электронный вариант - Физический факультет

ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО ПО ОБРАЗОВАНИЮ
Федеральное государственное образовательное учреждение
высшего профессионального образования
«ЮЖНЫЙ ФЕДЕРАЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ»
Марсаков В.А., Невский М.Ю.
МЕТОДИЧЕСКИЕ УКАЗАНИЯ
к выполнению специального лабораторного практикума
«Наблюдение астрономических объектов на телескопе»
Часть II
Ростов-на-Дону
2008
Методические указания разработаны доктором физико-математических
наук, профессором кафедры физики космоса Марсаковым В.А. и заведующим
учебно-методической лабораторией кафедры физики космоса Невским М.Ю.
Печатается в соответствии с решением Учѐного Совета
физического факультета ЮФУ, протокол № 8 от 22 апреля 2008 г.
2
Оглавление
Введение ........................................................................................................................... 4
4 Наблюдения видимых движений небесных объектов .............................................. 5
4.1 Суточное движение звѐзд ...................................................................................... 5
4.2 Сезонные изменения вида звѐздного неба ........................................................... 6
4.3 Движение Солнца по эклиптике ........................................................................... 7
4.4 Движение Луны вблизи эклиптики ...................................................................... 9
4.5 Счет времени по Солнцу и звѐздам .................................................................... 11
5 Наблюдения движений планет .................................................................................. 13
5.1 Отличия в движениях внутренних и внешних планет...................................... 13
5.2 Определение расстояний до планет от Земли ................................................... 15
5.3 Определение угловых диаметров планет и их размеров .................................. 15
5.4 Параллактические смещения небесных объектов............................................. 16
5.5 Выявление синодических и сидерических периодов обращения планет ....... 17
6 Наблюдения Луны ...................................................................................................... 17
6.1 Условия видимости Луны в зависимости от фазы ............................................ 17
6.2 Условия наступления затмений .......................................................................... 18
6.3 Общий обзор видимого полушария .................................................................... 20
6.4 Наблюдения покрытий звѐзд Луной ................................................................... 22
7 Наблюдения метеоров ................................................................................................ 24
7.1 Метеорные явления .............................................................................................. 24
7.2 Методика наблюдений метеоров ........................................................................ 25
8 Наблюдения Солнца ................................................................................................... 26
8.1 Вид солнечной поверхности................................................................................ 26
8.2 Определение скорости вращения Солнца .......................................................... 28
8.3 Оценка прозрачности неба по солнечному ореолу ........................................... 29
9 Наблюдения звѐзд....................................................................................................... 30
9.1 Оценка яркости звѐзд ........................................................................................... 30
9.3 Наблюдение цвета звѐзд и их связь с температурой ........................................ 32
9.4 Наблюдения двойных звѐзд для оценки состояния атмосферы ...................... 34
9.5 Наблюдения переменных звѐзд........................................................................... 35
10 Наблюдения составляющих галактик .................................................................... 36
10.1 Рассеянные скопления ....................................................................................... 36
10.2 Шаровые скопления ........................................................................................... 37
10.3 Диффузная материя ............................................................................................ 37
10.4 Далѐкие галактики .............................................................................................. 39
10.5 Галактика Млечный Путь .................................................................................. 39
Список рекомендуемой литературы ............................................................................ 41
Приложения ................................................................................................................... 42
3
Введение
В первой части методических указаний были рассмотрены вопросы,
связанные с работами, проводимыми с телескопами во время их подготовки к
наблюдениям, а также кратко изложен принцип работы современных приемников
излучения – приборов зарядовой связи – и рассмотрены специфические приемы
обработки получаемых на них изображений. В данной части методических
указаний даются рекомендации по наблюдению различных астрономических
объектов, доступных во время практических занятий на телескопе.
Во всех пунктах раздела, посвященного сезонным и суточным видимым
перемещениям объектов по небу, и во многих пунктах других разделов
приведены задачи общего характера, служащие для подготовки к основным
наблюдениям. Выполнение задач способствует углубленному пониманию
теоретического учебного материала. В пособии рассматриваются вопросы,
связанные с работами, проводимыми во время практических занятий на
телескопе, излагаются особенности наблюдений ярких незвѐздных объектов, а
также различных типов звѐзд, звездных скоплений и галактик, даются
рекомендации по наблюдению различных астрономических объектов, доступных
для небольших телескопов.
4
4 Наблюдения видимых движений небесных объектов
4.1 Суточное движение звѐзд
Вследствие вращения Земли мы наблюдаем кажущееся суточное вращение
небесной сферы в сторону, обратную вращению Земли. Все светила поднимаются
в восточной части горизонта и опускаются на западе, и только Полярная звезда в
северной части неба остается неподвижной, т. к. на нее направлена ось вращения
Земли. Начинать наблюдения лучше всего в один из сентябрьских вечеров с
какого-нибудь наиболее известного созвездия, например, Большой Медведицы.
Полярная звезда находится на продолжении стенки ковша Большой Медведицы,
удаленной от его ручки. Примерно на таком же расстоянии как ручка ковша по
другую сторону от Полярной звезды находится созвездие Кассиопеи (см. Рис. 3,
часть 1). Следует, хотя бы грубо, зарисовать положение звѐзд относительно
высоких деревьев или зданий в восточной или западной части неба. Через 1-2
часа можно убедиться в том, что в восточной части неба звезды поднимаются, а в
западной - опускаются. В южной части неба звезды перемещаются параллельно
горизонту.
Линию, проведенную через Полярную звезду и обе звезды удаленной от
ручки стенки ковша Большой Медведицы, удобно использовать в качестве
воображаемой стрелки «небесных часов», принимая во внимание, что на
циферблате 24 часа, а центр - в Полярной звезде. Правда «часы» идут в обратную
сторону, а сам циферблат каждые сутки поворачивается примерно на градус, из-за
чего одинаковое положение «стрелки» наступает через сутки почти на 4 минуты
раньше.
Задачи:
1) Отыскать Полярную звезду по созвездию Большой Медведицы.
2) Указать, в каком направлении будет север, юг, восток и запад.
5
3) Отыскать созвездие Кассиопеи.
4) Проследить за перемещением какой-либо яркой звезды или группы звѐзд на
востоке, на западе и на юге в течение вечера относительно земных
ориентиров.
5) Проследить передвижение стрелки «небесных часов» в течение ночи.
4.2 Сезонные изменения вида звѐздного неба
Следует продолжить зарисовки в одно и тоже вечернее время положения
Большой Медведицы и Кассиопеи с интервалом в 15 дней (удобно через 2 недели)
в течение осенних месяцев. Сравнивая рисунки, убедиться, что за месяц
положение созвездий меняется так, как будто бы наблюдения были выполнены,
на час позже. Звѐзды, видимые вечером на западе, заходят за горизонт все раньше
и раньше, а звѐзды, видимые на востоке, поднимаются все выше. С течением
времени по вечерам становятся видны ранее недоступные созвездия, такие, как
Пегас, Андромеда, Телец. К весне ранее видимые с вечера созвездия Геркулеса,
Лиры, Орла, Лебедя становятся не видны, но появляются по вечерам новые
созвездия - Орион, Близнецы, Лев. Условия видимости основных созвездий в
разное время года приведены в таблице 4 (см. Приложения).
Задачи:
1) Заметить с вечера на западе положение Арктура ( Волопаса) и убедиться, что
с каждым днѐм он заходит все раньше и, наконец, становится недоступным
для наблюдений, исчезая в лучах вечерней зари.
2) Заметить и записать, в какой части неба созвездие Ориона бывает поздней
осенью, зимой, ранней весной.
3) Пронаблюдать время появления на небе рассеянного звѐздного скопления
Плеяды.
4) Зарисовать положения созвездий Большой Медведицы и Кассиопеи около 8
часов вечера осенью, зимой, весной и летом.
6
4.3 Движение Солнца по эклиптике
Допустим, что можно остановить вращение Земли и наблюдать только
смещение Солнца относительно звѐзд. Систематически наблюдая в одно и то же
вечернее время за положением ярких звѐзд и созвездий в западной части неба,
следует убедиться в том, что с каждым днем созвездия заходят все раньше и
раньше, т.е. перемещаются навстречу Солнцу. Таким образом, исчезают для
наблюдений те созвездия, в которые входит Солнце, и наоборот, утром
становятся видимыми те, с которых сходит Солнце. Эти созвездия все раньше
восходят в восточной части неба.
Но Солнце перемещается не только в плоскости небесного экватора
(изменяется прямое восхождение (изменяется склонение -
), но и в перпендикулярном направлении
). В этом можно убедиться, пронаблюдав высоту
Солнца в полдень в разное время года. Звѐзды, имеющие постоянное склонение,
кульминируют всегда на одной и той же высоте, Солнце же в летнее время в
полдень поднимается высоко над горизонтом, а зимой проходит низко, что
отражается и на продолжительности дня и на количестве получаемой теплоты.
Следовательно, Солнце летом отклоняется от плоскости небесного экватора к
северному полюсу, а летом - к южному полюсу. Точно в плоскости экватора
Солнце
находится
продолжительность
в
дни
дня
осеннего
равна
и
весеннего
продолжительности
равноденствий,
ночи.
когда
Измерениями
угломерными приборами или по тени от гномона (вертикального шеста) можно
определить высоту Солнца в полдень летом - h л , а также зимой - h з . Легко
показать, что высота светила h в верхней кульминации равна:
h
где
- широта данного места,
90
,
- склонение (угловое расстояние светила от
небесного экватора).
Поскольку широта местности не меняется, из изменений высоты Солнца
следует, что меняется его склонение. Зная географическую широту в месте
7
наблюдения (для Ростова
47 13 ), по измерениям высоты h можно найти, что
летом максимальное удаление от небесного экватора составляет плюс 23.5 , а в
зимнее время минус 23.5 . Можно также установить, что на небесном экваторе
Солнце находится 21 марта и 23 сентября - в эти дни склонение Солнца
0 .
Таким образом, на звездной карте можно прочертить годичный путь Солнца
относительно звѐзд, который представляет собой большой круг, наклоненный к
экватору под углом в 23.5 , который называется эклиптикой.
Созвездия, по которым проходит эклиптика, называются зодиакальными.
Всего 12 таких созвездий и Солнце находится в каждом созвездии примерно в
течение месяца. Отсюда следует, что зодиакальное созвездие, в котором в данное
время находится Солнце, не может быть наблюдаемо, т. к. оно выходит и заходит
вместе с ярким диском Солнца, но зато в полночь хорошо наблюдаются
противоположные созвездия, в которых Солнце находилось 6 месяцев назад.
Следует помнить, что годичное перемещение Солнца относительно звѐзд
является в действительности результатом движения Земли вокруг Солнца.
Задачи:
1) Пронаблюдать изменение высоты Солнца в течение сентября, октября с
помощью гномона.
2) Проследить перемещение Солнца относительно звѐзд по заходящим
созвездиям.
3) Пронаблюдать и записать время кульминации зимних созвездий, осенних,
летних.
4) Измерить высоту Солнца 23 сентября и определить широту местности
(склонение Солнца в этот день равно нулю).
5) Убедиться, что в местную полночь кульминирует созвездие, противоположное
тому, в котором в настоящий момент находится Солнце.
8
4.4 Движение Луны вблизи эклиптики
Аналогично движению Солнца Луна также перемещается относительно
звезд, но по более сложной траектории. Движение Луны складывается из двух
движений - вращение Луны вокруг Земли и движение вместе с Землей вокруг
Солнца, при этом движение Луны, как и Солнца, происходит с запада на восток, в
сторону, противоположную суточному движению. Обращение вокруг Земли в
течение лунного месяца вызывает перемещение по зодиакальным созвездиям с
месячным периодом ( 29.5 суток). Но за этот месяц Солнце само смещается по
эклиптике на 30 и переходит в другое созвездие. Так что через месяц Луна
заканчивает свой круг в другом зодиакальном созвездии и отсюда начинается
новый круг по созвездиям. За это время Луна проходит все фазы: от новолуния
(диск Луны находится в соединении с Солнцем), первой четверти (направления
Земля - Луна и Земля - Солнце составляют прямой угол), полнолуния (Луна
находится в стороне, противоположной Солнцу), последней четверти (аналог
первой четверти) и вновь до новолуния, соединения с Солнцем. Совершая полный
круг за месяц, Луна в течение суток смещается примерно на 13 , и уже за час
можно заметить относительно яркой звезды или планеты, что Луна сместилась на
величину своего диаметра, т.е. на 0.5 .
Луна за месяц в точности повторяла бы путь Солнца по эклиптике за год,
если бы плоскость ее орбиты совпадала с плоскостью земной орбиты. Но т.к. эти
плоскости наклонены друг к другу под углом 5 , то траектория Луны отклоняется
от эклиптики также на 5 , т.е. в максимальной кульминации высота Луны будет
на 5 выше, чем Солнца (для Ростова-на-Дону hmax
90
минимальная высота Луны в кульминации может быть h
23.5 5
71 ), а
14 .
Таким образом, Солнце совершает полный оборот по эклиптике за год
(результат вращения Земли вокруг Солнца), а Луна за это время совершает около
12 прохождений по эклиптике (12 оборотов вокруг Земли за время одного
9
оборота Земли вокруг Солнца). При каждом прохождении вдоль эклиптики
склонение Луны может меняться от 28.5 до 28.5 (результат сложения наклона
земной оси 23.5 и наклона орбиты Луны 5 ). При этом новолуние начинается в
точке с координатами, соответствующими положению Солнца в этот день, а
полнолуние будет происходить в точке эклиптики, противостоящей на 180 .
Новолуния в летние месяцы происходят в точках с большими положительными
склонениями, значит в это время Луна находится высоко над горизонтом, но по
мере удаления от Солнца склонение уменьшается. В итоге в момент летнего
полнолуния
Луна
имеет
максимальное
отрицательное
склонение
и,
соответственно, кульминирует на минимальной высоте над горизонтом. В зимние
месяцы, наоборот, новолуние происходит в южной части эклиптики, а
полнолуние - при максимальном положительном склонении, и в зимние ясные
ночи полная Луна наблюдается близко к зенитной области неба.
Для ориентировочного представления о времени восхода Луны на
следующий день следует помнить, что т.к. Луна за сутки смещается вдоль
эклиптики на 13 , то еѐ восход наступит примерно на 1 час позже (точнее на 40
минут, т.к. за один час небо поворачивается на 15 градусов).
Задачи:
1) Определить по календарю день новолуния и спустя 3-4 дня пронаблюдать
появление узкого серпа на западе после захода Солнца.
2) Определить по календарю день полнолуния и пронаблюдать восход полной
Луны на востоке в момент захода Солнца. Отметить точку восхода полной
Луны (восток - в сентябре, марте; юго-восток - в летнее время; северо-восток в зимнее время).
3) Пронаблюдать и отметить высоту полной Луны в момент кульминации в
зимнее и летнее время. Заметить особенность: полная Луна летом описывает
свою дугу низко над горизонтом (как Солнце зимой); зимой - высоко над
горизонтом (как Солнце летом).
10
4) Заметить положение Луны относительно яркой звезды и оценить в диаметрах
лунного диска еѐ смещение через час - два.
5) Пронаблюдать, что: а) молодая растущая Луна наблюдается по вечерам после
захода Солнца в западной и юго-западной части неба; б) вблизи полнолуния
Луна находится в стороне противоположной Солнцу; в) старая убывающая
Луна видна по утрам перед восходом Солнца в восточной и юго-восточной
части неба.
4.5 Счет времени по Солнцу и звѐздам
Издавна счет времени измерялся сутками по времени оборота Земли вокруг
своей оси. Промежуток времени между двумя кульминациями Солнца или какойлибо яркой звезды называется сутками. Более точно измерять время можно по
наблюдениям звѐзд, тогда мы будем иметь так называемое звѐздное время и
звѐздные сутки, каковыми и пользуются астрономы. Используя звѐздное время,
легко найти наилучшее время наблюдения различных объектов, рассчитывать их
положение. Однако в быту наша деятельность регулируется восходом и заходом
Солнца, поэтому принято считать за сутки промежуток между двумя
кульминациями центра Солнца, а чтобы смена даты происходила в полночь, за
начало отсчета принимается нижняя кульминация. Звѐздные и солнечные сутки
совпадали бы всегда, если бы Солнце не смещалось относительно звезд. Но т.к.
Солнце движется по эклиптике с запада на восток, смещаясь на 1 в сутки, то
звѐздные сутки наступают каждый раз немного раньше. За звѐздные сутки
небесная сфера совершит полный оборот (т. е. Земля повернется вокруг оси один
раз), а Солнце, сместившись за это время на 1 в сторону, противоположную
суточному вращению, запоздает и взойдет почти на 4 минуты позже. Эта разница,
накапливаясь изо дня в день, за месяц достигает 2-х часов, а за целый год
набегает 24 часа, т.е. сутки. Это означает, что когда Земля в действительности
совершит 366 оборотов, т.е. 366 звѐздных суток, Солнце совершит на один восход
11
меньше, т.е. пройдет 365 солнечных суток. Один оборот Земли будет незамечен
из-за обратного движения Солнца по эклиптике относительно звезд.
Более строго Земля за время своего оборота вокруг Солнца успевает
повернуться вокруг своей оси не точно 365 раз, а еще на одну четверть оборота,
т.е. 365.24 раза. Для устранения набегающей ошибки за 4 года приходится
вводить один дополнительный день в високосном году.
Поскольку начало суток считается от момента кульминации звезды или
Солнца, т.е. от момента пересечения светилом плоскости меридиана, который
проходит через точку места наблюдения и зенита над головой наблюдателя, то в
каждой точке Земли можно было бы считать свое местное время. Для устранения
разнобоя в счете времени в разных населѐнных пунктах принято деление земной
поверхности на часовые пояса, в пределах которых вводится среднее во всем
поясе время, и только при переходе из пояса в пояс изменяется на один час. При
реальных же наблюдениях Солнца или звѐзд приходится оперировать со строгим
местным временем. Местным временем в астрономии считается время данного
меридиана, а не среднее поясное время, как это принято в обыденной жизни.
Задачи:
1) Отметить по часам положение какой-либо яркой звезды относительно земного
ориентира. Убедиться, что через неделю эта звезда будет в том же месте на
полчаса раньше.
2)
Зарисовать
положение
незаходящих
созвездий
(Большая
Медведица,
Кассиопея) вечером, отметить момент времени. Повторить в это же время
зарисовку через 1-2 недели. Сравнить рисунки.
3) Определить по тени от гномона момент истинного местного полудня. Сравнить
с показанием часов, объяснить разницу.
4) Отметить точку захода или восхода Солнца. Повторить наблюдения через 1-2
месяца.
12
5 Наблюдения движений планет
5.1 Отличия в движениях внутренних и внешних планет
Планеты Солнечной системы делятся на внутренние, орбиты которых
находятся внутри орбиты Земли, и внешние, орбиты которых больше орбиты
Земли. Для наблюдений легко доступны Меркурий и Венера (внутренние) и
Марс, Юпитер, Сатурн (внешние). Наблюдая за внутренней планетой с Земли, мы
можем заметить следующие моменты. Соединение, когда планета находится за
Солнцем и не видна. Через какое-то время планета (как и Луна после новолуния)
выходит слева из-за Солнца и становится доступной для наблюдений на западе в
лучах вечерней зари. Постепенно планета достигает наибольшего удаления от
Солнца (восточной элонгации), при которой условия вечерней видимости
наиболее благоприятны, а затем начинает, двигаясь относительно Солнца слева
направо, приближаться к Солнцу и вновь вступает в соединение с Солнцем,
находясь перед ним. Если бы плоскости их орбит совпадали с плоскостью орбиты
Земли, то в этот момент планета проектировалась бы на диск Солнца и могла
быть видима в виде черного пятнышка. Обычно же планета проходит выше или
ниже Солнца и в соединении не наблюдается. После соединения планета
оказывается справа от Солнца, достигает западной элонгации, проходя фазы от
узкого серпа до половины диска, и видна на востоке по утрам. Затем движение
меняется на обратное, справа - налево, планета перемещается к Солнцу,
уменьшаясь в угловых размерах и приближаясь к полной фазе. После выхода изза Солнца планета видна в полной фазе, в восточной элонгации видна половина
освещенного диска, затем фаза начинает уменьшаться, но угловые размеры серпа
увеличиваются, т.к. планета приближается к Земле. Внутренние планеты не
отходят далеко от Солнца и всегда наблюдаются в лучах утренней или вечерней
зари. Величина элонгации Меркурия невелика - не более 28 , остальное время
Меркурий постоянно скрывается в лучах Солнца и доступен наблюдениям только
13
вблизи элонгаций. Венера отходит от Солнца на 45 - 48 и легко наблюдается в
виде "утренней" или "вечерней звезды" как самый яркий объект на сумеречном
небе. Примерно через полтора года положения Венеры повторяются.
Внешние планеты отходят от Солнца на любое расстояние и всегда видны в
полной фазе. Когда внешняя планета видна после захода Солнца на западе, она
перемещается среди звѐзд прямым движением, т. е. с запада на восток как и
Солнце. Но скорость еѐ движения меньше, Солнце постепенно нагоняет планету,
и она перестает быть видимой в лучах Солнца, вступая в соединение. Затем, когда
Солнце обгонит планету, она становится видимой на востоке перед восходом
Солнца.
Скорость
прямого
движения
постепенно
уменьшается,
планета
останавливается и затем начинает перемещаться среди звѐзд попятным
движением с востока на запад, описывая замкнутую петлю или просто зигзаг.
Через некоторое время планета снова останавливается, меняет направление
своего движения на прямое, снова еѐ с запада нагоняет Солнце, и она перестает
быть видимой. Из-за большого расстояния от Солнца внешние планеты почти не
имеют фаз и всегда видны полным диском. В середине дуги своего попятного
движения планеты находятся в созвездии, противоположном тому, в котором
находится Солнце и доступны для наблюдений всю ночь. Планеты движутся
всегда по зодиакальным созвездиям вблизи эклиптики, т. к. углы наклона их
орбит не превышают 2 - 3 (у Меркурия 7 ). Наиболее быстро относительно звѐзд
перемещаются Венера и Марс, медленнее Юпитер и еще медленнее Сатурн.
Задачи:
1) Найти Венеру, внимательно осмотрев небо на западе в вечерних сумерках
(восточная элонгация, вечерняя "звезда") или перед рассветом на востоке
(западная элонгация, утренняя "звезда"). В бинокль пронаблюдать фазы.
2) Найти и зарисовать зодиакальное созвездие, в котором находится одна из
внешних планет (Юпитер, Марс, Сатурн). Повторить зарисовки через неделю,
месяц. Определить прямым или попятным движением перемещается планета.
14
3) Описать условия видимости наблюдаемой планеты в течение ближайшего
полугода.
4) Предсказать сезоны и условия видимости планеты на последующие 1-2 года.
5.2 Определение расстояний до планет от Земли
В справочных таблицах даются средние гелиоцентрические расстояния
планет (от Солнца). Зная угловое расстояние планеты от Солнца, несложно,
вычертив в масштабе расположение Солнца, Земли и планет, определить
геоцентрическое
(от
Земли)
расстояние
планеты.
Положение
планеты
относительно звезд определяется непосредственно из наблюдений и наносится на
звездную карту. Положение Солнца можно приближенно найти от точки
весеннего или осеннего равноденствий, считая его движение по эклиптике
равномерным. Зная расположение светил на звездной карте, легко по
координатной сетке оценить угловое расстояние между ними. Если известны
прямые восхождения и склонения светил из астрономического календаря, то
приближенно угловое расстояние между ними равно разности прямых
восхождений
(более
точно
расстояние
можно
вычислить
по
формуле,
приведѐнной в параграфе 1.3).
5.3 Определение угловых диаметров планет и их размеров
Угловые размеры планеты можно измерить с помощью небольшого
телескопа или бинокля, имеющего в окуляре крест нитей, или хотя бы одну черту.
Подведя планету левым краем к линии (изображение в телескопе перевернутое, и
суточное движение звѐзд идет справа налево, в бинокле изображение прямое) при
неподвижно установленном телескопе, включить секундомер и заметить время t
пересечения линии правым краем планеты. Время t не зависит от применяемого
телескопа, т.к. при большем увеличении виден больший диск планеты, но
15
движущийся с большей скоростью. Время t следует измерять в секундах времени,
тогда для перевода в угловые секунды необходимо t умножить на 15. В таблице 5
(см. Приложения) даются для ориентировки сведения о средних угловых и
линейных размерах планет. Зная расстояние и угловой диаметр планеты,
несложно вычислить линейные размеры. Для простоты расчетов можно
воспользоваться формулой:
d = 10900 R t,
где R - расстояние до планеты в а. е., t - в секундах времени, d - в километрах.
Для наблюдений лучше всего подходит Юпитер с хорошо видимым диском,
Венера при сближении с Землей и Сатурн вблизи противостояния.
5.4 Параллактические смещения небесных объектов
Для демонстрации параллактического смещения следует выбрать фонарь на
расстоянии около километра и считать его бесконечно удаленной "звездой фона".
Найти другой фонарь или установить карманный фонарик на расстоянии 100-200
метров
-
"звезда",
расстояние
до
которой
необходимо
определить.
Переместившись на несколько шагов перпендикулярно направлению на фонарь,
сразу заметим, что более удаленная "звезда" будет сдвигаться в ту же сторону,
что и наблюдатель. Несколько метров имитируют то расстояние, которое
вызывает параллактическое смещение звезды при перемещении Земли за полгода
на 300 млн. км. Наблюдаемое параллактическое смещение можно измерить с
помощью угломерного приспособления, величину перемещения можно измерить
шагами, тогда расстояние до объекта будет также выражено в шагах. Заметим,
что параллактические углы обычно малы, поэтому вместо значений синусов и
тангенсов углов можно подставлять величины самих углов в радианной мере.
Наблюдения параллактических смещений небесных объектов обычно
затруднены из-за малости углов. Наибольшим суточным параллаксом обладает
16
Луна - 58 , однако его трудно выделить из-за еѐ быстрого собственного движения
относительно звѐзд (на 0.5 за час). Остальные даже ближайшие объекты имеют
параллакс не более 5 - 10 . Годичные параллаксы даже ближайших к Солнцу
звѐзд составляют десятые и сотые доли секунды.
5.5 Выявление синодических и сидерических периодов обращения планет
Истинным периодом обращения планет вокруг Солнца следует считать
сидерический (звѐздный, измеряемый относительно звезд) период обращения.
Однако с движущейся Земли определить его невозможно, т.к. к окончанию
сидерического периода Земля успевает сместиться в новую точку пространства, и
проекция планеты на фон неподвижных звѐзд также оказывается смещенной.
Обычно с Земли определяют синодический период обращения, или период
полной смены фазы (например, для Луны от полнолуния до полнолуния ), а затем
по известным формулам вычисляют сидерический, т.е. действительный период :
для внутренних планет 1/S = 1/T – 1/ TЗ и для внешних планет 1/S = 1/TЗ – 1/Т,
где S - синодический период, T - сидерический период, TЗ - сидерический период
Земли, т.е. звездный год 365,26 средних солнечных суток.
6 Наблюдения Луны
6.1 Условия видимости Луны в зависимости от фазы
После новолуния, которое происходит в дневное время, когда совпадают
направления на Луну и Солнце, через 3 дня на западе после заката появляется
молодой месяц - узкий серпик, ярко освещенный лучами Солнца, а остальная,
слабо светящаяся часть Луны, освещена светом, отраженным от поверхности
Земли. Наилучшие условия наблюдения молодой или растущей Луны приходятся
17
на летнее время. В другие сезоны молодая Луна поднимается невысоко над
горизонтом и поэтому условия ее наблюдения неблагоприятны.
Примерно через неделю диск Луны выглядит освещенным наполовину. Эта
фаза называется первой четвертью, и наиболее благоприятный для ее наблюдения
сезон приходится на весну, когда в течение первой половины ночи Луна
находится над горизонтом. Весь этот период наиболее эффектен для наблюдений,
т.к. линия терминатора (граница освещенной и неосвещенной поверхности)
постепенно смещается от одного края Луны к другому, а именно: на линии
терминатора рельефно вырисовываются горные пики, кольцевые валы кратеров и
другие подробности. По мере увеличения фазы скользящее освещение переходит
в лобовое, при котором тени исчезают и рельеф поверхности замывается.
Через две недели после новолуния Луна вступает в фазу полнолуния, диск
освещен полностью, яркость его - значительна. Вместо теней у некоторых
крупных кратеров наблюдаются светлые лучи, радиально пролегающие на сотни
километров. Наиболее благоприятный сезон для наблюдений Луны в полнолуние
- зимние морозные ночи, когда Луна почти всю ночь находится высоко над
горизонтом, восходя на северо-востоке и круто опускаясь на северо-западе.
Через неделю после полнолуния Луна вступает в фазу последней четверти,
когда линия терминатора опять разделяет диск на освещенную и неосвещенную
половины. В это время Луна видна под утро и наибольшую высоту имеет осенью.
6.2 Условия наступления затмений
Известно, что плоскость лунной орбиты наклонена к плоскости земной
орбиты под углом 5 , а точки пересечения орбит называются узлами. Если
полнолуние или новолуние происходит в тот момент, когда Луна находится
вблизи одного из своих узлов, то происходит затмение. В фазе полнолуния Луна,
находясь в стороне, противоположной Солнцу, попадает в конус тени,
отбрасываемой Землей, и мы наблюдаем лунное затмение. В фазе новолуния Луна
18
находится между Землей и Солнцем, и своим телом закрывает Солнце. Благодаря
тому удачному обстоятельству, что угловые размеры дисков Солнца и Луны
почти одинаковы, мы имеем возможность наблюдать, как черный диск закрывает
ослепительную поверхность Солнца, оставляя видимой окружающую корону.
При лунном затмении яркость лунного диска в момент полнолуния начинает
ослабевать, когда Луна входит в полутень Земли, но благодаря меняющейся
чувствительности глаза (адаптации) это явление практически незаметно. Когда же
Луна начинает входить в тень Земли, на левой стороне диска появляется
постепенно увеличивающийся ущерб. Видимый диск Луны принимает вид серпа,
отличающегося от серпа лунных фаз кривизной терминатора. Терминатор
затмения выглядит дугой круга, радиус которого в 2.5 раза больше радиуса Луны,
тогда как терминатор лунных фаз имеет вид полуэллипса с большой полуосью,
равной радиусу Луны. После полного вхождения в тень Земли диск Луны
остается виден, но значительно уменьшается по яркости и изменяет окраску,
приобретая красный или оранжевый оттенок. Расцветка затемненного диска Луны
зависит
от
состояния
земной
атмосферы,
т.к.
освещается
лучами,
преломляющимися в атмосфере Земли. Длительность полного затмения может
достигать 2 часов, после чего в обратном порядке Луна выходит из конуса лунной
тени. Во время затмения желательно провести измерение степени ослабления
блеска видимого диска Луны, а также отметить изменение цвета. При наличии
небольшого телескопа или телеобъектива типа МТО-1000 или МТО-500
возможно фотографировать частные и полную фазы затмения. Для оценки цвета
Луны снимки следует делать через различные светофильтры на чѐрно-белую
фотоплѐнку или ПЗС-матрицу, тогда как для демонстрационных целей удобнее на
цветной.
Для
съемки
частных
фаз
затмения
при
чувствительности
светоприѐмника 100 ед. и относительном отверстии 1/8 необходима выдержка
1/100 - 1/200 секунды. С этой выдержкой можно снимать до начала полной фазы,
после чего выдержку следует увеличить до 1 - 5 секунд, в зависимости от яркости
19
полной фазы. Если затмившаяся Луна хорошо выделяется на фоне звѐзд, имеет
оранжевый оттенок, и на еѐ поверхности без особого труда различаются моря,
выдержку можно выбрать равной 1 секунде, если же Луна очень тѐмная, моря
практически неразличимы, лучше остановиться на выдержке 5 секунд. Во всех
случаях нельзя применять одну выдержку, а следует варьировать в пределах 10-20
кратного изменения экспозиции. При фокусном расстоянии объектива 300-500 мм
вполне допустимы выдержки до 5-10 сек, если установить фотоаппарат на
неподвижном штативе. Наличие у телескопа часового механизма или хотя бы
микрометрических винтов для ручного ведения за Луной позволяет увеличить
выдержку до нескольких минут. Изображение Луны в таком случае будет
передержанным, но зато проработаются на снимке окружающие звезды.
Полные солнечные затмения, хотя они и происходят чаще, наблюдаются
редко. Частные фазы можно фотографировать, применяя очень плотные
светофильтры. Фотосъемку солнечной короны следует вести так же как и съѐмку
полнолуния, примерно с теми же выдержками.
6.3 Общий обзор видимого полушария
При хороших атмосферных условиях в обычный бинокль на лунном диске
можно свободно различать кратеры диаметром 50 - 70 км. В полнолуние хорошо
видны лучевые системы и отдельные протяженные лучи. Если воспользоваться
телескопом с диаметром объектива 80 - 100 мм, то можно различить кратеры
размером 10 - 15 км, а кратеры размером 50 - 60 км видны уже с подробностями:
наличие центральной горки, наличие вторичных кратеров на дне и валу. Качество
изображения в первую очередь зависит от высоты Луны над горизонтом. У самого
горизонта диск Луны настолько искажается турбулентностью, что детальные
наблюдения невозможны. Наиболее удобно проводить наблюдения в течение
нескольких дней, вслед за передвижением линии терминатора. При среднем
возрасте Луны около 3-х дней терминатор проходит через центральную часть
20
Моря Кризисов (см. Рис. 4). На поверхности этого кругового моря становятся
заметными пологие валы, поскольку при низком расположении Солнца над
горизонтом Луны эти образования отбрасывают длинные тени. Обращают на себя
внимание окружающие Море Кризисов горы, отдельные пики которых видны за
терминатором на фоне темной неосвещенной части диска. Чем выше вершина,
тем ранее она освещается восходящим Солнцем и, следовательно, видна на
большем расстоянии от терминатора. Это время удобно для изучения структуры
таких крупных кратеров, как Лангрен, Петавий и Фурнерий с характерными
центральными горками.
Рис 4 Карта лунной поверхности, “ вид в телескоп “
21
В первой четверти близ терминатора область богата замечательными
деталями лунного рельефа. В северной части видна половина Моря Холода отличающаяся внешним видом и яркостью от типичной морской поверхности. С
юга к Морю Холода примыкают окружающие Море Дождей горы Альпы,
рассеченные прямой трещиной длиной 170 км при ширине 10 км - Долиной Альп.
Южнее располагаются горы Кавказ и Апенины, которые замыкают кольцо вокруг
Моря Дождей с востока, отделяя его от Моря Ясности и от Моря Паров в юговосточном направлении. Высота гор достигает 8 км. Несколько южнее центра
диска Луны выстроились цепочкой с севера на юг крупные кратеры Птолемей
(146 км), Альфонс (124 км), Арзахель (92 км). Кратер Альфонс неоднократно был
заподозрен в проявлении вулканической деятельности. В последующие ночи
появится кратер Платон, расположенный к северу от Моря Дождей, и
примечательный тѐмным дном, а южнее - кратер Коперник (90 км), у которого в
фазе полнолуния обнаруживаются светлые лучи, простирающиеся радиально по
пересеченной местности на сотни километров. В южной части в Море Облаков
виден сброс материковой поверхности - Прямая Стена высотой до 300 метров при
длине более 100 км. На 12-й день после новолуния появляется кратер Кеплер (30
км) и кратер Аристарх (40 км) - наиболее яркий объект видимого полушария с
лучами повышенной яркости. Он является молодым кратером, а весь район носит
явные следы проявления лунного вулканизма.
В последующие две ночи можно ознакомиться с западной окраиной Океана
Бурь, на поверхность которого в 1966 году впервые опустилась автоматическая
станция "Луна-9", передавшая на Землю изображения лунного ландшафта.
Первые люди высадились на поверхность Моря Спокойствия в 1969 году.
6.4 Наблюдения покрытий звѐзд Луной
Поскольку Луна довольно быстро перемещается относительно звѐзд вдоль
эклиптики (за 1 час на величину диаметра своего диска), то временами она
22
закрывает собой звѐзды, происходят так называемые покрытия звѐзд Луной.
Различают покрытия темным краем, светлым краем, а также открытия, когда
звезда появляется из-за темного или светлого края Луны. Наблюдения этих
явлений дают ценный материал для определения радиуса Луны, уточнения теории
движения Луны, определения долготы местности. При покрытии звезды темным
краем происходит внезапное ее исчезновение, что объясняется отсутствием
атмосферы
на
Луне.
Астрономический
календарь
(Переменная
часть,
выпускаемая ежегодно) публикует моменты покрытий ярких звезд для ряда
городов, используя которые можно интерполяцией вычислить данные для своего
места. При наблюдении необходимо за 15-20 минут навести телескоп на звезду,
покрытие которой ожидается. Если телескоп имеет часовой механизм, то можно
оторваться от окуляра и начать более внимательно смотреть за 3-5 минут до
покрытия, в зависимости от точности предвычислений. В момент исчезновения
звезды следует включить секундомер и остановить его потом по сигналам точного
времени
или
по
показаниям
хорошо
выверенных
часов.
Наблюдения
представляют ценность, если они проводятся регулярно и обеспечивается
точность не хуже 0.2 - 0.3 секунды. Через час после покрытия можно ожидать
выхода звезды из-за Луны, но этот момент уловить гораздо труднее, т.к.
неизвестно
точно
место
появления
звезды
и
наблюдателю
трудно
сосредоточиться на появлении ненаблюдаемого объекта. Впрочем, если открытие
происходит не из-за освещенного края Луны, а из-за темного, то момент вспышки
до того не существовавшей звезды улавливается легко. При наблюдении
покрытий целесообразно применять большие увеличения с тем, чтобы за счет
малого поля зрения вывести освещенную часть Луны за его пределы и
сосредоточить внимание на самой звезде. За счет большого увеличения яркость
фона неба уменьшается, т.к. собираемый объективом свет "размазывается" на
большую площадь, а яркость звезды не изменяется, потому что звезда из-за своей
удаленности по-прежнему остается точечным объектом.
23
При наблюдении открытий приходится применять меньшее увеличение с
тем, чтобы можно было видеть значительную часть лунного края, из-за которого
должна появиться звезда. В противном случае легко ошибиться и вообще не
увидеть ее появления. Наблюдения легко удаются при ранних и поздних фазах, но
затруднены во время полнолуния из-за большой яркости Луны и сильной засветки
неба, особенно при плохой прозрачности атмосферы.
Задачи:
1) Пользуясь картой отождествить на лунной поверхности: Море Дождей, Океан
Бурь, Море Ясности, Море Облаков, Море Спокойствия.
2) Вблизи полнолуния найти кратеры с лучами: Коперник, Тихо, Кеплер.
3) Вблизи первой четверти найти и рассмотреть кратер Арзахель с центральной
горкой, Птолемей с плоским дном, древний кратер Жансен, вал которого
перекрыт более молодыми кратерами.
4) Найти окаймляющие Море Дождей горные цепи Апенины, Кавказ, Альпы.
5) Найти трещины и сбросы: в Море Облаков - Прямая Стена, в Море Дождей Долина Альп.
6) Найти в Океане Бурь место "прилунения" первой автоматической станции
Луна-9 (между кратерами Архимед, Аристилл, Автолик), место высадки
первого человека (Море Спокойствия), места высадки Луноходов -1 и -2 (Море
Дождей и Море Ясности).
7 Наблюдения метеоров
7.1 Метеорные явления
Метеоры, или "падающие звѐзды" - это световые явления в атмосфере
Земли, вызываемые вторжением небольших твердых частиц со скоростью от 15
до 80 км/сек. Масса таких частиц обычно не превышает нескольких граммов, а
24
чаще составляет доли грамма. Нагреваясь от трения о воздух, такие частицы
раскаляются, дробятся и распыляются на высоте 50-120 км. Все явление длится от
долей до 3-5 секунд. Яркость и цвет метеора зависят от массы метеорной частицы
и от величины скорости относительно Земли. "Встречные" метеоры загораются на
большей высоте, они ярче и белее; "догоняющие" метеоры всегда слабее и желтее.
Когда частица достаточно велика, наблюдается болид - ярко светящийся шар с
длинным следом, днѐм - тѐмным, ночью - светящимся. Появление его часто
сопровождается звуковыми явлениями (шум, свист, грохот) и выпадением
метеорного тела на Землю.
В настоящее время могут наблюдаться явления, связанные с вхождением и
сгоранием в атмосфере тел земного происхождения, - спутников, ракет и их
деталей. При малой скорости входа их в плотные слои атмосферы (<8 км/с)
свечение происходит на меньшей высоте, более продолжительное время и часто
сопровождается распадом тел на отдельные части. Возникающие при этом
световые эффекты весьма разнообразны. Большинство реально наблюдаемых
необыкновенных
световых
явлений
в
атмосфере
объясняются
именно
деятельностью, связанной с космическими запусками.
7.2 Методика наблюдений метеоров
Для
квалифицированного
придерживаться
основных
описания
пунктов
наблюдаемого
составления
явления
"словесного
следует
портрета"
происходящего.
1) Сразу же после явления записать по возможности точнее время и дату
события.
2) Оценить положение и направление полета либо относительно земных
предметов, либо по ярким хорошо известным звездам.
3) Оценить угловую длину пути метеора в радиусах лунного диска, сжатых или
раскрытых пальцев ладони на расстоянии вытянутой руки.
25
4) Оценить в секундах продолжительность полета.
5) Оценить угловую скорость полета: медленный, средний, быстрый, очень
быстрый.
6) Заметить относительно ближайших ярких звѐзд яркость метеора и "привязать"
его к звѐздам. Например, ярче такой-то звезды, но слабее Венеры. Всегда
отмечается максимум яркости метеора.
7) По условной шкале назвать цвет метеора: белый, желтоватый, чисто желтый,
красновато-жѐлтый, оранжевый, красный.
8) Запомнить положение максимума яркости на траектории, мысленно разделив
ее на 5 частей (например: на расстоянии 2/5 от конца траектории). Отметить
наличие вспышек на траектории, впечатление от объекта: очень плотный
звездообразный, рыхлый и тусклый, заметен или нет диаметр.
9) Если после полета остался след, то отметить по часам время его видимости,
плотность, скорость дрейфа в атмосфере.
Сразу же после наблюдения записать всѐ произнесенное, уточнить
положение и длину траектории. Полезно также сделать рисунок с нанесением
земных ориентиров в масштабе длины траектории, еѐ характерных особенностей.
По нескольким квалифицированным сообщениям можно установить причину
события, разыгравшегося на глазах наблюдателя. Особенно ценно, если явление
сопровождалось звуковыми явлениями (шипением, свистом, вплоть до удара о
землю). В этом случае желательно сообщить о происшедшем специалисту.
8 Наблюдения Солнца
8.1 Вид солнечной поверхности
Наблюдения Солнца легко доступны по времени, а большая яркость
позволяет получить изображение больших размеров. Безопаснее всего и удобнее
для группы наблюдателей рассматривать Солнце спроецированным телескопом
26
(биноклем) на белый экран. Категорически запрещается заглядывать в телескоп и
пытаться увидеть Солнце через тѐмный светофильтр установленный после
окуляра. Фильтры, как цветные, так и нейтральные темные, лучше всего
располагать перед объективом. Фильтр, установленный после окуляра, сильно и
неравномерно нагревается лучами Солнца, что может привести к его
растрескиванию и ожогу глаза. Также не следует устанавливать фильтры в
фокальной плоскости, т.к. в этом случае будут видны все царапины, пылинки и
неоднородности стекла фильтра. Экран целесообразно защитить от прямого
освещения Солнцем большим листом картона, надетым на телескоп или, еще
лучше, поместив возле окуляра прямоугольную призму или зеркало, отбросить
лучи Солнца на экран перпендикулярно трубе телескопа. В любом случае
объектив лучше задиафрагмировать пластинкой с отверстием 1 см, но не следует
светосилу телескопа (отношение D к F) доводить до 1:100 и более, т.к. в этом
случае изображение ухудшиться из-за дифракции света на краях диафрагмы.
Обычно на экране хорошо видны темные пятна, окруженные полутенью, а на
краю солнечного диска, где наблюдается потемнение поверхности от центра к
краю, можно заметить светлые продолговатые участки-факелы. Факелы также
можно заметить около крупных пятен. При хорошо подобранной яркости экрана и
чистой ровной его поверхности, а также при хорошей прозрачности атмосферы,
можно рассмотреть, что вся поверхность покрыта мелкими светлыми зернамигранулами, которые исчезают и появляются в течении 5-10 минут. Более
контрастно гранулы наблюдаются при использовании красного или оранжевого
светофильтра, убирающего рассеянный голубой фон неба.
Полученное на экране изображение можно сфотографировать обычным
фотоаппаратом. Однако лучше использовать окулярную камеру с прикрепленным
аппаратом, но делать это надо крайне осторожно, чтобы не перегреть и не сжечь
прорезиненные
шторки
затвора.
Изображения
контрастном режиме.
27
следует
рассматривать
в
8.2 Определение скорости вращения Солнца
Вращение Солнца легче всего определять по времени прохождения
различных образований по диску Солнца. Поскольку пятна, факелы, волокна
располагаются на разных гелиографических широтах, а вращение Солнца
происходит не как твердого шара, то периоды их обращения отличаются. Самое
быстрое вращение наблюдается на экваторе - 25 суток, а к полюсам скорость
вращения уменьшается до 30 суток. Регулярно получая изображения поверхности
Солнца, можно определить скорость его вращения и изменение скорости с
широтой. В этом случае будут получены синодические периоды вращения
Солнца, т.к. наблюдения производятся с движущейся вокруг Солнца Земли.
На полученных изображениях Солнца следует провести направление
суточной
параллели.
Для
этого
надо
дать
возможность
изображению
перемещаться по кадру приемника изображения, остановив часовой механизм
телескопа, и сделать два – три снимка через 3-5 минут. Если фотоаппарат жестко
зафиксирован на телескопе, то, совместив при обработке все изображения
(например, в Photoshop), можно проследить суточный дрейф какого-либо пятна, а
соединив эти точки прямой линией, получить направление суточной параллели.
Повторив съемки через несколько дней, можно получить достаточный материал
для определения скорости перемещения пятен и оценить скорость вращения
Солнца на широте расположения пятна. Эту процедуру необходимо повторить
несколько раз для разных групп пятен и взять среднее значение. В противном
случае мы можем попасть на пятна, имеющие значительное собственное
движение (до 1 в сутки), и получить неверный результат. Естественно, что пятна
должны быть взяты примерно на одной и той же широте.
Измеряя размеры пятен в долях солнечного диска, можно определить
размеры и площадь пятен, а также по нескольким снимкам проследить за их
изменениями. При этом из-за перспективного искажения при подходе пятна к
краю диска его форма из круглой превращается в эллиптическую.
28
8.3 Оценка прозрачности неба по солнечному ореолу
В дневное время оценку состояния безоблачного неба можно делать по
цвету неба и по величине ореола вокруг Солнца. При хорошей прозрачности небо
должно быть насыщенного голубого (синего) цвета, диск Солнца резко очерчен,
без заметного ореола. При крайне плохих условиях небо белесо-желтоватого
цвета, диск Солнца не имеет резкой границы, а сразу переходит в яркий ореол,
простирающийся со слабым спадом яркости на большое расстояние (15-20
диаметров Солнца). Полезно выработать произвольную 5- балльную шкалу, по
которой оценивать и записывать данные, соответствующие цвету неба и величине
ореола.
Например:
небо - синее, ореол отсутствует
- 0 баллов
- голубое, ореол на расстоянии 1-2 диаметров - 1
- голубовато-белое, ореол 2-5 диаметров
- 2
- бело-голубое, ореол на 5-10 диаметров
- 3
- светло-желтое, ореол свыше 10 диаметров
- 4.
В зависимости от данных местности эту градацию можно изменить,
подобрав более узкий рабочий диапазон изменения прозрачности. Оценки следует
производить в одно и тоже время суток, примерно на одной и той же высоте
Солнца над горизонтом.
При наблюдениях Солнца полезно помнить следующие приближенные
данные:
расстояние от Земли до Солнца
- 1 а.е. = 150 млн. км,
диаметр Солнца
- 1.5 млн. км,
в угловой мере диаметр Солнца
- 0.5 градуса
в центре диска Солнца 1" дуги соответствует - 700 км.
29
Задачи:
1) Получить изображение Солнца с солнечными пятнами и факелами. Определить
масштаб изображения Солнца и построить на нем линию суточной параллели.
2) Оценить в долях радиуса Солнца и в километрах размеры и площадь
солнечных пятен, сравнить с размерами Земли. Сравнить в процентах общую
площадь пятен по сравнению с общей поверхностью Солнца.
3) Повторить наблюдения через 0.5 - 1 часа, отметить перемещение пятен по
суточной параллели.
4) Повторить наблюдения в течение нескольких дней для оценки скорости
вращения Солнца и собственных движений пятен.
5) Регулярно проводить с записью в журнал наблюдений данные по прозрачности
атмосферы. Проследить связь прозрачности с другими метеоусловиями
(направление и сила ветра, сухая или дождливая погода и т.п.).
9 Наблюдения звѐзд
9.1 Оценка яркости звѐзд
Звѐзды различаются по своей яркости, или, как принято говорить, по
блеску. Около 20 самых ярких звѐзд были отнесены к звѐздам первой величины, а
самые слабые, но видимые невооруженным глазом, к шестой звѐздной величине.
Блеск звезды каждой последующей величины примерно в 2.5 раза слабее
предыдущей. Отношение блеска двух звѐзд при разности в 5 звѐздных величин
было принято равным 100. С развитием техники измерения блеска звезд, стали
отмечать десятые и сотые доли звѐздных величин. Наиболее яркие объекты имеют
даже нулевые и отрицательные звѐздные величины.
На глаз легко заметить разницу в 0.1 звѐздной величины. В Таблице 6
Приложения дается список ярких звѐзд с указанием видимых и абсолютных
звездных величин. Для сравнения звѐзд между собой вводится абсолютная
30
звѐздная величина, т.е. величина, которую имела бы звезда, если бы она
находилась от нас на расстоянии в 10 парсек. По абсолютным величинам в
Таблице 6 можно судить об истинной светимости звезды. Наше Солнце, будучи
удаленным на расстояние 10 парсек, выглядело бы звѐздочкой 5 величины, ничем
не выделяясь среди множества других звѐзд.
В сильный бинокль можно видеть звезды до 10 звѐздной величины, т.е.
примерно в 50 раз слабее, чем невооруженным глазом. Телескоп с 6-метровым
объективом, установленный на Северном Кавказе вблизи станицы Зеленчукская,
позволяет регистрировать звѐзды до 25 звѐздной величины.
В качестве стандартов звѐздных величин вблизи северного полюса
тщательно измерен ряд звѐзд, получивших название "Северного Полярного Ряда"
(СПР). Такой выбор обусловлен тем, что эта область всегда находится над
горизонтом, причем практически на одной и той же высоте, что исключает
необходимость учета изменения блеска звѐзд с изменением их высот. Список
звезд и карта околополярной области приведена в Таблице 2 и на Рис. 2. Звѐзды
на картах пронумерованы, а в таблице указан их блеск и спектральный класс.
Чтобы определить звездную светосилу оптического инструмента, надо заметить,
какая из занумерованных звѐзд еще видима, и по таблице определить еѐ блеск.
Оценку, насколько телескоп увеличивает возможности человеческого глаза,
лучше делать в таком порядке: оценка невооруженным глазом, оценка в телескоп,
оценка невооруженным глазом, оценка в телескоп и т. д..
Наблюдения
повторить
5-6
раз,
или
несколькими
независимыми
наблюдателями, после этого найти среднее арифметическое из нечѐтных и чѐтных
наблюдений, а затем разность этих средних величин. Полученную предельную
величину для телескопа сравнить с расчѐтной величиной.
Определение следует вести при наступлении полной темноты, не раздражая
глаз посторонним светом. При необходимости карту подсвечивать слабым светом,
давая глазу отдохнуть после этого.
31
9.2 Определение прозрачности неба по звѐздам Северного Полярного Ряда
На видимость звѐзд в значительной мере влияет прозрачность неба,
особенно для звѐзд, находящихся у горизонта. Состояние неба несложно
определить по наблюдениям предельной видимой звѐздной величины СПР.
Предполагая, что в среднем чувствительность глаза в течение довольно
длительного времени остается постоянной, следует систематически определять
предельную видимую звѐздную величину. Наблюдение можно проводить как
невооруженным глазом, так и с помощью оптики. Невооруженным глазом можно
проводить массовые оценки, которые после усреднения по числу наблюдателей,
дадут вполне уверенные оценки изменения прозрачности атмосферы либо в
течение ночи, либо в зависимости от сезона года. В первом случае оценки
видимости звезд СПР следует делать несколько раз за ночь. Во втором случае
необходимо отдельно делать несколько вечерних или утренних наблюдений,
усреднять отдельно вечерние и утренние результаты и строить графики
изменения средних вечерних или утренних в течение года.
Ряд ежегодных наблюдений в одной и той же местности с усреднением
предельных звѐздных величин для каждой декады месяца, позволит установить, в
какие месяцы в году воздух наиболее прозрачен.
Наблюдения могут выполняться самостоятельно наиболее подготовленными
наблюдателями независимо друг от друга.
Следует иметь в виду, что эти наблюдения необходимо делать в одинаковых
условиях: положение наблюдателя, фокусировка окуляра, посторонняя подсветка,
адаптация наблюдателя и т. п., так как все это влияет на видимость звѐзд.
9.3 Наблюдение цвета звѐзд и их связь с температурой
Помимо различия в блеске звѐзды отличаются между собой и по цвету,
который меняется от голубовато-белого до красноватого. Глазом хорошо
32
различимы цвета наиболее ярких звѐзд, а у слабых звѐзд цвета определить
невозможно. Происходит это из-за того, что яркость слабых звѐзд находится за
пределом цветового зрения, которое требует, чтобы на сетчатку глаза падал
световой поток не ниже определенного уровня. При наблюдении в телескоп
световой
поток
увеличивается
пропорционально
площади
применяемого
объектива и цвета становятся заметны и у слабых звѐзд. Особенное впечатление
производят двойные звѐзды, компоненты которых имеют разные цвета (см.
Таблицу 3 в Приложении).
Установив перед объективом призму с малым преломляющим углом или
дифракционную решетку в фокальной плоскости телескопа, мы получим спектры
всех звѐзд, попадающих в поле зрения инструмента. В этом случае особенно
наглядно проявляются особенности цветового зрения человека - для ярких звѐзд
мы увидим радужную полоску с переходами от фиолетового цвета к красному, а у
слабых звѐзд сможем увидеть лишь серебристую светящуюся полоску без
признаков цвета. Спектры звѐзд можно снять на фотопленку или ПЗС-матрицу.
При этом бело-голубые звѐзды дадут в случае применения дифракционной
решетки два симметричных спектра, располагающиеся близко к центральному
изображению звезды, а красные звѐзды, у которых ослаблен синий участок
спектра, образуют полоски более удаленные от изображения звезды. Таким
образом, на чѐрно-белом снимке изображения спектров будут разнесены тем
больше, чем краснее, а, следовательно, холоднее звезда. Для сравнения между
собой звѐзд по цвету надо выбирать звѐзды близкие по яркости, т.к. из-за
рассеяния света в эмульсии фотопленки и растекания зарядов на пикселах ПЗСматрицы, передержанные концы спектров будут иметь большие размеры.
Для визуальных наблюдений в Таблице 6 Приложения приводится список
ярких звѐзд различных спектральных классов (т.е. разной температуры).
33
9.4 Наблюдения двойных звѐзд для оценки состояния атмосферы
При рассматривании звѐздного неба в телескоп оказывается, что некоторые
звѐзды, кажущиеся невооруженному глазу одиночными, на самом деле являются
двойными, т.е. представляют собой пару близко стоящих друг от друга звѐздочек.
Способность телескопа разделить такие пары на составляющие зависит от его
"разрешающей силы", которая определяется увеличением и качеством объектива,
зоркости наблюдателя и состоянием атмосферы. В Таблице 3 дан список двойных
звѐзд, применяемый обычно для исследования качества телескопа. Обычный глаз
может разрешать объекты, расположенные на расстоянии 1 минуты дуги. При
использовании 60-кратного увеличения мы должны разделить компоненты
двойной звезды, находящиеся на расстоянии в 60 раз меньшем, т.е. на расстоянии
1 секунды дуги. Однако при плохой оптике и сильной турбулентности в
атмосфере этот предел может быть не достигнут.
Начать наблюдения следует со звѐзд, которые хорошо доступны для
разрешения, и постепенно переходить ко всѐ более тесным объектам. Предельная
пара звѐзд, которую сможет разрешить наблюдатель, определит разрешающую
способность телескопа. Наблюдение следует независимо проводить нескольким
наблюдателям по очереди. Для достоверности наблюдений следует отмечать
позиционный угол пары, т.е. определять, как расположены звѐзды: вертикально,
одна над другой, горизонтально, или под углом 30 , 45 , какая из звезд ярче, их
цвет и т.д.. Сравнивая несколько независимых наблюдений между собой, следует
вывести среднее для телескопа и применяемого увеличения.
Проводя наблюдения в течение нескольких вечеров, можно заметить
ухудшение или увеличение разрешающей способности в зависимости от
состояния атмосферы. Здесь сказывается как общая запыленность атмосферы, так
и величина турбулентности или скорость ветра не только в приземном слое, но и
в верхних слоях атмосферы.
34
9.5 Наблюдения переменных звѐзд
Существуют звѐзды, блеск которых систематически изменяется. Наблюдая в
течение длительного времени такую звезду, можно построить график изменения
блеска, так называемую "кривую блеска". По горизонтали обычно откладывается
время, а по вертикали - звѐздные величины. По кривой блеска можно определить
периоды и амплитуды изменения блеска, а по форме кривой - тип переменной
звезды.
Для определения изменений блеска переменной звезды v наиболее
употребителен способ Аргеландера. Для таких измерений необходимо поблизости
от переменной звезды выбрать две звезды сравнения, одна из которых немного
ярче, другая слабее переменной. Должна быть уверенность, что сами звѐзды
сравнения не испытывают колебаний блеска, т. е. являются постоянными, а также
по цвету не должны значительно отличаться от исследуемой. Желательно, чтобы
звѐздные величины звѐзд сравнения были известны. Одну из звѐзд, обычно более
яркую, обозначают a, а другую, слабее, - b. Интервал блеска между звѐздами a и b
делится по ощущению наблюдателя на столько частей, сколько наблюдатель
может уловить. Малоопытный наблюдатель может разделить на 4-5 частей,
опытный - до 10 частей, или степеней. Затем оценивают на сколько степеней
переменная слабее a и ярче b. Результат обычно записывают в виде а2v3b, что
означает что переменная звезда v на 2 степени слабее звезды a и на 3 степени ярче
b. По мере изменения блеска переменной звезды оценки степеней изменяются в ту
или иную сторону, в случае необходимости, выбирают звезду c, более слабую чем
b и производят оценки яркости между b и c.
Зная разницу в звѐздных величинах между a и b и число степеней между
ними для каждого наблюдения, находят значение степени для этого наблюдения,
а затем вычисляют блеск переменной v в звѐздных величинах. Также поступают
при оценках яркости между b и c, а затем строят график изменения блеска со
временем.
35
Измерения, проведенные несколькими независимыми наблюдателями,
позволяют получить больше точек на кривой блеска и более уверенно провести
среднюю кривую.
Одной
из наиболее
наблюдениям является
подходящих
переменных
звѐзд для
обучения
Цефея, имеющая амплитуду изменения блеска более
одной звездной величины и период около 5.4 суток.
В Приложении (Таблица 7), приводится список переменных звѐзд,
рекомендуемых для наблюдений.
Задачи:
1) Выбрать 5-6 ярких звѐзд из Таблицы 6, оценить на глаз их яркости и
расположить в порядке возрастания звѐздных величин.
2) Выбрать 5-6 звѐзд с различными температурами из Таблицы 6, оценить их цвет
и расположить в порядке перехода цвета от голубого к красному.
3) Провести определение предельных звѐздных величин (невооруженным глазом
или с помощью оптики) СПР в течение нескольких вечеров (ночей).
4) Оценить предел разрешения имеющейся оптики по наблюдениям двойных
звѐзд (Таблица 3).
5) Регулярно наблюдая одну из переменных звезд (Таблица 7) отметить ночи,
когда
звезда
имела
минимальную
яркость.
Наблюдения
проводить
несколькими наблюдателями независимо, данные сравнить и усреднить
результаты.
10 Наблюдения составляющих галактик
10.1 Рассеянные скопления
Кроме одиночных звѐзд в состав галактик входят двойные и кратные
системы, а также группы звѐзд, связанные силами тяготения и имеющие общее
происхождение, называемые звѐздными скоплениями. Даже невооруженным
36
глазом можно заметить на небе несколько мест, где звѐзды сгущаются и образуют
как бы звѐздную кучу или скопление. Если звѐзды в таких сгущениях физически
связаны друг с другом и движутся параллельными путями, то такие объекты
называются рассеянными скоплениями. Наиболее заметны из рассеянных
скоплений: Плеяды (Стожары, или Утиное гнѐздышко, или Семь сестѐр) и Гиады
в Тельце, Ясли в созвездии Рака, двойное скопление
и h Персея, Волосы
Вероники (см. Таблицу 8). Каждое скопление состоит из нескольких десятков или
сотен звѐзд, заключенных в объеме диаметром от 5 до 40 парсек. Располагаются
рассеянные скопления преимущественно в галактической плоскости.
10.2 Шаровые скопления
К шаровым скоплениям относятся скопления звѐзд сферической или
эллиптической формы, состоящие из десятков или сотен тысяч звѐзд,
концентрирующихся к центру скопления. Если средняя плотность звѐзд в
окрестностях Солнца составляет
0.1 звѐзд/пк3, то в шаровом скоплении
плотность в среднем превосходит 1000 звѐзд/пк3. Диаметры таких скоплений
заключены в пределах от 40 до 100 парсек. В нашей Галактике обнаружено около
150 шаровых скоплений. Наиболее яркие их них приведены в Таблице 8.
10.3 Диффузная материя
В Галактике, кроме звѐзд, присутствует сравнительно разреженная,
диффузная материя, занимающая огромные объемы в виде светлых или темных
туманных
объектов.
Темные
туманности
являются
газопылевыми
и
обнаруживаются потому, что заслоняют собою свет находящихся за ними звѐзд. В
том случае, если внутри находится горячая звезда, то туманность будет светлой и
излучать в оптике эмиссионный линейчатый спектр. При этом происходит
поглощение ультрафиолетовых квантов от центральной звезды и переизлучение
их в нескольких более длинноволновых спектральных линиях. Холодные
37
газопылевые туманности также излучают, но в радиодиапазоне. Излучение
происходит в основном в линии водорода на 21 см и молекул СО на волне 2.6 мм.
Разновидностью
газовых
туманностей
являются
так
называемые
планетарные туманности - расширяющиеся оболочки от взорвавшихся звѐзд.
Примером служит легко наблюдаемая в 100 мм телескоп туманность Кольцо в
созвездии Лиры - М57 (NGC 6720).
Для наблюдений туманностей наиболее полезен бинокль с большой
светосилой или телескоп со средним или малым увеличением. Из-за малой
поверхностной яркости при больших увеличениях происходит размазывание
собираемого телескопом света по большей площади, и слабые детали исчезают за
порогом чувствительности глаза. Значительный выигрыш дает фотография,
которая за счет большого времени накопления позволяет выявить структуру
туманности. Для этой цели также малопригодны длиннофокусные рефракторы с
малой светосилой (1:10; 1:16), хотя они и дают большее увеличение. Более
предпочтительны зеркальные рефлекторы даже любительского изготовления со
светосилой 1:6 или 1:4. Для съѐмок в телескоп наиболее удобны Плеяды, звѐзды
которых погружены в светящуюся туманность, либо туманность М42 в поясе
Ориона.
Для
съемки
обычным
фотоаппаратом
со
светосильным,
но
длиннофокусным объективом, лучше всего подходят протяженные туманности NGC 700 (Северная Америка) с поперечником 1 -1.5 , или NGC 6960 - Рыбачья
сеть (или Циррус). Фотографирование обязательно должно вестись с часовым
механизмом или ручным гидированием с помощью микрометрических винтов с
выдержкой от 30 до 60 минут в безлунную ночь. Желательно применение
красного фильтра, повышающего контрастность за счет того, что газовые
туманности наиболее сильно светят в красной линии водорода H . При съѐмке на
цветную пленку хорошо выделяются красные области, содержащие водород, и
зелѐные - богатые кислородом. Таблица 8 Приложения содержит список наиболее
ярких туманностей.
38
10.4 Далѐкие галактики
Кроме туманностей, действительно состоящих из облаков пыли и газа, к
туманностям относятся скопления звѐзд, находящиеся вне пределов нашей
галактики и представляющие такие же системы, как и наша галактика. В отличие
от местных скоплений эти туманности не концентрируются к плоскости нашей
Галактики, поскольку физически не связаны с нею. Наиболее близкая к нам
туманность Андромеды М31 со своим спутником М32 расположена на
расстоянии 2 миллиона световых лет и хорошо заметна невооруженным глазом.
Следующая по удаленности М33 в созвездии Треугольника видна нам такой,
какой она была примерно 3 млн. лет назад. М31 хорошо видна на негативах,
полученных малоформатными 35-мм камерами со штатными 50-мм объективами.
При светосиле 1:4 и больше и чувствительности 130-250 ед. выдержка составляет
примерно 60 минут, когда прорабатываются не только центральная часть, но и
спиральные рукава.
10.5 Галактика Млечный Путь
Летом и осенью в ясную безлунную ночь всѐ небо опоясано светлой
полосой, носящей название Млечный Путь. Средняя линия Млечного Пути
представляет собой большой круг, наклоненный к плоскости небесного экватора
под углом 62 и пересекающийся с ним в созвездиях Орла и Единорога. В средних
широтах видна часть Млечного Пути, проходящая по созвездиям Стрелец, Щит,
Орел, Лира, Лебедь, Цефей, Кассиопея, Возничий, Телец, Орион. Наиболее яркая
часть приходится на летние созвездия: от Стрельца до Цефея. В телескоп видно,
что светящаяся полоса Млечного Пути распадается на множество слабых звѐзд,
образующих в целом звѐздную систему - нашу Галактику (галактика по-гречески
"молочный"). Звѐзды Галактики (около 200 млрд.) образуют в пространстве
фигуру, которая выглядит как плоский диск диаметром 30 килопарсек (кпк) с
шарообразным утолщением в центре размером 2 кпк. От центральной области к
39
периферии отходят спиральные рукава, в которых концентрируются наиболее
молодые яркие звѐзды. Наше Солнце находится в Галактике на расстоянии 8 кпк
от центра и лежит почти в плоскости симметрии. Центр Галактики находится в
созвездии Стрельца в точке с координатами
= 17 часов 40 мин,
29 , однако
само ядро Галактики в оптическом диапазоне не наблюдается из-за огромного
скопления межзвездного газа и пыли в этом направлении. Солнце вместе с
основной массой близких звѐзд вращается вокруг галактического центра со
скоростью 220 км/с, делая полный оборот примерно за 250 млн. лет. Кроме того,
Солнце, подобно всем остальным звѐздам, имеет еще и случайную составляющую
движения, перемещаясь относительно центра масс близких звѐзд со скоростью
20 км/с по направлению к точке с координатами
18h и
30 вблизи звезды
Геркулеса. Общее число звѐзд в нашей Галактике примерно 1012 .
Задачи:
1) Отыскать на небе месторасположение ядра Галактики.
2) Отыскать на небе точку, по направлению к которой движется Солнце.
3) Отыскать визуально и в телескоп рассеянные скопления
и h Персея,
Плеяды, Ясли. Оценить число звѐзд в поле зрения телескопа.
4) Отыскать в телескоп шаровые скопления в Геркулесе, Пегасе, Гончих Псах.
Оценить возможное число звѐзд в скоплении.
5) Отыскать в телескоп диффузную туманность М42 около Ориона.
6) Отыскать планетарные туманности в созвездиях Лисички и Лиры.
7) Отыскать визуально и в телескоп туманность Андромеды М31.
8) Отыскать по координатам на звѐздной карте и в телескоп галактики М33 в
Треугольнике, М81 и М101 в Б. Медведице, и М51 в созвездии Гончих
Псов.
40
Список рекомендуемой литературы
Астрономический календарь, ежегодник,1985г: Переменная часть [Текст]:
под ред. М. М .Дагаева. - М.: Наука, 1984. –320 с.
Астрономический календарь: Постоянная часть [Текст]: под ред. П.И.
Бакулина. - М.: Наука, 1981 - 704 с.
Бронштен, В.А. Как движется Луна. [Текст]: монография. М. : Наука, 1984. 123 с.
Бронштен, В.А. Планеты и их наблюдение [Текст]: монография. - М.: Наука,
1979. – 206 с.
Дагаев, М.М. Наблюдения звѐздного неба. [Текст]: монография. - М.: Наука,
1988. –152 с.
Дубкова С.И., Засов А.В. Атлас звѐздного неба. [Текст]: монография. –
Росмэн-Пресс, 2006. – 64 с.
Еремеева А.И. История метеоритики. Истоки. Рождение. Становление.
Текст]: монография. – Феникс. 2006. – 896 с.
Куликовский, П.Г. Справочник любителя астрономии. [Текст]: монография.
- М.: Наука, 1971. – 372 с.
Керрод Р. Звѐздный календарь. Ежемесячный путеводитель по звѐздному
небу. [Текст]: монография. – Арт-Родник, 2005. – 96 с.
Китчин К. Иллюстрированный словарь практической астрономии. [Текст]:
монография. – АСТ, Астрель, 2006. – 304 с.
Леви Д. Путеводитель по звѐздному небу. [Текст]: монография. – АСТ,
Астрель, 2005. – 288 с.
Михайлов, А.А. Звѐздный атлас (до 8.5 зв. вел. ), [Текст]: монография. ГТТИ, 1953. - 52 с.
Цесевич, В.П. Что и как наблюдать на небе. [Текст]: монография. - М. :
Наука, 1988. - 452 с.
41
Приложения
Таблица 4 Видимость созвездий в средних широтах
Название
созвездия
Андромеда
Близнецы
Б. Медведица
Б. Пес
Весы
Водолей
Возничий
Видно
вечером
с февраля
в апреле
с апреля
с апреля
с декабря
Волопас
Видно всю
ночь
Видно
после
полуночи
Не видно
совсем
осенью
с августа
зимой
с сентября
незаходящее
зимой
с октября
май-июнь
с января
сентябрь
с июня
в декабре
с октября
март-май
в апреле
в мае
с января
с июня
в апреле
с декабря
с июня
с сентября
в апреле
в июне
с декабря
с марта
Гончие Псы
с июня
в апреле
с декабря
Дева
с июня
апрель-май
с декабря
Волосы
Вероники
Ворон
Геркулес
Дельфин
Дракон
Жираф
Змееносец
Змея
Кассиопея
Кит
с декабря
с сентября
с сентября
с января
август
с мая
незаходящее
незаходящее
июнь-июль
с марта
май-июнь
с марта
незаходящее
в октябре
ноябрьдекабрь
42
май-июнь
сентябрь-ноябрь
январь-март
частично
незаходящее
частично
незаходящее
сентябрь-ноябрь
в ноябре
частично
незаходящее
частично
незаходящее
в августеоктябре
январь-март
декабрь-январь
октябрь-декабрь
март-май
Продолжение таблицы 4 Видимость созвездий в средних широтах
Название
созвездия
Видно
вечером
Видно всю
ночь
Козерог
с декабря
Лебедь
с декабря
в августе сентябре
в августе с мая
сентябре
март-апрель
с ноября
незаходящее
незаходящее
в феврале
с октября
в ноябре
с сентября
в августе
с мая
Лев
Лира
М. Медведица
Малый Пес
Овен
Орел
с апреля
с февраля
с ноября
Орион
Пегас
Персей
с апреля
с января
с марта
в январе
в сентябре
в декабре
с сентября
с июля
с августа
Рак
Рыбы
Северная
Корона
Скорпион
Стрелец
Телец
с мая
с января
с июля
в феврале
в октябре
в июне
с октября
с июля
с января
Цефей
с мая
Видно
после
полуночи
с июня
с сентября
с октября
с марта
в июле
с февраля
в июле
с марта
в декабрес сентября
январе
незаходящее
43
Не видно
совсем
январь-март
частично
незаходящее
июль-сентябрь
май-август
март-май
декабрьфевраль
май-июнь
январь-март
частично
незаходящее
июль-сентябрь
февраль-апрель
октябрь-декабрь
октябрь-ноябрь
ноябрь-январь
апрель-июнь
Таблица 5 Планеты
Планета
Меркурий
Венера
Марс
Юпитер
Сатурн
Уран
Нептун
Плутон
Расстояние
от Земли
(в а.е.)
max
min
1.5
0.5
1.7
0.3
2.6
0.4
6.4
4.0
11.1
8.0
21.0
17.3
31.3
28.8
50.5
28.7
Угловой
экваториальный
диаметр
max
min
12.9"
4.5"
66.0
9.6
25.7
3.5
50.1
30.4
21.0
15.0
3.7
3.0
2.2
2.0
0.3
0.2
Блеск
(в звѐздных
величинах)
max
min
-1.0
+1.3
-4.3
-3.0
-2.8
+1.6
-2.2
-1.9
-0.4
+1.5
+5.4
+6.0
+7.6
+7.7
+14.3
+14.3
* Решением 26-ой Ассамблеи Международного астрономического союза в 2007
году Плутон исключен из списка планет солнечной системы и отнесен к классу
карликовых планет вместе астероидом Церера, вновь открытыми заплутоновыми
телами Седна, Квовар, Зена и др. Основанием послужили в основном малые
размеры тел, сравнимые по диаметру с диаметром Луны
44
Таблица 6 Список ярких звѐзд
Прямое Склонение Видимая
Абсолютная
Звезда
восхожзвѐздная Спектр звѐздная
величина
величина
дение
m
m
h
6 43
-1.46
A1
1.4 m
Б.Пса Сириус
-16 35'
14 13
19 27
-0.05
K2
-0.3
Волопаса, Арктур
18 35
38 44
0.03
A0
0.4
Лиры, Вега
5 13
45 57
0.08
G8
-0.7
Возничего, Капелла
5 12
-08 15
0.13
B8
-7.1
Ориона, Ригель
7 37
05 21
0.37
F5
2.5
М. Пса, Процион
5 52
07 24
0.42
M2
-6.1
Ориона, Бетельгейзе
19 48
08 44
0.76
A7
2.2
Орла, Альтаир
4 33
16 25
0.86
K5
-0.8
Тельца, Альдебаран
16 26
-26 19
0.91
M1
-4.8
Скорпиона, Антарес
13 23
-10 54
0.97
B1
-3.5
Девы, Спика
7 42
28 09
1.14
K0
0.9
Близнецов, Поллукс
20 40
45 06
1.25
A2
-7.4
Лебедя, Денеб
10 06
12 13
1.35
B7
-0.7
Льва, Регул
7 31
32 00
1.58
A1
10.7
Близнецов, Кастор
5 22
06 18
1.63
B2
-3.4
Ориона, Беллатрикс
5 23
28 34
1.65
B7
-2.1
Тельца, Нат
5 34
-01 14
1.70
B0
-6.8
Ориона, Алнилам
12 52
56 14
1.78
A0
-0.3
Б.Медвед., Алиот
5 38
-01 58
1.79
O9
-6.5
Ориона, Алнитак
11.01
62 01
1.79
K0
-0.8
Б.Медвед., Дубхе
3.21
49 41
1.80
F5
-4.4
Персея, Мирфак
13.46
49 34
1.86
B3
-1.7
Б.Медвед, Бенетнаш
5 56
44 57
1.90
A2
-0.3
Возничий, Менкалинан
6 35
16 27
1.93
A0
-0.05
Близнецов, Альхен
9.25
-08 26
1.99
K4
-0.5
Гидры, Альфард
2 17
-03 12
2.00
M6
-1.0
Кита, Мира
2 04
23 14
2.02
K2
0.1
Овна, Хамал
89 02
2.02
F8
-4.6
М.Медведицы, Полярная 1 49
45
Таблица 7 Переменные звѐзды
Звезда
Прямое
восхождение
Склонение
Видимая
зв. величина
макс
мин
Лириды (короткопериодические цефеиды)
RR Лиры
19 h 24 m
6.9
8.0
+42 41'
XZ Лебедя
19 31
+56 17
8.7
10.4
VZ Рака
08 38
+10 00
7.2
7.9
Цефеиды
22 27
+58 10
3.7
4.4
Цефея
19 50
+00 53
3.5
4.6
Орла
07 01
+20 39
3.7
4.2
Близнецов
RT Возничего
06 25
+30 32
5.3
6.6
T Лисички
20 49
+28 04
5.4
6.1
E Единорога
06 23
+07 07
5.6
6.6
S Стрелы
19 54
+16 30
5.9
7.0
SU Кассиопеи
02 48
+68 41
6.2
6.8
X Лебедя
20 41
+35 24
6.5
8.2
Долгопериодические переменные
02 17
2.0
10.1
Кита
03 12
R Гидры
13 27
3.0
11.0
23 01
19 49
+32 47
3.3
14.2
Лебедя
R Кассиопеи
23 56
+51 07
4.8
13.0
Затменные переменные
03 05
+40 46
2.2
3.5
Персея
18 48
+33 18
3.4
4.3
Лиры
03 58
+12 21
3.5
4.0
Тельца
WW
06 29
+32 30
5.7
6.4
Возничего
AR Возничего
05 15
+33 43
5.8
6.5
U Стрелы
19 17
+19 31
6.3
9.9
U Цефея
00 58
+81 36
6.6
9.8
46
Период
дни
0.567
0.467
0.178
5.366
7.177
10.151
3.728
4.436
27.020
8.382
1.949
16.387
331.65
388.0
406.84
431.0
3.867
12.908
3.953
2.525
4.135
3.381
2.493
Таблица 8 Звѐздные скопления
Скопление
Гиады
М 45
Плеяды
М7
М 44 Ясли
М 67
h Персея
Персея
М6
М 41
М 39
М 35
М 34
М 23
М 37
М 36
М 22
М 13
М 92
М5
М4
М 15
М2
М3
М 10
М 12
Созвездие
Телец
Телец
Скорпион
Рак
Рак
Персей
Персей
Скорпион
Б. Пес
Лебедь
Близнецы
Персей
Стрелец
Возничий
Возничий
Стрелец
Геркулес
Геркулес
Змея
Скорпион
Пегас
Водолей
Гонч. Псы
Змееносец
Змееносец
Прямое
Склонение Угловой
восхождение
диаметр
Рассеянные скопления
04 h 18 m
+15 35'
03 44
+23 58
Видимая
звѐздная
величина
1200'
180
0.8
1.4
34 48
+19 52
+12 00
+56 55
+56 53
32 11
20 42
+48 13
+24 20
+42 34
19 01
+32 33
+34 07
70
420
18
36
36
55
50
30
40
42
35
34
19
3.2
3.9
4.0
4.3
4.3
4.7
5.1
5.2
5.4
5.8
6.0
6.2
6.3
Шаровые скопления
18 33
23 58
16 40
+36 33
17 16
+43 12
15 16
+02 16
16 21
26 24
21 28
+11 57
21 31
01 03
13 40
+28 38
16 45
04 02
16 47
01 52
24
18
11
14
24
12
12
24
14
14
5.0
5.7
6.4
5.8
5.8
6.3
6.3
6.4
6.7
6.8
17 51
08 38
08 48
02 16
02 19
17 37
06 45
21 30
06 06
02 39
17 54
05 49
05 32
47
Таблица 9 Туманности
Номер
в каталоге Созвездие
NGC или M
Угловые
размеры
Видимая
звѐздная
величина
М42
2237
2264
М8
6960
6992
7000
Диффузные туманности
5 h 33 m
Ориона
05 25'
Единорог
6 30
+04 40
S Единорог
6 38
+09 57
Стрелец
18 02
24 20
Лебедь
20 44
+30 32
Лебедь
20 54
+31 30
Лебедь
20 27
+44 08
66'x60'
64 x61
60 x30
60 x35
70 x 6
78 x 8
120 x100
3.0
М57
М27
7009
7293
Планетарные туманности
Лира
18 52
+32 58
Лисичка
19 57
+22 35
Водолей
21 01
11 34
Водолей
22 27
21 06
1.4 x1
8x4
0.7 x0.4
15 x12
9.3
26 x16
12 x 8
200 x90
22 x 6
83 x53
35 x14
15 x13
14 x10
11 x 9
28 x28
8.9
9.1
4.3
7.7
6.2
7.8
8.9
8.9
8.4
8.2
205
М32
М31
253
М33
М81
М94
М51
М83
М101
Андромеда
Андромеда
Андромеда
Скульптор
Треугольн
Б. Медв.
Гонч. Псы
Гонч. Псы
Гиады
Б.Медвед.
Прямое
Склонение
восхождение
Галактики
0 38
+41 25
0 40
+40 36
0 40
+41 00
0 45
25 34
1 31
+30 24
9 51
+69 18
12 49
+41 23
13 28
+47 27
13 34
29 37
14 01
+54 35
48
4.7
6.8
1.3
8.4
6.5