Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии

Подождите немного. Документ загружается.

§5.8. Наблюдения

переменных

звезд

311

4 5\

t/eH/77/7

диска

Край--

диска

этой лопаточки можно наклеить шкалу солнечных пятен (рис. 221) для оценки общей

площади всех пятен (включая и их полутени).

Подробная запись должна содержать число и поясное время наблюдения (до де-

сятой доли часа); номер по порядку; обозначение группы пятен или отдельно-

го пятна; число пятен в группе; величину площади, занимаемой пятном, или

сумму площадей пятен, входящих в состав группы; цифровое обозначение каче-

ства изображений (например, по пя-

тибалльной шкале: 1 — очень плохое,

5 — отличное). Полезно особо от-

мечать пятна и группы, проходящие

центральный меридиан. Именно они

в первую очередь вызывают возмуще-

ния магнитного поля Земли. Пятна

и группы, появившиеся среди дис-

ка, также надо особо отмечать и сле-

дить за их развитием. Площадь пят-

на (включая площадь окружающей

его полутени) определяется сравне-

нием со шкалой (рис. 221). В площадь

группы входят также участки полу-

тени, не имеющие ядер. Отдельные,

наиболее интересные группы пятен

надо зарисовать в большом масшта-

бе (глядя сквозь темное стекло прямо

в окуляр), чтобы следить за ходом

развития группы ото дня ко дню.

При перемещении круглого пят-

на ближе к краю Солнца оно ста-

новится эллипсом, а полутень —

асимметричной: шире к краю диска,

уже — к его центру. Это так называ-

емое явление Вилсона (рис. 222). Со-

здается впечатление, что пятно с по-

лутенью похоже на воронку (наклон-

ные стенки воронки — это полутень).

Определение того места диска, где по-

лутень со стороны центра диска ис-

чезает, дает возможность определить

глубину «воронки» солнечного пят-

на. Площадь пятна, форма которого

искажена явлением Вилсона, опре-

деляется сравнением шкалы рис.221

с наибольшим диаметром (большой

осью) эллипса.

Часто используют следующую классификацию пятен и их групп:

I. Одиночная пора.

II. Группа пор.

III. Одиночное пятно.

IV. Одиночное пятно с порами.

Рис. 222. Искажение формы солнечных пятен

вблизи края (явление Вилсона). Внизу снимок

А. С. Фомина (ЛОВАГО), сделанный с помощью

самодельного телескопа Кассегрена (главное зер-

кало 123 мм)

312

Глава 5. Астрономические наблюдения

V. Биполярная

* группа с большим головным пятном.

VI. Биполярная группа с малым пятном впереди.

VII. Биполярная группа с близкими по величине пятнами.

VIII. Многоцентровая группа пор.

IX. Многоцентровая группа пятен.

X. Особые случаи.

Чтобы всегда иметь представление о масштабе рисунков, надо на общем схе-

матическом рисунке Солнца, полученном на экране, отметить границы той части

поверхности, которая изображена на более подробном рисунке. На всех рисунках

должно быть указано направление суточной параллели. Для этого надо, отметив

точкой положение какой-нибудь поры или пятна, дать возможность его изображе-

нию сместиться суточным движением и через некоторое время (минуты через 1,5)

вновь отметить на рисунке его положение. Соединяя эти отметки прямой линией,

получаем направление суточной параллели. Это определение направления параллели

лучше провести два раза — до и после зарисовки. При наблюдениях в последующие

дни обозначение групп (например, заглавными буквами латинского алфавита или

цифрами) надо сохранить.

Так как видимое вращение Солнца происходит с синодическим периодом

27,275

(для экваториальных зон), то пятно, появившееся у восточного края Солнца,

будет постепенно смещаться на запад, пока не скроется за западным краем Солнца.

Некоторые пятна неожиданно возникают в каком-нибудь месте диска Солнца,

а другие исчезают, не достигнув западного края. Бывали случаи, когда одно и то же

пятно наблюдалось в течение двух-трех оборотов Солнца. Вообще же они исчезают

быстрее. Все это необходимо отмечать в журнале наблюдений.

Распространенной характеристикой пятнообразовательной деятельности Солн-

ца служит относительное число Вольфа W, пропорциональное удесятеренному числу

групп g плюс общее число пятен /:

W = k(\0g + f), (100)

где к — коэффициент, величина которого зависит от наблюдателя и от инструмента

и позволяет сравнивать между собой наблюдения, произведенные в различных

условиях. При этом необходимо иметь в виду, что каждое ядро, отделенное от другого

ядра полутенью, а также отдельные поры, считаются за пятна. При счете групп

отдельное пятно и даже отдельная пора также считается за группу.

Числа Вольфа, полученные из наблюдений на инструментах различной силы,

надо приводить к одинаковым условиям, например, сравнивая ряды параллельных

наблюдений. В Цюрихе (Швейцария) находится Центральное бюро Международной

Службы Солнца, в котором составляют сводку всех наблюдений Солнца, а затем

публикуют величины W на каждый день, средние значения за каждый месяц,

и наконец, средние годовые W (см. табл. 23). Для самой Цюрихской Службы Солнца

коэффициент к равняется единице. В России подобные сводки составляют Служба

Солнца Пулковской обсерватории. Сопоставив свои данные с их материалами,

наблюдатель сможет оценить величину к для своих наблюдений. Среднегодовые

и среднемесячные значения чисел Вольфа можно найти в Интернет:

http://sidc.oma.be/DATA/yearssn.dat

http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/sunspots.htm

''Состоящая из двух пятен противоположной магнитной полярности.

§5.8. Наблюдения переменных звезд 313

6 Января В Марта В Июня 8

Июля

Сентября

ВДекпбря

Рис.223. Положение оси вращения Солнца и солнечного экватора в различные даты

Ось вращения Солнца наклонена под углом 82°45' к плоскости земной орби-

ты. Поэтому в разные времена года различно расположение солнечного экватора

и полюсов на диске Солнца (рис.223). Точки пересечения экватора Солнца с плос-

костью эклиптики называют узлами экватора Солнца. Долгота восходящего узла

равна 73°40' + 0,8375'(Т - 1850), где Т - текущий год.

Для определения положения деталей на Солнце служат гелиографические коор-

динаты — гелиографические широты и долготы. Широты В отсчитываются от сол-

нечного экватора к полюсам, положительные — к северу. Долготы Л отсчитываются

от условного нулевого меридиана Кэррингтона. Он прошел через восходящий узел

экватора Солнца

января 1854 г. в 12

среднего гринвичского времени (юлианская

дата J. D. 2 398 220,0) и движется с угловой скоростью 14,1844° в сутки (звездный

период обращения 25,380

). Условились считать за первый оборот Солнца тот,

который начался 9 ноября 1853 г. в момент совпадения меридиана Кэррингтона

с центральным меридианом Солнца в Гринвиче. Гелиографическая долгота отсчиты-

вается от меридиана Кэррингтона в направлении вращения, т.е. на запад.

Рис. 224. Изменение формы линии аа', совпадавшей с центральным

меридианом, через 1, 2, 3, 4 и 5 оборотов Солнца вследствие увеличения

периода вращения с гелиографической широтой /3 (схема)

Гелиографические координаты деталей меняются со временем как в силу разной

скорости вращательного движения разных зон Солнца (рис. 224), так и от того,

что солнечные пятна сами немного смещаются по поверхности. Эти координаты

определяются следующим образом. Проведя через центр изображения диска Солнца

перпендикуляр к направлению суточной параллели, получаем направление круга

склонения. В табл.36 помещены величины Во и Р

, которые дают возможность

314

Глава 5. Астрономические наблюдения

провести на рисунке направление оси вращения Солнца и наметить его экватор:

Во есть гелиографическая широта центра видимого диска Солнца, а Ро — угол оси

вращения Солнца с кругом склонения (плюс — к востоку от северной точки круга

склонений, пересекающего лимб Солнца, минус — к западу). Отложив этот угол Р

на рисунке, получим направление оси вращения Солнца. Эта линия разделит

изображение Солнца пополам и совпадет с центральным меридианом Солнца.

Приложив к рисунку Солнца ортографическую сетку (см. Приложение V) и совмещая

ее центральный меридиан с осью вращения, считываем с сетки координаты Ь' и V

интересующей нас детали. После этого надо ввести поправки ДЬ и А1, учитывающие

наклон оси вращения Солнца.

Таким образом,

В = Ь' 4- АЪ, 1 = 1' + АI,

где

Ab^Bocosl

, А1 = Во sin l' tg b',

причем, Ab имеет знак Во, a А1 — знак произведения Во

•

Ь'.

Окончательно гелиографическая долгота А будет равна

A = l + L,

где L — гелиографическая долгота центрального меридиана относительно меридиана

Кэррингтона. Если А получится больше 360°, надо вычесть 360°, если А получится

отрицательной — прибавить 360°. Величины L помещаются в разделе «Физические

координаты» в астрономических ежегодниках.

5.1.2. Наблюдения факелов

Факелы и факельные поля также являются активными областями солнечной поверх-

ности, и их прохождение через центральную часть диска нередко сопровождается

магнитными бурями на Земле. Факелы лучше всего видны ближе к краям солнечного

диска (до расстояния 0,3-0,4 радиуса от края диска). Большей частью они окружают

солнечные пятна, хотя иногда видны и вдали от пятен. Необходимо зарисовать

форму и расположение факельных полей и следить за их изменением. Регистра-

цию ведут отдельно по западному и восточному краям, оценивая интенсивность

в произвольной (например, трехбальной) шкале. Результаты наблюдений факелов

записывают в таблицу, указывая дату, время, номер соответствующего рисунка

Солнца, координаты факела или центра факельного поля /3 и А, протяженность

поля по широте А/3 и долготе ДА (получаются как разность широт самой северной

и самой южной точек поля и разность долгот самой западной и самой восточной

точек), тип и интенсивность, качество изображений.

По своему внешнему виду факелы и факельные поля разделяются на следующие

три группы.

I. Сплошной факел без особой структуры — светлое пятно или группа светлых

пятен.

II. Волокнистый факел нитевидной формы.

111. Точечный факел. Факельное поле в этом случае покрыто светлыми точками.

Очень редко довольно далеко от края Солнца можно заметить яркие точки,

выделяющиеся на фоне фотосферы, -г это солнечные вспышки. Обычно они видны

заметно лучше в монохроматическом свете, особенно в лучах линии водорода Н

Регистрация их очень важна. Надо точно отметить начало и конец этого весьма

кратковременного явления.

§5.8. Наблюдения

переменных

звезд

315

5.1.3. Фотографические наблюдения Солнца

Любитель, искушенный в фотографии, может попробовать получить снимок Солнца

со всеми деталями его поверхности. Основная трудность заключается в том, чтобы

осуществить очень короткую выдержку. Солнце дает так много света, что даже при

диафрагмированном (однако, не больше чем до 0,3 диаметра) объективе и самых

малочувствительных фотопластинках (диапозитивных) выдержка должна быть по-

рядка 1/100-1/300 секунды. Выгодно для этого употребить шторный затвор. При

столь короткой экспозиции часовой механизм трубы излишен, так же, впрочем, как

и параллактическая установка, т.е. можно использовать простейшую азимутальную

монтировку.

Для фотографирования надо изготовить маленькую фотокамеру, в которой

объективом будет служить окуляр трубы, а кассета с фотопластинкой должна

находиться на некотором расстоянии позади него. Фотокамеру выгоднее укре-

пить на подвижной части окулярного конца, чтобы передвижением одного лишь

окуляра можно было фокусиро-

вать изображение Солнца. Каме-

ра должна быть светонепрони-

цаемой и вычерненной изнутри.

Размеры и устройство кассет-

ной части надо согласовать с ве-

личиной получающегося изобра-

жения. Первоначальную фокуси-

ровку можно произвести на глаз

по матовому стеклу, но точную

надо проводить фотографичес-

ки, получая снимки при разных

установках окуляра в пределах

1 мм в обе стороны от визуаль-

ного фокуса. Моментальный за-

твор надо поместить между оку-

ляром и пластинкой (рис. 225).

О других конструкциях астрока-

мер см. книгу Вокулера и Тек-

серо «Фотографирование небес-

ных тел».

Для ориентирования фотографий Солнца надо перед кассетой укрепить нить

и вечером получить фотографию какой-нибудь яркой звезды при неподвижной

трубе. Тогда на фотографии получится черный след от суточного движения звезды

и светлый след нити на пластинке, несколько завуалированной светлым фоном не-

ба. Угол между этими следами надо точно измерить и учитывать при ориентировке

фотографий Солнца. Конечно, камеру надо укреплять на трубе всегда строго одина-

ковым образом, для чего на трубе и на камере надо сделать соответствующие метки.

Иногда приходится брать более толстую нить, чтобы получить более отчетливый ее

след на пластинке.

Перед проявлением необходимо в темноте простым (не химическим!) каранда-

шом отметить на фотографическом слое дату и номер снимка. Все данные о фото-

графировании надо записать в журнал наблюдений.

Материалы наблюдений Солнца надо направлять время от времени (например,

ежемесячно) в Службу Солнца Главной астрономической обсерватории Россий-

Рис. 225. Окулярная камера: А — камера, укреплен-

ная на окулярной трубке, В — передняя перегородка,

С — щель с пазами D для укрепления моментального

затвора, Е — паз для матового стекла или кассеты

316 Глава 5. Астрономические наблюдения

ской АН (Пулковской). Надо указать свое имя, отчество, фамилию, адрес, дать

подробные сведения об использованном инструменте; отметить качество изображе-

ний для каждого наблюдения. Чем подробнее будут сведения о наблюдениях, тем

больше пользы можно извлечь из присланных материалов.

5.1.4. Наблюдения солнечных затмений

Возможными объектами этих наблюдений могут быть: солнечная корона (в особен-

ности внутренняя) с деталями ее структуры — лучами, дугами, струями. Желательно

получить рисунок (по возможности цветной). Имея в виду малую продолжительность

фазы полного затмения, можно сосредоточить внимание на каком-нибудь секторе

короны, дав его точную ориентировку относительно суточной параллели.

Полезно заранее потренироваться в таких зарисовках, имея перед глазами на ко-

роткое время фотографию короны или диапозитив. Изготовив заранее из тонкой

проволоки сетку, в которой ряд радиусов соединен концентрическими окружностя-

ми, имеющими радиусы в I, 2, 3 радиуса солнечного диска, можно будет уверенно

фиксировать расположение и протяженность различных деталей короны. Иногда

советуют рисовать мелом на черной бумаге (например, оберточной от фотоматериа-

лов). Без защитного темного стекла (например, засвеченной, проявленной на свету

и отфиксированной фотопластинки или пленки, или густозакопченного стекла, или

очков газосварщика) нельзя смотреть на Солнце

'. Лишь только после ис-

чезновения последнего луча и до появления первого луча после затмения можно

смотреть на корону без специальной защиты глаз! Советуют один глаз до наступле-

ния полной фазы подержать в темноте (но не прижимать к нему ничего!). Он тогда

окажется способным заметить более слабые детали короны. Можно попытаться сфо-

тографировать весь ход затмения, сдвигая кассету между экспозициями. Во время

50°

I г<А

1 Г

Волопас

Дева

Мее

Солнце

Истинный горизонт

I I 1 1—

n Точна

запада

• ^

50°

40°

20° 30° 40° 50° 00" 70° ВО" 30° 700°

Рзиму/л от 7770VHU юга

Рис. 226. Пример карты окрестностей Солнца во время полного солнечного затмения

^Замечательный советский исследователь переменных звезд Н .Ф. Флоря (см. о нем ИАИ. 1986.

Вып. 18. С. 239-258) в юности безвозвратно повредил себе левый глаз, неосторожно поглядев на Солнце

в астрономическую трубу.

§ 5.3. Наблюдения лунных затмений

317

съемки частных фаз надо учесть все сказанное выше о фотографировании Солнца.

Фотографирование полной фазы, т.е. получение снимка короны, требует высоко-

чувствительных пластинок и экспозиций порядка секунд, что для длиннофокусного

телескопа возможно только при наличии часового механизма. Для фотографирования

внутренней короны достаточны экспозиции порядка 0,1 секунды, что можно сделать

и без часового механизма. Пластинки должны иметь противоореольный слой. Ин-

тересны снимки, полученные с различными светофильтрами (при условии быстрой

их смены и известной кривой их спектральной прозрачности). Со спектральной

аппаратурой можно попытаться получить спектр короны, а также «спектр вспыш-

ки» (см. рис. 32). Очень важно фиксировать точные моменты получения фотографий.

В момент полной фазы (и даже несколько раньше и после нее) надо сравнить

вид звездного неба с приготовленной картой окрестностей Солнца, на которой

следует заранее отметить положение близких к нему планет. Может оказаться, что

в окрестностях закрытого Луной диска Солнца будет открыта новая комета, вне

затмения скрывающаяся в лучах Солнца. Пример такой карты приведен на рис.226.

Представляют научный интерес фенологические наблюдения, т.е. наблюдения над

животными, птицами и насекомыми, как домашними, так и дикими. Эти наблюде-

ния надо начинать задолго до наступления полной фазы затмения и продолжать их

после ее окончания.

§5.2. Наблюдения Луны

Луна представляет собой очень интересный объект для наблюдений. Отсутствие

на ней атмосферы делает тени резкими, что при косом освещении подчеркивает все

особенности рельефа.

Прилагаемая карта (Приложение 1) поможет любителю, обладающему телеско-

пом средней силы, в первоначальном знакомстве с особенностями лунной поверх-

ности. Для углубленного изу-

чения, которое требует более

сильных инструментов (позво-

ляющих использовать увеличе-

ния в сотни раз), понадобятся

более подробные атласы и кар-

ты Луны.

Очень интересны следую-

щие наблюдения:

1. Наблюдения изменений

вида лунных образований с фа-

зой Луны. Эти изменения обу-

словлены различием в услови-

ях освещения Солнцем, а так-

же различием в положении тех

или иных деталей относитель-

но земного наблюдателя вслед-

ствие либрации Луны. По фор-

ме теней, отбрасываемых гора-

ми и по изменениям этих те-

ней можно судить об истинном

строении тех гор, которые мы

/Ог

Рис. 227. Селенографические координаты при наблю-

дении в телескоп. На старых картах запад и восток имеют

противоположное направление. С 1961 г. их поменяли

местами, .чтобы не создавать неудобств для будущих

космонавтов на Луне

318 Глава 5. Астрономические наблюдения

всегда видим лишь сверху. Иногда наблюдаемые изменения вида детали лунной

поверхности могут свидетельствовать об ее действительных изменениях. Особенно

ценны патрульные наблюдения отдельных кратеров (например, Альфонса, Аристар-

ха, Тимохариса, Гассенди и некоторых других), в которых иногда заметны извержения

газов, вызывающие временные помутнения обычно очень четко различимых деталей.

Однако следует помнить, что на Луне действует очень мало причин, которые

могут вызвать подлинные изменения ее поверхности. А изменения освещения

в сочетании с действием либраций могут заметно менять облик той или иной детали

лунного диска.

2. Изучение кратерных цепочек, которые могут выявиться при особых условиях

освещения.

3. Определение окрашенности различных мест на Луне (особенно в «морях»)

и изменений окраски. Эти наблюдения требуют некоторого опыта, так как на первый

взгляд поверхность Луны представляется однотонной. Для наблюдений различной

окраски полезно употреблять светофильтры: красный, синий, зеленый, фиолетовый.

При зарисовках деталей лунной поверхности необходимо указывать время за-

рисовки, чтобы можно было потом определить положение терминатора и усло-

вия освещения (высоту Солнца

над горизонтом данного места

на Луне).

Для указания места на Лу-

не пользуются селенографичес-

кими координатами: долготой А

и широтой /3. Эту систему мож-

но изобразить в ортографиче-

ской проекции, когда меридиа-

ны представляются полуэллип-

сами, а параллели — прямыми

линиями (рис.227).

Можно также воспользо-

ваться описанной выше сеткой

для наблюдения Солнца (При-

ложение V) и по данным из аст-

рономического Ежегодника или

АК о физических координатах

Луны («о — селенографическая

долгота, /За — широта центра

диска Луны в данный момент

и Р — позиционный угол цен-

трального меридиана) соответ-

ственным образом ориентиро-

вать сетку относительно изобра-

жения Луны и измерять коорди-

наты деталей по этой сетке.

Долготы на Луне отсчитываются от нулевого меридиана, который делит диск

Луны пополам при либрации по долготе, равной нулю

' (положительные долготы —

Иначе: начальный меридиан совпадаете центральным; тогда Луна находится одновременно на линии

узлов и на линии апсид лунной орбиты.

/тяйиовонцдипнЛтки/щр

От новалутя долалналулия

Рис. 228. Примерный вид различных фаз Луны (указан

ее возраст в днях; см. табл. 18)

§ 5.3. Наблюдения лунных затмений

319

к востоку, отрицательные — к западу). Положительные широты отсчитываются

к северу от лунного экватора, отрицательные — к югу.

Приближенно вид Луны можно определить по табл. 18 и по рис.228, который

надо рассматривать в двух положениях (сообразно фазам Луны).

5.2.1. Фотографирование Луны

Аппаратурой, предназначенной для фотографирования Солнца (п. 5.1.3), можно вос-

пользоваться и для фотографирования Луны. Желательно пользоваться пластинками

высокой чувствительности, так как выдержка не должна быть столь малой, как

для Солнца. При фотографировании с окулярной камерой выдержку приходится

увеличивать до секунды, что уже требует часового механизма для ведения трубы.

Употребление слабого желтого фильтра может увеличить четкость изображения, так

как он не пропускает далекие фиолетовые лучи, сильно действующие на фотопла-

стинки, но не собирающиеся объективом трубы в один фокус с другими лучами

видимого спектра. Фотографирование следа суточного движения одной яркой звезды

при неподвижной трубе дает направление небесной параллели.

5.2.2. Покрытие звезд Луной

Наблюдение покрытий звезд Луной состоит в точной регистрации (с точностью

до 0,5

) моментов исчезновения и появления тех звезд, которые на время закрыва-

ются Луной, перемещающейся среди звезд с запада на восток со средней скоростью

около 13,2° в сутки. Несмотря на многолетние наблюдения Луны и многочислен-

ные исследования теории ее движения, до сих пор нельзя предсказать наступления

и продолжительности покрытий звезд Луной с такой точностью, с которой предвы-

числяются многие другие небесные явления. Поэтому наблюдения покрытий звезд

могут дать ценные данные для улучшения весьма сложной теории движения Луны.

Для серьезной постановки этой работы надо иметь

очень хорошо налаженную «службу времени» (§ 4.5)

и знать координаты места наблюдения с точностью

до 0,1

по долготе и до 1' по широте.

Чем больше телескоп, тем большее увеличение

он может дать без потери четкости изображения.

Удобнее всего (и точнее) наблюдать исчезновение

звезд за темным краем лунного диска, т.е. в про-

межутке от новолуния до полнолуния, а появле-

ние (или открытие) — после полнолуния. Точным

наблюдениям около яркого края мешает иррадиация

(кажущееся увеличение яркого пятна на темном фо-

не). Однако яркие звезды можно пытаться наблюдать

и в этом случае.

Рис. 229 дает представление о двух типах покры-

тий: покрытие темным краем диска Луны (до полно-

луния) и покрытие ярким краем (после полнолуния).

Стрелками показано движение звезды относитель-

но Луны, как оно наблюдается в телескоп (юг —

вверху рисунка). Очевидно, что во время полнолуния

и покрытие и открытие звезды будут наблюдаться

за ярким краем диска Луны.

Рис. 229. Покрытия звезд Лу-

ной: покрытие темным кра-

ем (от новолуния до полнолу-

ния) (а); покрытие ярким кра-

ем (от полнолуния до новолу-

ния (б). Стрелки показывают

относительное движение звезды

320

Глава 5. Астрономические наблюдения

Весьма интересно покрытие группы ярких звезд скопления Плеяд (см. рис. 112,

а также табл. 49 и приведенную там карту скопления. Так как путь Луны среди звезд

периодически несколько меняется, то покрытия Плеяд происходят не каждый месяц

и даже не каждый год.

Изредка можно наблюдать покрытие Луной планет, а также покрытие звезд

планетами. В отличие от звезды, планета не скрывается сразу за краем Луны: можно

заметить и первое соприкосновение дисков планеты и Луны, и момент полного ис-

чезновения планет за Луной. То же касается и появления планет из-за диска Луны.

Если вести фотометрические наблюдения покрытия с быстродействующей регистра-

ционной аппаратурой, скажется дифракция. Кривую блеска можно анализировать

для возможного измерения углового диаметра звезды, если он не очень мал, или для

обнаружения двойственности, если компоненты не слишком отличаются по блеску.

Во время лунных затмений, в особенности полных, можно примерно в оди-

наково удобных условиях наблюдать как исчезновение, так и появление довольно

слабых звезд, поскольку яркость Луны ослаблена затмением.

Если в течение часа-двух до покрытия наблюдать движение Луны среди звезд,

то можно довольно точно наметить направление ее движения и те точки лунного

диска, в которых скроется и появится интересующая нас звезда.

Наибольшая продолжительность покрытия звезды Луной — около часа. Наи-

меньшая, равная нулю, соответствует касанию лунным диском звезды. При касатель-

ных покрытиях звезд в областях вблизи северного и южного полюсов Луны можно

наблюдать многократные покрытия звезды верхушками лунных гор. Их наблюдения

очень ценны для уточнения рельефа лунного края (краевой зоны).

Можно заранее рассчитать моменты и продолжительность покрытий, а также

точки исчезновения и появления звезд, пользуясь данными в астрономических

ежегодниках, где для ряда городов СНГ даются предвычисленные моменты каждого

покрытия и угол положения соответствующих точек лунного диска (т.е. угол

с вершиной в центре лунного диска между кругом склонения и направлением на ту

точку диска, в которой звезда скроется или появится). В течение года благоприятны

для наблюдений 10-15 покрытий звезд ярче 5,0

Наблюдения покрытий удобнее всего вести вдвоем — один из наблюдателей

пристально следит за звездой в трубу и дает сигналы, а другой как можно точнее

отмечает моменты сигналов. Если помимо часов с известной поправкой имеется

исправный секундомер, то наблюдение покрытий можно вести и одному. Устано-

вив секундомер на нуль, пускаем его в ход в момент исчезновения или появления

звезды. Не останавливая секундомера, идем к основным часам и останавливаем

секундомер в тот момент, когда основные часы показывают целую минуту (или по-

ловину). Вычитая из показаний часов показания секундомера, получаем точный

момент наблюдения. В окончательном результате надо быть вполне уверенным

за секунду времени. Некоторые дополнительные сведения можно найти в книге

Н. Н. Сытинской «Луна и ее наблюдение».

Представляют большой интерес наблюдения весьма редких явлений — покры-

тий звезд большими, а иногда и малыми планетами. При этом важно очень точно

отмечать начало и конец явления (т.е. моменты исчезновения и появления вновь

звезды), а также получить фотометрическую кривую этих изменений. Знание этих

моментов дает материал для уточнения теории движения планет и для определе-

ния углового (а затем и линейного) диаметра. Фотометрическая кривая позволит

умножить данные об атмосферах планет (см. п. 1.6.7 об обнаружении колец Урана

в процессе наблюдения покрытия звезды SAO 158687 планетой).