Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии

Подождите немного. Документ загружается.

§5.7. Наблюдение болидов и падений метеоритов

351

претерпевающий дробление и порождающий метеорный дождь

ошибки. Конечно, все такие наблюдения малоточны. Однако чаще всего — это един-

ственный путь получить сведения о движении метеорита, и пренебрегать ими нельзя.

Ориентация атмосферной траектории болида в пространстве дает направление

на радиант (рис. 244). Радиант болида можно определить на гномонической сетке

как точку пересечения продолженных назад путей болида, наблюденных из разных

пунктов (рис. 245).

Не всякий болид заканчивается выпаданием метеорита. Лишь крупные и ме-

ханически прочные тела, проникающие в атмосферу со сравнительно небольшой

скоростью (не более ~22 км/с), достигают поверхности Земли. Все прочие разру-

шаются в атмосфере, дробятся, распыляются и испаряются, превращаясь в тонкую

пыль. В то же время известно, что ни одно тело не может приблизиться к Земле

и войти в атмосферу со скоростью меньше 11,2 км/с. Таким образом, доатмосферная

скорость метеоритов заключена в очень узком интервале. Это позволяет, используя

атмосферные траектории, определять орбиты метеоритов.

Если посчастливилось увидеть, как упал метеорит, нужно зарисовать (или еще

лучше — сфотографировать) метеорит в том виде, как он упал (или углубление,

созданное им), описать характер почвы, изменения, произведенные метеоритом при

352 Глава 5. Астрономические наблюдения

падении, описать расположение самого метеорита и всех сопутствующих обстоя-

тельств и, самое главное, принять меры к сохранению метеорита.

Очень важно как можно быртрее передать упавший метеорит Академии наук

России для исследований. Дело в том, что во время движения в межпланетном про-

странстве метеориты подвергаются воздействию космических лучей, и в их веществе

остаются следы этого воздействия — радиоактивные изотопы некоторых химических

элементов. Количества их ничтожны и не опасны для здоровья, но с их помощью

ученые могут узнать, в какой области межпланетного пространства двигался мете-

орит, каково было там состояние межпланетной плазмы и многое другое. Однако

некоторые радиоактивные изотопы быстро распадаются, и уже через несколько

дней их не удается обнаружить даже самыми чувствительными приборами. Ценная

информация оказывается утраченной навсегда.

Если вы нашли, как вам кажется, метеорит, не видев его падения, надо

отколоть или отпилить от него кусочек массой в 20-50 г и, составив краткое

описание обстоятельств находки, послать его для выяснения природы в Комитет

по метеоритам Российской Академии наук: 117975, г. Москва, ул. Косыгина, д. 19,

Комитет по метеоритам. Если подтвердится метеоритная природа образца, то следует

передать весь метеорит.

По внешнему виду не всегда можно отличить метеорит от горных пород,

особенно если он долго лежал в земле. Требуются специальные анализы. Однако мы

все же укажем на некоторые характерные особенности метеоритов.

Во время движения в атмосфере поверхностные слои метеорита нагреваются

до нескольких тысяч Кельвинов, так что вещество плавится, испаряется, разбрызги-

вается. Но внутренние части даже небольших метеоритов не успевают прогреться,

так как время движения в плотных слоях атмосферы составляет обычно немногие

секунды. Поэтому метеориты падают холодными (лишь их поверхность бывает слег-

ка теплой, но она быстро остывает) и они не похожи на металлургический шлак.

Внутри метеоритов не бывает пустот, как в шлаках. Поверхность метеоритов обычно

покрыта (полностью или частично) корой плавления — застывшей тонкой пленкой

вещества, которое было расплавлено во время движения в атмосфере. Следы атмо-

сферного воздействия остаются на метеорите в виде характерных вмятин (похожих

на следы давления пальцев на мягкую глину) — регмаглиптов. Иногда встречаются

поверхности раскола без регмаглиптов и без коры плавления. Некоторые метеориты

имеют конусообразную форму. В изломе они обычно серого цвета и напоминают

куски земных пород.

По составу метеориты бывают железные, железо-каменные и каменные. Вообще

говоря, каменные метеориты падают чаще, чем железные или железо-каменные,

но найти их на земле труднее (они быстрее подвергаются разрушению). Железные

метеориты — это монолитные куски железо-никелевого сплава балочной структуры.

Обычно они имеют неправильную обломочную форму — след дробления при столк-

новении в межпланетном пространстве или в атмосфере Земли. В этом случае надо

продолжить поиски вокруг места находки, иногда на площади в сотни квадратных

метров. Площадь, на которую выпал метеоритный дождь, обычно напоминает эл-

липс, вытянутый в направлении полета (это эллипс рассеяния). Каменные метеориты

бывают иногда серые, иногда темные. У них нет ярко выраженной крупнокристал-

лической структуры (как у гранита), нет слоистости (как у глин и сланцев). В них

нет карбонатных пород, таких как известняк и мел. Не бывает в них и кварца,

широко распространенного на Земле. Железо-каменные метеориты представляют

собой железную губку, в порах которой находится каменистое вещество. На Земле

такие формы пород не встречаются.

§5.8. Наблюдения переменных звезд

353

§ 5.8. Наблюдения переменных звезд

В наблюдении переменных звезд традиционно и с большой пользой для науки

принимают активное участие любители астрономии. Исследованию переменных

звезд посвящено много книг и статей. Имея в виду, что любитель астрономии,

серьезно заинтересовавшийся переменными звездами, обратиться к этим издани-

ям (гл. 6), приводим здесь лишь основные сведения о наблюдении переменных звезд

и первоначальной обработке наблюдений.

5.8.1. Визуальные наблюдения

Сообразуясь со своими оптическими средствами (бинокль, монокуляр, труба, теле-

скоп или невооруженный глаз), наблюдатель может выбрать из таблиц 53 и 54 те

переменные звезды (для начала две-три), которые видны на небе в это время года

(сведения об обозначениях переменных звезд и об их каталогах см. п. 1.10.16). Про-

стому глазу доступны переменные звезды до 4-й звездной величины, призменному

биноклю — до 8-й, в телескоп с отверстием 8-10 см можно наблюдать перемен-

ные звезды до 11-12-й величины. В книге «Переменные звезды и их наблюдение»

В. П. Цесевича (М.: Наука, 1980), а также в его книге 1984 г. «Что и как наблюдать

на небе» и в его инструкции в 7-м издании ПЧАК (с. 432-437 и табл.

31а—31

и) имеют-

ся списки, карты окрестностей и величины звезд сравнения для многих переменных

звезд. Для звезд табл. 55 даны карты окрестностей.

Для тех переменных звезд, для которых нет карт окрестностей или нет звезд

сравнения, надо, пользуясь каким-либо звездным атласом, срисовать карту окрест-

ностей, подобрать звезды сравнения и освоиться с их расположением как на картах,

так и на небе. Перед наблюдениями полезно побыть некоторое время в темноте —

чувствительность глаза увеличивается в 200 000 раз по сравнению с дневной чув-

ствительностью через час пребывания в темноте. Вообще в течение всего времени,

посвященного наблюдению переменных звезд, надо предохранять глаза от ярких

источников света. Слабое красное освещение ускоряет процесс адаптации к тем-

ноте. Фонарь, при свете которого записывают оценки, должен быть очень слабым

и давать узкий пучок лучей, освещающий нужное место журнала наблюдений. При

наблюдениях надо располагаться как можно удобнее, так как иначе быстро насту-

пающая мышечная усталость скажется на точности оценок. При последовательных

оценках одной и той же переменной надо стараться забыть предыдущую оценку и но-

вую делать совершенно независимо от прежних. Ошибку положения — зависимость

оценки от положения линии, соединяющей две сравнимые звезды относительно

горизонтальной линии, можно устранить, применив реверзионную призму на оку-

ляре — вращающуюся призму, позволяющую любую пару звезд увидеть на одной

горизонтальной линии.

Для приобретения опыта в оценках надо начать с наблюдений хорошо изученных

переменных звезд, таких, как, например,

Сер, г) Aql, /3 Lyr, /3 Per.

Оценивать блеск переменной звезды надо, сравнивая переменную с двумя звез-

дами неизменного блеска (звездами сравнения), из которых одна ярче, а другая слабее

переменной. В зависимости от амплитуды переменной приходится пользоваться тре-

мя, четырьмя и большим числом звезд сравнения. Для увеличения точности лучше

сравнивать с двумя-тремя парами. Само сравнение блеска звезд можно проводить

по-разному, например, оценивая блеск переменной в десятых долях «интервала»

блеска между двумя звездами сравнения. Этот интерполяционный метод Пикеринга

весьма удобен в том случае, когда величины звезд сравнения известны. Однако, имея

354

Глава 5. Астрономические наблюдения

в виду случаи, когда величины звезд сравнения должны быть определены самим

наблюдателем, предпочтительнее привыкать к интерполяционностепенному методу

Блажко— Нэйланда. Это сочетание интерполяционного метода Пикеринга со степен-

ным методом, предложенным около 150 лет назад Аргеландером. Способ степеней

Аргеландер изложил следующим образом:

«Если две звезды, разница в блеске которых определяется, кажутся всегда

одинаково яркими или если то одну, то другую можно оценить как немного более

яркую, то такие звезды можно считать одинаково яркими и отметить это в записи

тем, что обозначения их ставить рядом. Если сравниваются две звезды, а и Ь, то

это будет аЬ.

Если на первый взгляд звезды кажутся одинаково яркими, но при вниматель-

ном рассматривании и при повторном переносе взгляда то с а на Ь, то с Ь на а

звезда а кажется всегда или за редким исключением чуть заметно ярче 6, то можно

считать а на 1 степень более яркой, чем 6, и обозначить это alb, а если, напротив,

b ярче а, то Ыа, так что всегда более яркая звезда становится перед числом, а более

слабая после него.

Если одна звезда кажется определенно и вне всяких сомнений ярче другой, то

такое различие принимается за две степени и обозначается а2Ь, если а ярче Ь, или

Ь2а, если b ярче а.

Бросающееся в глаза с первого же взгляда различие соответствует трем степе-

ням и обозначается а36 или ЬЗа.

Наконец, оценка аАЪ обозначает еще более разительное отличие».

На первый взгляд понятие степени представляется весьма расплывчатым. Одна-

ко величина степени у наблюдателя довольно скоро устанавливается (у большинства

наблюдателей она около 0,1

) и устойчиво держится постоянной.

В способе Блажко—Нэйланда для каждой оценки используются также две звезды

сравнения: одна ярче, другая слабее переменной. Наблюдатель, вглядываясь попе-

ременно то в одну, то в другую звезду, оценивает число аргеландеровских степеней,

которые умещаются между ними, затем переводит взгляд на переменную и таким же

образом оценивает число степеней между каждой из звезд сравнения и переменной;

производя это несколько раз, получает некоторым образом «согласованную» оценку.

Записывается это так (v обозначает переменную):

a3v2b, a2v5b и т.д.

При оценках блеска надо:

1) звезды сравнения выбирать как можно больше подходящие к переменной

по их блеску и цвету; последнее для устранения эффекта Пуркинье. Этот эффект

заключается в том, что источник красного цвета кажется более ярким, чем источник

такой же силы, но другого цвета; при удалении от наблюдателя дольше будет виден

как более яркий источник красного цвета (именно поэтому всегда сигнальные огни,

предупреждающие об опасности, — красного цвета);

2) при наблюдении какой-нибудь звезды привести ее в центр поля зрения; если

обе звезды не видны одновременно вблизи центра поля зрения, то переводить трубу

или бинокль при каждой оценке блеска;

3) при наблюдении очень слабых звезд можно пользоваться боковым зрением,

глядя не на саму звезду, а немного в сторону; центральная часть ретины глаза менее

чувствительна, чем остальные ее части, и таким образом можно увидеть более слабые

звезды; точность таких наблюдений, однако, невысока;

4) момент наблюдения надо заметить по выверенным часам и записать в жур-

нале: при периодах переменных короче 0,2

отметить время с точностью до 0,0004

т. е. до 0,5 минуты (особое внимание к ходу часов!; регулярные поверки часов

§5.8. Наблюдения переменных звезд

355

по радиосигналам времени!); при периодах до 2

-3

требуемая точность 0,001

т.е. около 2 минут, при периодах более 3

—0,01

, т.е. до ~15 минут, для долгопе-

риодических переменных с точностью до 0,l

и даже до l

;

5) в журнале наблюдений вначале должны быть приведены все сведения об ин-

струменте, дата, поправка часов, затем название наблюдаемой звезды, момент,

оценка, примечания.

Ненадежная оценка отмечается двоеточием «:», очень неуверенная оценка со-

провождается двойным двоеточием «::». Эти значки должны всюду сопровождать

оценку и выведенный из нее блеск переменной. Особенно надежное наблюдение

отметить знаком «!». В графе «Примечание» — данные о Луне (ее фаза и близость

к переменной), облака, туман и прочие метеорологические явления, заря, освещен-

ность неба фонарями (в городе), состояние наблюдателя (например: очень утомлен,

нездоров и т.д.).

В журнале должны находиться карты окрестностей переменных с аккуратно

отмеченными звездами сравнения. В журнале записи ведутся в хронологическом

порядке. Для дальнейшей обработки наблюдений надо завести для каждой перемен-

ной особую тетрадь, в которую следует выписывать из журнала моменты и оценки

наблюдений, и заготовить для последующей обработки следующие графы: №п/п,

время, юлианский момент (см. ниже), оценка, блеск, фаза, примечание.

Наблюдая физическую переменную со светофильтрами (например, соответству-

ющими фотометрической системе UBV), можно получить кривые блеска в разных

лучах и кривую показателя цвета (например, B—V), связанную с изменениями

температуры поверхности переменной.

5.8.2. Счет времени. Юлианские дни

При исследовании различных периодических астрономических явлений, в том числе

изменений блеска переменных звезд, пользуются предложенным в 1583 г. Жозефом

Скалигером для целей истории и хронологии особым счетом дней так называемого

«юлианского периода», или «юлианских дней». Счет этот ведется от гринвичского

полудня 1 января 4713 г. до нашей эры ( — 4712 г. по астрономическому счету лет)

по юлианскому календарю. Он охватывает собой почти всю историю человечества.

Каждый день при этом счете имеет свой порядковый номер. Юлианские сутки начи-

наются в средний гринвичский полдень. Так, например, юлианская дата 2 452 200,5

соответствует 18,0 октября 2001 г. Моменты наблюдений выражают в юлианских

сутках и их долях. По табл. 79 осуществляется перевод часов, минут, секунд в доли

суток. Например, 3 часа ночи в Гринвиче 18 октября 2001 г. соответствует юлианской

дате 2 452 200,625 (см. табл. 84-86).

Юлианский период в 7980 лет = 28

•

19 15 лет представляет собой наименьшее

кратное трех циклов: солнечного в 28 лет, приводящего дни недели на те же числа

месяца, лунного цикла Метона в 19 лет (235 синодических месяцев), приводящего

лунные фазы на прежние числа месяца, и периода в 15 лет, так называемого римского

индиктиона, по прошествии которого в римской империи взималась чрезвычайная

подать. Год 4713 до н. э. был первым годом одновременно во всех трех циклах. Конец

первого юлианского периода придется на 23 января 3268 года по григорианскому

календарю. В астрономических календарях даются числа юлианского периода на ка-

ждый день. В табл. 84 даны юлианские даты начала (нулевого числа) каждого месяца

с 1990 по 2060 гг.

356 Глава 5. Астрономические наблюдения

5.8.3. Световое уравнение

При наблюдении короткопериодических переменных приходится учитывать так

называемое световое уравнение, поскольку мы наблюдаем с движущейся Земли,

т. е. из различных точек земной орбиты. Все моменты «приводятся к Солнцу»

прибавлением поправки, вычисляемой по формуле

= -0,0058

cos

cos (L

- A), (109)

где А и /3 — эклиптические координаты звезды, L

— долгота Солнца. Поправка

может достигать ±0,0058

= ±8,306

(время прохождения светом среднего рас-

стояния от Земли до Солнца). Точнее, с учетом эллиптичности земной орбиты,

At = —0,0058

cos/3

•

cos (£®

—

А), где R — радиус-вектор Земли, выраженный

в долях среднего расстояния Земли от Солнца. Удобная номограмма М.С.Зверева

по а и 6 звезды сразу дает поправку At для любого дня в году (Приложение VIII).

5.8.4. Средняя кривая. Световые элементы

Для переменных, показывающих строгую периодичность, можно свести все наблю-

дения в одну среднюю кривую, так как кривая блеска во всех деталях повторяется

от периода к периоду.

Для этого надо вычислить фазу каждого наблюдения, т.е. промежуток времени

от момента ближайшего предшествующего максимума или (в случае затменных

звезд) минимума.

Так называемые световые элементы переменной дают: момент («юлианскую» да-

ту) некоторого начального максимума, иначе говоря, начальную эпоху То, и период Р.

Тогда момент любого другого максимума вычисляется по формуле

тах

= Т

+ РЕ, (110)

где Е — целое число (число эпох). Любой момент наблюдения Т, можно представить

формулой

Т{ —Tq + РЕ + <£

, (111)

где Т

+ РЕ дает момент ближайшего

предшествующего максимума, Ф

— фаза,

выраженная в днях и долях дня, причем

фаза всегда меньше, чем период Р. Вели-

чина Ф

/P дает фазу в долях Р.

Если величины звезд сравнения из-

вестны, то нетрудно из полученных по

способу Блажко— Нэйланда оценок путем

простой интерполяции вывести значения

звездной величины переменной. Однако

эту интерполяцию можно упростить сле-

дующим приемом. На миллиметровой бу-

маге наметить шкалу звездных величин

и провести ряд параллельных прямых, от-

мечающих блеск всех звезд сравнения (рис.252), изготовить небольшую линейку

из кальки, на которой в произвольном масштабе отложить деления от 0 до 5-6 в обе

стороны. Косо прикладывая линейку к параллельным линиям так, чтобы между

двумя определенными линиями поместилось столько делений, сколько степеней со-

держится между звездами сравнения в данной оценке, определим звездную величину

a bed

• 4

6,8

7,8 8,0 8,2

Рис. 252. Перевод оценок блеска перемен

ной в звездные величины

§5.8. Наблюдения переменных звезд

357

переменной по положению нуля вспомогательной шкалы. Так, например, при срав-

нении переменной v со звездами сравнения а (6,82

) и b (7,47

) получена оценка:

alvhb. Располагаем нашу линейку так, чтобы а пришлось на 2, a b на 3 по разные

стороны от нуля. Нуль вспомогательной шкалы покажет звездную величину v 7,08

Таким образом, в журнале заполняется столбец «Блеск».

Пользуясь звездными величинами, взятыми из какого-нибудь звездного ката-

лога или из статей других исследователей, надо иметь в виду неизбежное различие

инструментов и личных свойств наблюдателей. Это различие в первую очередь

скажется на звездах, отличающихся по цвету. В итоге у каждого наблюдателя (в со-

ответствии с его инструментом) вырабатывается своя фотометрическая система —

своя шкала звездных величин. Так как оценки переменной производятся в системе

наблюдателя, то и величины звезд сравнения надо согласовать с этой системой. Это

осуществляется следующим образом. В процессе наблюдений надо изредка (один

раз на 7-10 наблюдений) производить

оценки всех звезд сравнения, опреде-

ляя различие блеска в степенях между

соседними по блеску звездами. Таким

путем наберется некоторое количество

«цепочек» вида

abblcldle и т.д.

Средние оценки будут иметь та-

кой вид:

а 5,9

2,4 с 6,9 d 1,8 е и т.д.

Это даст степенную шкалу

звезд сравнения. Если самой сла-

бой звезде (например, звезде е) мы

дадим значение 0,0, то следующая звезда, d, получит значение 1,8, с — 8,7, b —

11,1, а — 17,0. Теперь можно сопоставить на графике «чужие» звездные величи-

ны (т) и полученные степенные оценки (St) звезд сравнения (рис.253).

Как видим, точки достаточно хорошо «укладываются» на прямую. Отклонения

от прямой отражают случайное различие в фотометрических системах. Однако так

как наши степенные оценки мы также не можем считать совершенно точными, то вы-

равнивая постепенной шкале звездные величины звезд сравнения, мы пойдем по пу-

ти некоторого компромисса; а именно: из каждой точки мы опустим перпендикуляр

на прямую и определим, какой звездной величине соответствует основание этого

перпендикуляра. Таким образом мы как бы несколько исправляем и свои степенные

оценки, и чужие звездные величины. Все это суммируется в следующей табличке:

Звезды

сравнения

Звездные

величины

Степень

Окончательно принятые

выравненные звездные

величины

6,84

17,0

6,85

Ь 7,48

11,1

7,51

7,82

8,7

7,81

8,55 1,8 8,57

8,96

0,0 8,95

Рис. 253. Выравнивание звездных величин

звезд сравнения степенной шкалой

358

Глава 5. Астрономические наблюдения

Перевод оценок блеска переменной в звездные величины нужно производить

по этим окончательно принятым звездным величинам.

Если величины звезд сравнения никем не определялись, то их надо получить

самим, пользуясь каким-нибудь фотометрическим стандартом на небе. Такими стан-

дартами являются, например, Северный Полярный Ряд (см. карты и табл.48), ряд

звездных скоплений (карты и табл.50) и другие области на небе, для которых мно-

гократными специальными исследованиями определены звездные величины всех

звезд, вплоть до самых слабых. И в этом случае важно наблюдения вести на оди-

наковых зенитных расстояниях (или вводить поправку на различие z по табл.68)

и осуществить при помощи своей степенной шкалы исправление звездных величин,

полученных привязкой к звездам стандарта.

Если период переменной неизвестен, можно попытаться определить его само-

му. Для этого на графике по горизонтальной оси.надо отложить юлианские даты,

а по вертикальной оси — оценки блеска. При достаточно многочисленных наблю-

дениях и удачном их распределении по кривой блеска можно подметить период

и после некоторых проб определить световые элементы переменной.

Иногда в силу неблагоприятного расположения точек график не дает ответа

на вопрос о периоде переменной, однако имеется несколько надежных определений

максимумов или минимумов блеска. Можно применить следующий метод опреде-

ления периода по любому числу моментов максимума (или минимума) блеска.

Имея ряд таких моментов Т

-, составляем независимые разности AT;и вписы-

ваем их в таблицу, распределяя в порядке их величины. Каждую разность ДТ, можно

представить как произведение искомого периода Р на некоторое целое число щ:

ДГ|=п,Р, ДТ

= п

Р, ..., ДТ

= п

Р. (а)

Последовательно деля каждое уравнение (а) на следующее за ним, получим

ДТ, _ ДГ

_1 _ га

го

ДТ

~п

' "•' ДТ

~ п

откуда

ДТ

ДГщ

= —n

..., = {0)

Дадим величинам п, значения 1,2,... до 4-5 и определим из первого уравне-

ния (Р) только такие га

, которые будут целыми числами. С этими значениями п

из второго уравнения (р) определим целочисленные значения щ и т.д. Выпишем

полученные результаты в таблицу вида

П|

714

То есть вычисленные так, что нельзя было бы получить какую-нибудь разность AT, простым

сложением или вычитанием других разностей.

§5.8. Наблюдения переменных звезд

359

Очевидно, что лишь в одной строке таблицы всюду будут целые числа. Тогда

сразу вычислим среднее значение Р по формуле

где i меняется от 1 до т, а

есть знак

суммирования.

За подробностями, касающимися других способов обработки наблюдений пе-

ременных звезд, отсылаем к специальным книгам.

5.8.5. О фотографических наблюдениях

переменных звезд

Располагая экваториалом с часовым механизмом, астроном-любитель может ор-

ганизовать систематическое фотографирование звездного неба и исследование пе-

ременных звезд по негативам. Для фотографирования звездного неба пригоден

любой фотоаппарат, но наилучшие результаты дадут фотокамеры с объективами

типа МТО-500, МТО-ЮОО, Гелиос-40 и др. Эти объективы позволят снимать на пла-

стинках 13 х 18 см и даже 18 х 24 см, а на пластинках 9x12 см они дадут

прекрасные изображения звезд по всей пластинке. В табл.92 приведены некото-

рые данные об упомянутых объективах, а также об объективах некоторых широко

расп ростран е

н н

ы х фотоап п ара го в.

Напомним, что чем больше диаметр объектива, тем более слабые звезды могут

быть сфотографированы при той же выдержке (времени экспозиции), а объектив

с большим фокусным расстоянием даст больший масштаб на снимке.

Для астрофотографии можно укрепить на трубе фотоаппарат либо изготовить

простой четырехугольный ящик нужных размеров для имеющегося объектива. В пе-

редней стенке должен быть укреплен объектив (лучше всего в металлической оправе

с нарезкой, соответствующей винтовой нарезке оправы объектива), а в задней стенке

сделаны пазы для кассеты. Ящик должен быть светонепроницаемым и вычернен

изнутри. Его надо жестко скрепить с экваториалом, предварительно сцентрировав

фотокамеру (по матовому стеклу) с ведущей, т. е. основной трубой. Естествен-

но, что весь инструмент должен быть заново уравновешен с камерой. Основная

труба будет служить во время фотографирования для контроля работы часового

механизма (т.е. для гидирования).

Приблизительную фокусировку камеры можно произвести по матовому стеклу

на глаз. Однако точный фотографический фокус надо найти путем фокусировоч-

ных снимков. Для этого надо несколько вывинтить объектив в его оправе и затем

произвести ряд снимков какой-нибудь яркой звезды с короткими выдержками

по 15-20 секунд при неподвижной трубе, причем в промежутках между снимками

нужно ввертывать объектив на четверть или половину оборота винтовой нарезки.

Последнюю выдержку надо сделать более продолжительной, чтобы среди черто-

чек — следов звезды — суметь отличить первую от последней. Одна из черточек

окажется тоньше других: она и соответствует фотографическому фокусу. Надо опре-

делить, при каком положении объектива этот след получен, и повернуть объектив

на нужный угол. Полезно получить еще один фокусировочный снимок, на этот раз

при работающем часовом механизме, т.е. с трубой, следящей за движением звезд.

На снимке звёзды получатся в виде точек, причем в перерывах между выдержками

надо менять положение объектива в нарезке (не слишком отходя от найденного

положения) и постепенно смешать звезду в поле зрения ведущей трубы. В итоге

360 Глава 5. Астрономические наблюдения

на пластинке получится цепочка точек, из которых наименьшая и самая резкая, даст

точное положение фокуса.

При изменении температуры может немного измениться положение фокуса.

Для инструментов среднего и большого размера специально исследуется зависи-

мость фокусного расстояния от температуры и составляются таблицы поправок,

учитывающих изменение температуры.

При точной фокусировке в центре пластинки на ее краях изображения ока-

жутся немного вне фокуса. Чтобы увеличить площадь наилучших изображений,

надо добиться точной фокусировки не в самом центре пластинки, а в некоторой

кольцевой зоне вокруг него. Средний радиус этого кольца различен для разных

объективов; в среднем он составляет около 1/4 ширины пластинки.

При фотографировании избранного участка неба наблюдатель, установив веду-

щую звезду (не очень слабую) на крест нитей главной трубы, должен в течение всей

выдержки (которая может длиться несколько десятков минут) следить за положением

звезды, подправляя, если это нужно, микрометренными ключами положение трубы.

Перед объективом фотокамеры должна быть укреплена легкая заслонка-затвор,

которую наблюдатель мог бы с помощью тонкого троса и маленького блока отвести

в сторону в момент начала выдержки и поставить на место в конце. Не должно быть

рывков в моменты открывания и закрывания затвора!

Для фотографирования неба надо брать фотопластинки наивысшей чувстви-

тельности, чтобы запечатлеть на снимке как можно более слабые звезды. Как

фотографирование, так и проявление надо производить всегда в одних и тех же

условиях — на пластинках одного и того же сорта, с одним и тем же проявителем.

Однородность материала и единообразие всех деталей работы дадут возможность

наиболее полно использовать полученные фотографии. Для изучения переменных

звезд важно систематическое фотографирование одной и той же области неба

в течение длительного времени, например, одного-двух лет. Точнее, в течение

двух наблюдательных сезонов, которые длятся для разных областей неба от 2-3

до 6-8 месяцев.

В журнале наблюдений необходимо подробно и тщательно записывать не только

дату и моменты начала и конца выдержки (с учетом поправки часов), но и все обсто-

ятельства фотографирования (сорт пластинок, ведущую звезду, состояние неба, фазы

Луны и т.д.). Перед тем как вынуть пластинку из кассеты надо, немного приоткрыв

шторку, простым карандашом написать на слое число, номер пластинки в эту ночь

и объект фотографирования, чтобы в дальнейшем, после проявления и сушки, поль-

зуясь записями в журнале, на краю пластинки черной тушью написать очередной

номер, число, объект (ведущую звезду), продолжительность выдержки и т.д.

Хранить негативы лучше в отдельных конвертах, в вертикальном положении,

предохраняя их от пыли, сырости и нагревания. Для своей «стеклянной библиотеки»

надо завести особый каталог, в котором в хронологическом порядке записывать все

данные о полученных негативах, либо вести запись по отдельным центрам.

Оценка блеска переменных на фотографиях производится с лупой по методике,

весьма сходной с описанной выше для визуальных наблюдений, с тем отличием,

что здесь сравнивается действие звезд разного блеска на фотопластинку. При

этом учитываются и сравниваются как интенсивность почернения, так и размеры

фотографических изображений переменной звезды и звезд сравнения. В остальном

все сказанное выше о визуальных наблюдениях переменных звезд остается в силе.

Фотографирование можно производить на пластинках, имеющих различ-

ную спектральную чувствительность, например, на обыкновенных (несенсиби-

лизированных) пластинках (максимум чувствительности около 420 нм), дающих