Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии

Подождите немного. Документ загружается.

§ 5.3. Наблюдения лунных затмений

321

17 августа 1979 г. в 18 ч 30 мин UT астероид Немауза покрыл на несколько

секунд звезду 8

на севере созвездия Козерога. Поперечник этой малой планеты

всего 150 км, и, следовательно, нельзя было точно предсказать путь ее «тени»

по поверхности Земли. Поэтому в полосе шириной в несколько сот километров

от предполагаемой «полосы затмения» в СССР были организованы профессиональ-

ные и любительские наблюдения, давшие интересные результаты.

§5.3. Наблюдения лунных затмений

Лунные затмения отличаются друг от друга глубиной погружения Луны в земную

тень, интенсивностью и цветом затменной Луны. Форма края земной тени на Луне,

окраска тени и их изменение в ходе затмения, видимость различных деталей лунной

поверхности характеризуют состояние земной атмосферы, в том числе самых высоких

ее слоев. Внимательное наблюдение за всеми фазами лунного затмения и регистрация

упомянутых характеристик могут дать интересные и важные сведения для геофизики.

Весьма распространенной является оценка окраски и яркости затмения Луны

по шкале А. Данжона, выработанной им в связи с изучением зависимости яркости

земной тени от солнечной активности:

0 — затмение очень темное, в середине затмения Луны почти не видно;

1 — затмение темно-серое, детали поверхности Луны различаются с трудом;

2 — затмение темно-красное или рыжеватое, в середине затмения центр более

темный;

3 — цвет кирпично-красный, тень окружена серовато-желтой каймой;

4 — затмение медно-красное, очень яркое, видны основные детали поверхности

Луны, кайма светло-голубоватая.

Обработка 133 оценок яркости 76 лунных затмений (с 1917 по 1968 г.) по-

казала, что земная тень в течение минимума солнечной активности очень тем-

на, но постепенно яркость ее увеличивается. Рис. 230 показывает ее зависимость

от фазы цикла солнечной актив-

ности Ф = (Т-Г,)/(Т

-Т|), где Т,

и Т

— годы минимумов данного

и последующего циклов.

В течение трех-четырех лет

перед минимумом тень Земли ин-

тенсивно окрашена в красный или

оранжевый цвет. Полученная дву-

горбая кривая может быть пред-

ставлена формулой, по которой

можно предвычислить (с погреш-

ностью не более 5 %) яркость

предстоящего лунного затмения.

Однако замечено, что вулканиче-

ские извержения на Земле, сопро-

вождающиеся выбросами в атмо-

сферу вулканического пепла и га-

зов, сказываются на яркости лун-

ных затмений — они бывают гораздо темнее предсказанных. Максимумы яркости

лунных затмений при фазах Ф = 0,35 и 0,78 совпадают с максимумами числа

комет, видимых невооруженным глазом. Очевидно, оба явления отражают влияние

Рис. 230. Зависимость оценки яркости лунного затме-

ния от фазы солнечной активности (0,0 — минимум,

1,0 — следующий минимум). По данным А. М. Бахаре-

ва и В.М.Чернова (Изв. АН Тадж. ССР, отд. физ.-мат.

и геолого-хим. наук, 1970, 2136)

322

Глава 5. Астрономические наблюдения

солнечной активности на состояние земной

атмосферы. Однако двухвершинность соответ-

ствующих кривых еще не получила полного

объяснения.

Наибольшая продолжительность лунного

затмения будет в случае так называемого цен-

трального затмения, когда центр диска Луны

пересечет центр земной тени. Рис.231 пока-

зывает средние интервалы времени между раз-

личными фазами затмения.

В книге чешского астронома Ф. Линка

«Лунные затмения» приведена история и ме-

тодика всех исследований лунных затмений

и намечены перспективы дальнейших работ.

В некоторых из них могут принять участие

и любители. См. также статью Н. Н. Сытин-

ской в ПЧАК, 7-е изд., 1981 г.

§5.4. Наблюдения планет

На рис.232 показаны видимые размеры планет при их наибольшем и наименьшем

расстояниях от Земли. В табл. XXXI даны соответствующие угловые размеры планет,

а также их звездные величины в наибольшем и наименьшем блеске.

Наблюдатель, умеющий точно зарисовать подмеченные детали поверхности,

пользуясь телескопом с отверстием не менее 125 мм (5 дюймов) при прозрачной

атмосфере, может получить ценные для науки результаты.

Как известно, рассматривание фотографий планет, даже полученных с боль-

шими инструментами, вызывает чувство разочарования в этом мощном методе

Рис. 232. Относительные видимые размеры планет при наибольшем приближении

к Земле и при наибольшем удалении от нее. Диск Солнца в этом масштабе имеет

диаметр 93 см. Отношение истинных размеров см. рис. 46

Рис.231. Ход центрального лунного

затмения. Стрелка указывает направ-

ление движения Луны

§ 5.3. Наблюдения

лунных затмений

323

Таблица XXXI

Расстояния от Земли, видимые угловые размеры и звездные величины планет

Расстояние Угловой Блеск

Планета

от Земли экваториальный (в звездных

Планета

(в а. е.) диаметр, "

величи

нах), т

наиб.

наим. наиб. наим. наиб. наим.

Меркурий 1,47

0,53

12,1

4,6

-1,5 + 1,9

Венера

1,73

0,27

65,2 9,7

-4,4

-3,2

Марс 2,61 0,37 25,7

3,5

-2,7 +2,0

Юпитер 6,45

3,95 50,0 30,5 -2,4 -1,4

Сатурн 11,07 8,00 20,8

15,0

-0,9

+ 1,4

Уран 21,07

17,29

4,0 3,5

+5,67

+5,9

Нептун 31,31 28,80 2,5 2,3

+7,7

+7,8

Плутон 50,5 28,75 0,37 0,2 + 13,7

+ 15,9

исследования. На большинстве фотографий видно гораздо меньше подробностей,

чем при непосредственном наблюдении в трубу, — все детали поверхности размыты,

туманны, как будто вне фокуса. Замывание деталей объясняется колебаниями возду-

ха в течение сравнительно длительной выдержки. Терпеливый наблюдатель, выбрав

подходящее увеличение (не обязательно самое большое), может дождаться момента

мгновенного спокойствия воздуха, усмотреть и запомнить, а потом немедленно

зарисовать ту или иную деталь и вновь терпеливо ждать следующего благоприятного

момента. Из-за того же неспокойствия атмосферы, которое замывает детали на фо-

тографии планеты, бывает невыгодно применять большие увеличения. Конечно,

наблюдатель, напряженно вглядываясь в еле различимые мелкие детали, склонен

то, что он видит, дополнять тем, что ему кажется (или хочется увидеть). Средством

против этого могут служить только непредубежденные и независимые повторные на-

блюдения. Весьма ценны одновременные, но совершенно независимые друг

от друга зарисовки нескольких наблюдателей. Их последующее сравнение может

дать более объективные данные о характере тех или иных деталей, чем зарисовки

одного наблюдателя. В этом случае совершенно необходимо, чтобы наблюдатели

не только не показывали друг другу рисунков во время работы, но и не обменивались

впечатлениями о виденном.

Для облегчения обработки рисунков с целью определения положения различных

деталей на поверхности планет в Приложении VI приводятся две сетки: сплющенная

для наблюдений Юпитера и Сатурна и кру-

говая для планет, не имеющих заметной

сплющенности.

Как обычно, необходимо в журнале на-

блюдений записывать данные об использо-

ванном инструменте и взятом увеличении,

о качестве изображений, дату и момент на-

блюдений, ориентировку диска (рис.218),

а также фазовый угол планеты кото-

рый определяется направлениями из центра

планеты на Солнце и к Земле (рис. 233). Фа-

зой планеты Ф называется отношение пло-

щади освещенной части видимого диска

ко всей его площади. Связь фазы планеты

324 Глава 5. Астрономические наблюдения

с фазовым углом дает формула

Ф = cos

—

. (101)

Фазовый угол нижней планеты может меняться от 0 до 180° и, следовательно,

фаза — от 1 до 0. Для верхних планет фазовый угол достигает максимума в квадра-

турах. Для Марса это не более 48,3°, для Юпитера — 11,6°, а для всех других —

меньше 10°. Фаза планеты Марс всегда больше 0,84, а для других верхних планет —

еще ближе к единице, т.е. всегда освещен почти весь видимый диск. Фазовый угол

считается отрицательным до оппозиции, положительным — после нее.

5.4.1. Венера

Ее звездная величина в максимуме блеска достигает -4,4

. В наибольшем блеске Ве-

нера бывает за 36 дней до нижнего соединения и через 36 дней после него (рис. 234).

Угловой диаметр планеты в это время 40", а ширина серпа 10". В эти периоды

ИШ 'I * I I

аваа а «в « «

1 ,

0 Н

0 +3,

0 +2,

0 +1,

0 D,

D -1,

о -г,

0 —3.(0 -4, 0

-V

•d-

Рис. 234. Пределы изменения блеска ярких планет

по сравнению с блеском нескольких ярких звезд

на Земле в безлунные ночи можно видеть довольно резкие тени, которые дают

предметы, освещенные Венерой. При благоприятном расположении относительно

Солнца и горизонта ее можно видеть даже днем невооруженным глазом. Подобно

Луне, Венера проходит последовательность фаз: от тонкого узкого серпа вблизи

нижнего соединения с Солнцем до полукруга в моменты наибольших элонгаций

и полного диска вблизи верхнего соединения. Средний синодический период Вене-

ры 583,920

(в действительности истинные периоды группируются в серии из пяти

периодов: ~580, ~587, ~583, ~583 и ~587 суток).

Благодаря наличию атмосферы на Венере ее рога видны гораздо дальше границ,

определяемых направлением падающих на поверхность Венеры солнечных лучей.

При очень узком серпе бывает виден слабо светящийся ободок, охватывающий

неосвещенную Солнцем часть диска планеты. Вследствие этих же сумеречных

явлений искажается форма освещенного диска Венеры при фазах, близких к единице,

т.е. когда видимый диск Венеры почти полностью освещен Солнцем. Оказывается,

что между вычисленной фазой и наблюдаемой существует некоторое систематическое

различие (это было установлено советскими любителями астрономии).

Представляет интерес точная регистрация формы рогов и величины дуги, стя-

нутой рогами. Лучше всего на заранее нарисованном кружке (диаметром 4-5 см)

по возможности точно определить положение концов серпа. Рисунок надо сопро-

вождать точным указанием момента времени и направления суточной параллели.

Суточную параллель можно наметить либо по направлению одной из нитей окуляра,

которая перед наблюдениями ориентируется вдоль параллели, либо по смещению

планеты в поле зрения при неподвижной трубе.

§ 5.3. Наблюдения

лунных затмений

325

Особое внимание надо уделить наблюдению формы терминатора (границы

между освещенной и неосвещенной частями поверхности планеты). Как извест-

но, Венера покрыта густым слоем облаков, сквозь которые не видно поверхности

планеты. Однако неоднократно замечались разные особенности в виде зазубрин тер-

минатора, размытых темных и светлых пятен, которые как-то отражают физическую

природу поверхности планеты. Помимо зарисовок этих пятен надо оценивать их

интенсивность в какой-нибудь произвольной шкале, например пятибальной. Иногда

контрастность деталей можно усилить светофильтрами (синим или голубым, желтым

или оранжевым). Некоторые наблюдатели считают, что выгоднее наблюдать Венеру

при закате Солнца или в сумерки, чем на фоне ночного неба, когда ее яркий блеск

слепит глаза.

Важно отметить момент, когда терминатор превращается в прямую линию, т.е.

наступает дихотомия. Иногда на Венере наблюдается явление, аналогичное пепель-

ному свету Луны: видна часть неосвещенного диска планеты. Важно установить,

позволяет ли пепельный свет видеть весь диск планеты или видна только его часть

у терминатора.

5.4.2. Марс

Наблюдения Марса требуют достаточно мощных оптических средств, обычно недо-

ступных любителям. Угловой диаметр Марса меняется в пределах от 3,5" до 25,7".

При самых благоприятных условиях при 75-кратном увеличении диск Марса кажется

почти таких же размеров, как диск Луны, рассматриваемый простым глазом. Детали

его поверхности (см. Приложение II) позволяют с легкостью определить период

вращения Марса вокруг оси. Он равен 24

. Полярные шапки Марса особенно

отчетливо обнаруживают изменения, соответствующие смене времен года на этой

планете. Как всякую верхнюю планету, Марс выгоднее всего наблюдать во время

противостояний. Благоприятные противостояния бывают в августе-сентябре, а менее

благоприятные в феврале-марте. Это зависит от расстояния между Землей и Марсом

во время противостояний (рис. 235). Так как обе планеты движутся по эллиптическим

орбитам, то это расстояние меняется. Наибольшее сближение планет — «великое

противостояние» — повторяется через 15 или 17 лет. Последнее великое противо-

стояние было в 1988 г.; следующее будет в 2003 г. В эпохи великих противостояний

Марс ярче Юпитера, во времена своих наибольших удалений от Земли он несколь-

ко ярче Полярной звезды (см. рис. 234). На условия видимости влияет, конечно,

и положение планеты относительно эклиптики (эклиптическая широта Марса).

Представляют интерес сезонные изменения на поверхности планеты: изменение

величины и формы полярных шапок, появление и усиление темных (синевато-

зеленого цвета) пятен. При ознакомлении с деталями поверхности Марса не следует

пользоваться какими-либо картами или рисунками планеты. Как и во всех других

случаях, наблюдения должны быть совершенно независимы: непредубежденный

наблюдатель должен возможно точнее регистрировать только то, что он видит. Все

обстоятельства наблюдений (хорошая или плохая видимость деталей, фаза Луны,

яркая заря, облачность и т.д.) должны быть отмечены в журнале. При зарисовках

для ориентировки надо указывать направление суточной параллели.

На поверхности Марса иногда замечаются белые пятна, которые быстро ме-

няют свою форму и пропадают. Вероятнее всего, это облака в атмосфере Марса,

а иногда твердые осадки (иней) на поверхности. Помимо этого иногда наблюдаются

внезапные изменения прозрачности отдельных мест диска Марса — помутнения.

Некоторые астрономы считают их облаками желтой пыли, которую поднимают

326

Глава 5. Астрономические наблюдения

Весна

Осень

Рис.235. Противостояния Марса с 1997 по 2010 гг. Указаны афелий (А) и перигелий (Р)

орбит Земли и Марса, даты и расстояния (в а. е.) в момент противостояния, а также

приблизительное склонение Марса (от +27 до —28 ). Четыре изображения Марса даны

в двух равноденствиях и двух солнцестояниях; указаны угловые размеры диска. Маленьким

кружком показано положение и примерный размер северной полярной шапки (по Р. Бишопу)

ветры на поверхности планеты. Контрастность деталей несколько возрастет, если

наблюдение вести через желтый или красный светофильтры.

Можно наметить следующую программу для наблюдателей, обладающих не-

большими телескопами.

1. Зарисовка деталей поверхности планеты, рассматриваемых сквозь свето-

фильтры (красный, желтый, зеленый и синий). При этих зарисовках необходимо

отмечать время с точностью до 1-2 минут и оценивать в пятибалльной шкале

видимость различных пятен на поверхности Марса.

2. Определение контраста между темными пятнами и сушей, между светлыми

пятнами и сушей при рассматривании сквозь разные светофильтры.

3. Определение расположения белых и пылевых облаков.

4. Определение размеров и оценка яркости полярных шапок по отношению

к центру диска.

5. При особенно благоприятных условиях наблюдений, позволяющих исполь-

зовать большие увеличения, — определение видимости «каналов», их формы.

Внимательное и систематическое наблюдение всех этих деталей, в особенности

в телескоп с отверстием не меньше 5-6 дюймов, может открыть новые закономер-

ности и новые явления на этой интересной планете. На длиннофокусном телескопе

с объективом в 200-250 мм можно попытаться провести фотографирование Марса.

§5.8. Наблюдения

переменных звезд

327

Таблица XXXII

Периоды вращения Р и амплитуды колебаний блеска А некоторых малых планет

Название Р А Название Р

1 Церера 9

0,04""

6 Геба 7

0,2*"

2 Паллада

7 49

0,1

7 Ирис 7 08

0,2

3 Юнона

7 13

0,2

15 Эвномия 6 05

0,5

4 Веста 5 21 0,1 18 Мельпомена 11 34

0,3

5.4.3. Малые планеты

В периоды противостояний самых ярких малых планет можно надеяться увидеть не-

которые из них в виде слабых звездочек, хотя они всегда слабее б"

. Как указывалось

выше (п. 1.6.4), у некоторых из них обнаружены колебания блеска (см. табл. XXXII),

наблюдения которых можно производить по методу, применяемому для переменных

звезд. Эти наблюдения осложнены тем, что малые планеты непрерывно переме-

щаются среди звезд, что заставляет менять звезды сравнения. При этом каждую

новую звезду сравнения надо тщательно сопоставлять с предыдущими. Это касается

визуальных, а также фотографических наблюдений, которые можно ставить лишь

на длиннофокусных камерах с инструментами с часовым механизмом.

Эфемериды ярких малых планет даются в астрономических ежегодниках, а также

в специальном ежегодном издании ИТА «Эфемериды малых планет». Данные об ор-

битах и физических параметрах можно найти в Интернет: http://pdssbn.astro.umd.edu

//sbnhtml/index.html#asteroids

5.4.4. Юпитер

Даже в небольшую трубу (начиная с 4-6 дюймов) Юпитер с его четырьмя яркими

спутниками представляет прекрасное зрелище. В эпохи противостояний Юпитер

виден всю ночь. Великие противостояния происходят раз в 83 года. Последнее было

в 1951 г.

Сплюснутый диск Юпитера пересечен темными и светлыми полосами, располо-

женными параллельно экватору планеты (см. рис. 58). Диск планеты ярче в центре,

чем по краям (это хорошо видно на фотографиях), что свидетельствует о наличии об-

ширной атмосферы. Вследствие быстрого вращения планеты облачные образования

в ее атмосфере располагаются вдоль экватора, причем интенсивность, цвет, ширина

и само расположение образующихся полос меняются со временем, иногда за месяцы.

Имеется 11 определенных полос или течений: главные из них показаны

на рис.236. Иногда в атмосфере Юпитера появляются пятна, которые сохраняются

в течение нескольких месяцев. В 1878 г. в южном полушарии планеты на широте

около 20° было обнаружено большое овальное «Красное Пятно»

', как бы «обте-

каемое» облаками. Его размеры 40 х 13 тыс. км. Оно наблюдается уже больше ста

лет, то становясь более заметным и усиливая свою интенсивность, то почти исчезая.

В 1901 г. на той же широте появилась темная полоса длиной около 70 000 км.

Это Южное Тропическое Возмущение. Оно движется вдоль полосы быстрее, чем

Красное Пятно и, обгоняя его, обтекает его двумя потоками.

Представляет несомненный интерес определение положения полос, измерение

их ширины окулярным микрометром или шкалой, помешенной в фокусе трубы,

' Можно предполагать, что его видел еше в 1665 г. Кассини.

328 Глава 5. Астрономические наблюдения

9 55 24

J9,5

9*55

29,5

9*55

Рис. 236. Схематический рисунок, показывающий расположение темных полос и светлых зон

на поверхности Юпитера: 1 — южная полярная область, 2 — южная умеренная полоса с Красным

Пятном, 3 — южная умеренная зона, 4 — южная тропическая полоса, 5 — экваториальная зона

с узкой экваториальной полосой, 6 — северная тропическая полоса, 7 — северная умеренная

зона, 8 — северная умеренная полоса, 9 — северная полярная область. Стрелка отмечает

направление вращения планеты. Справа — соответствующие периоды вращения

а также получение зарисовок деталей поверхности Юпитера. Для зарисовки планеты

надо заранее начертить сплюснутый круг со сжатием 1/16. Это можно сделать так:

наметить квадрат со сторонами в 3,5 мм (рис. 237), из верхнего и нижнего углов

провести дуги радиусом в 26 мм, длиной в четверть окружности, причем из нижнего

угла провести дугу вверху, а из верхнего — внизу;

из правого угла направо, а из левого налево провести

дуги радиусом в 22,5 мм. Все эти дуги вместе образуют

фигуру сплюснутого диска Юпитера

Вне диска надо наметить направление экватора

планеты. На полученном сплюснутом круге мягким

карандашом наносят все детали, различимые в мо-

менты хорошей видимости. Ввиду быстрого вращения

Юпитера весьма важно точное указание времени на-

блюдения. Для регистрируемых деталей необходимо

указывать моменты прохождения через центральный

меридиан, делящий диск точно пополам.

В самих полосах необходимо отмечать все детали — выступы, углубления,

перемычки, разветвления и пр. При наблюдениях с помощью рефлектора или

ахроматического рефрактора можно заметить различия в цвете полос и отдельных

деталей. Вообще говоря, окраска полос преимущественно желтая, желто-серая,

коричневая, но встречаются зеленоватые, серые и голубоватые полосы и детали.

Так как на рисунке трудно отобразить различие интенсивностей полос и деталей,

то полезно дополнить рисунок оценками интенсивности деталей по семибальной

шкале, в которой самые яркие части экваториальной зоны соответствуют баллу О,

Рис. 237. Вычерчивание диска

Юпитера

' Можно воспользоваться контуром координатной сетки Приложения VI.

§5.8. Наблюдения

переменных звезд

329

а самые темные пятна — баллу 5 (темнее их только тень спутника — балл 6).

В силу быстрого вращения планеты одно наблюдение должно отнимать не более

10-15 минут. Повторные наблюдения (независимые от первых) полезно проводить

через час-полтора

Представляют большую ценность измерения интегрального блеска Юпитера,

который, по-видимому, за последние сто лет претерпевал существенные изменения.

К сожалению, в прошлом эти наблюдения не были достаточно регулярными. Они

должны быть достаточно точны и обеспечены хорошими величинами звезд сравне-

ния. Это очень благодарная задача для любителей, проводящих фотоэлектрические

наблюдения.

Для сравнения блеска планет и для обнаружений истинных колебаний блеска

его приводят к так называемым стандартным условиям, а именно: расстояние

от Солнца — 1 а. е., расстояние от Земли также 1 а. е. и фазовый угол 0°.

Рис. 238. Различные положения спутника относительно Юпитера (Солнце расположено справа

за спиной у наблюдателя): 1 — западная элонгация, 2 — спутник скрывается за диском

Юпитера, 3 — спутник показывается из-за диска планеты, 4 — спутник попадает в тень,

отбрасываемую планетой (затмение спутника), 5 — спутник выходит из тени Юпитера, 6 —

восточная элонгация, 7 — спутник вступает на диск планеты (начало прохождения по диску

Юпитера), 8 — на диске появляется тень спутника, 9 — спутник начинает сходить с диска

планеты, 10 — тень спутника сходит с диска Юпитера. (Рисунок заимствован из голландского

«Атласа Вселенной», составленного Б.Эрнстом и Т. де Фризом, 1958)

Скромным оптическим средствам любителя доступны только четыре самых

ярких (галилеевых) спутника Юпитера, представляющиеся светящимися точками,

не имеющими видимого диска. Они быстро меняют свое расположение относитель-

но планеты, оставаясь всегда почти на одной прямой, проходящей вдоль экватора

Юпитера. В течение нескольких часов наблюдений можно заметить покрытие спут-

ника Юпитера, затмение спутника, попавшего в тень планеты, или тень спутника

на поверхности планеты (рис.238). ВАК дается расположение галилеевых спутников

относительно диска планеты на каждый день и эфемериды затмений спутников. Их

наблюдение требует хороших часов, поправка которых должна быть известна с точ-

ностью до 1-2 секунд. Вследствие вращения спутников вокруг осей наблюдаются

колебания их блеска.

5.4.5. Сатурн

Сатурн с кольцами — одно из замечательных астрономических зрелищ. Уже в трех-

дюймовый телескоп можно разглядеть так называемую щель Кассини, которая делит

' Образцы весьма интересных обработок наблюдений Юпитера см. в сборнике ВАГО «Исследования

планеты Юпитер», 1967 и в АВ. 1972. № 2 и 3.

330 Глава 5. Астрономические наблюдения

кольцо Сатурна на две части. Диск планеты темнее к краям, что также является

следствием поглощения света в атмосфере большой толщины. Представляют ин-

терес зарисовки полос быстро вращающегося Сатурна (сплюснутость диска 1/11).

Интересны определения блеска звезд при покрытиях их кольцами Сатурна. К этим

оценкам, которые надо делать через равные промежутки времени в течение всего

прохождения, надо приложить рисунок, на котором следует отметить путь звезды

относительно Сатурна и его кольца, и список звезд сравнения (еще лучше — карту

окрестностей с отмеченными звездами сравнения). О методах определения блеска

см. в разделе 5.8.

На рис. 62 показан вид Сатурна в различные годы. Последнее исчезновение

колец было в 1995 г. Следующее будет в 2009 г.

Из спутников Сатурна можно во время противостояний планеты увидеть Титан,

блеск которого в это время 8,З

и, быть может, Япет (9,5

в периоды его элонгаций).

* * *

Наблюдения остальных планет Солнечной системы возможны только в большие

телескопы. Пользуясь данными АК и подробной картой, можно попытаться отыскать

Уран и Нептун и проследить за их перемещением среди звезд. Уран перемещается

в год на 4—5°, Нептун — всего на 2°.

§5.5. Наблюдения комет

Этот раздел можно было бы озаглавить «Открытие и наблюдение комет», ибо тер-

пеливый наблюдатель даже со скромными оптическими средствами может открыть

комету. Каждый год открывается около десятка комет, причем некоторые обна-

руживают астрономы-любители; иные даже прославились как «ловцы» комет. Так,

например, японский любитель К. Икейа за четыре года открыл четыре кометы,

в том числе ставшую известной комету Икейа—Секи. Надо хорошо знать звездное

небо и иметь звездный атлас, соответствующий проницающей силе употребляемого

инструмента и содержащий звездные скопления и туманности, которые наблюдатель

мог бы принять за комету.

Для поисков комет выгодно пользоваться короткофокусными светосильными

инструментами (так называемыми кометоискателями), а также мощными биноклями

с увеличением 8-10 раз. Систематически просматривая каждую ясную ночь все небо,

стараясь не пропустить ни одного участка, можно обнаружить туманное пятнышко

в таком месте, в котором на карте не показана ни туманность, ни звездное скопление.

Это пятнышко может оказаться еще далекой от Солнца кометой. Окончательную

уверенность можно получить из повторных наблюдений. Уже через несколько часов

можно заметить некоторое смещение кометы относительно окружающих звезд. Так

как комета становится ярче, приближаясь к Солнцу, то для поисков комет особенно

важно обследовать те части ночного неба, которые ближе расположены к Солнцу.

Поэтому при наблюдениях в первой половине ночи особое внимание надо обратить

на западную часть неба, в середине ночи — на северную, а под утро — на восточную.

Для поисков комет лучше выбирать темные безлунные ночи, хотя узкий серп Луны

не очень мешает таким наблюдениям.

При наблюдениях с телескопом выгодно брать малое увеличение: при этом

туманности и кометы лучше выделяются на фоне неба. При большом увеличении

поверхностная яркость кометы меньше и ее труднее заметить. Из этих же соображе-

ний выгодно брать положительный, а не отрицательный окуляр, так как в последнем

поле зрения всегда несколько светлее.