Оценки яркости поверхностных деталей

 

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

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

 

 

Рис. 100. Изображения Марса, полученные через синий (слева) и красный (справа) фильтры. На первом выделены атмосферные детали, на втором-детали поверхности планеты.

 

Рис. 101. Распределение яркости по видимому диску Марса; данные Р. Баума, полученные 19 ноября 1973 г. в 19 ч 30 мин по всемирному времени.

 

Время прохождения деталей структуры планеты через центральный меридиан

 

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

 

 

Рис. 102. Отсчет времени перемещения различных образований по диску планеты можно производить относительно как реального (поперечная нить), так и воображаемого центрального меридиана.

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

 

 

Рис. 103. Детальную информацию о строении поверхности Меркурия дают лишь фотографии, полученные с борта космических аппаратов.

Внутренние планеты

 

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

 

 

Меркурий

 

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

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

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

 

 

Венера

 

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

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

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

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

 

 

Рис. 104. При фотографировании Венеры с Земли даже с использованием светофильтров на снимках редко удается заметить какие-либо детали в атмосфере планеты.

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

 

 

Прохождение планет по диску солнца

 

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

 

 

Марс

 

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

 

 

Рис. 105. Карта Марса, составленная Р. Маккимом на основе наблюдений, проведенных в 1980 г.

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

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

 

 

Рис. 106. Рисунок Марса, сделанный Р. Баумом на основе наблюдений, проведенных 17 февраля 1980 г. в 22 ч 40 мин по всемирному времени. Видны многочисленные облачные образования на утреннем лимбе (Солнце слева).

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

 

 

Наблюдения Марса

 

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

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

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

 

 

Рис. 107. В некоторые годы, когда Марс максимально приближается к Земле, наступают периоды, наиболее благоприятные для его наблюдения.

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

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

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

 

 

Рис. 108. Получить хороший снимок Марса — довольно трудная задача, требующая большого опыта и настойчивости.

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

 

Малые планеты

 

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

 

 

⇐ Предыдущая234567891011Следующая ⇒

Поделиться: