрачные пленки в основном пригодны для широкомасштабного фотографирования созвездии и Млечного Пути. На них вполне реалистически воспроизводится также северное сияние и серебристые облака. Хотя в наши дни высокочувствительные фотоматериалы не редкость, получение цветных негативных изображений небесных тел не получило широкого распространения — в основном в астрофотографии по-прежнему используют черно-белую фотопленку. Самые современные хромогенные пленки, допускающие экспозиции в широком интервале продолжительности, очень удобны при фотографировании звездных полей и объектов, существенно отличающихся по яркости.

Рис. 60. На фотографии созвездия Орион, полученной с экспозицией 25 с (пленка ASA 200, диаметр объектива 50 мм, фокальное отношение f/2,8), различимы примерно те же детали, что и при наблюдении невооруженным глазом.

Рис. 61. Окрестности пояса Ориона. Фотография получена на телескопе с объективом диаметром 135 мм при экспозиции 5 мин; при этом использовалась система слежения. По сравнению с предыдущим снимком здесь видно значительно больше звезд в центральной области созвездия Орион.

Полученные снимки астрономических объектов лучше проявлять в домашней фотолаборатории, разработав собственную методику проявления и контролируя этот процесс. В специализированных фотолабораториях по вполне понятным причинам это сделать невозможно. Но если вы все же решите отдать пленку на обработку в фотолабораторию, предупредите, чтобы ее не разрезали на кадры, как это обычно делается при изготовлении слайдов. При разрезании кадры могут перепутаться. В любом случае для проведения измерений по определению положения небесных тел нужно знать точно положение края кадра.