Следили за движением светил по небу. Астрономические наблюдения того времени помогали ориентироваться на местности, а также были необходимы для построения философских и религиозных систем. С тех пор многое изменилось. Астрономия окончательно освободилась от астрологии, накопила обширные знания и техническую мощь. Однако астрономические наблюдения, выполненные на Земле или в космосе, - по-прежнему один из основных методов получения данных в этой науке. Поменялись способы сбора информации, но суть методики осталась неизменной.

Что такое астрономические наблюдения?

Существуют свидетельства, позволяющие предположить, что элементарными знаниями о движении Луны и Солнца люди обладали еще в доисторическую эпоху. Труды Гиппарха и Птолемея свидетельствуют, что знания о светилах были востребованы и в Античности, им уделялось много внимания. Для того времени и еще длительного периода после астрономические наблюдения представляли собой изучение ночного неба и фиксацию увиденного на бумаге или, проще говоря, зарисовку.

До эпохи Возрождения помощниками ученых в этом деле были лишь самые простые приборы. Значительный объем данных стал доступен после изобретения телескопа. По мере усовершенствования его увеличивалась точность получаемой информации. Однако на каком бы уровне ни был технический прогресс, астрономические наблюдения - это основной способ сбора информации о небесных объектах. Интересно, что это также одна из областей научной деятельности, в которой не потеряли актуальности методы, применявшиеся в эпоху до научного прогресса, то есть наблюдение невооруженным глазом или при помощи простейшего оборудования.

Классификация

Сегодня астрономические наблюдения - это достаточно обширная категория действий. Классифицировать их можно по нескольким признакам:

• квалификация участников;
• характер фиксируемых данных;
• место проведения.

В первом случае выделяют профессиональные и любительские наблюдения. Данные, получаемые при этом, чаще всего представляют собой регистрацию видимого света или же иного электромагнитного излучения, в том числе инфракрасного и ультрафиолетового. Информация при этом может быть получена в некоторых случаях только с поверхности нашей планеты либо только из пространства вне атмосферы: по третьему признаку выделяют астрономические наблюдения, выполненные на Земле или в космосе.

Любительская астрономия

Прелесть науки о звездах и других небесных телах в том, что она - одна из немногих, которая буквально нуждается в активных и неутомимых почитателях в среде непрофессионалов. На огромное количество объектов, достойных постоянного внимания, приходится небольшое число ученых, занятых самыми сложными вопросами. Потому астрономические наблюдения остальной части ближнего космоса ложатся на плечи любителей.

Вклад людей, считающих астрономию своим хобби, в эту науку довольно ощутим. До середины последнего десятилетия прошлого века более половины комет были открыты именно любителями. В область их интересов также часто входят переменные звезды, наблюдение Новых, отслеживание покрытия небесных тел астероидами. Последнее является сегодня наиболее перспективной и востребованной работой. Что касается Новых и Сверхновых, то, как правило, первыми их замечают именно астрономы-любители.

Варианты непрофессиональных наблюдений

Любительская астрономия может быть разделена на тесно взаимосвязанные разделы:

• Визуальная астрономия. Сюда относятся астрономические наблюдения в бинокль, телескоп или невооруженным глазом. Главная цель такой деятельности, как правило, заключается в получении удовольствия от возможности наблюдать за движением светил, а также от самого процесса. Интересное ответвление этого направления - «тротуарная» астрономия: некоторые любители выносят свои телескопы на улицу и предлагают всем желающим полюбоваться звездами, планетами и Луной.
• Астрофотография. Цель этого направления - получение фотоизображений небесных тел и их элементов.
• Телескопостроение. Иногда необходимые оптические инструменты, телескопы и аксессуары к ним, любители изготавливают практически с нуля. В большинстве же случаев телескопостроение заключается в дополнении уже имеющейся аппаратуры новыми комплектующими.
• Исследования. Некоторые астрономы-любители стремятся кроме эстетического удовольствия получить и что-то более материальное. Они занимаются исследованием астероидов, переменных, новых и сверхновых звезд, комет и метеорных потоков. Периодически в процессе постоянных и кропотливых наблюдений совершаются открытия. Именно такая деятельность астрономов-любителей приносит наибольший вклад в науку.

Деятельность профессионалов

Астрономы-специалисты всего мира обладают более совершенной аппаратурой, чем любители. Задачи, стоящие перед ними, требуют высокой точности при сборе информации, отлаженного математического аппарата для интерпретации и прогнозирования. В центре работы профессионалов, как правило, лежат достаточно сложные, часто удаленные объекты и явления. Нередко изучение просторов космоса дает возможность пролить свет на те или иные законы Вселенной, уточнить, дополнить или опровергнуть теоретические построения относительно ее возникновения, строения и будущего.

Классификация по типу информации

Наблюдения в астрономии, как уже говорилось, могут быть связаны с фиксацией различного излучения. По этому признаку выделяют следующие направления:

• оптическая астрономия исследует излучение в видимом диапазоне;
• инфракрасная астрономия;
• ультрафиолетовая астрономия;
• радиоастрономия;
• рентгеновская астрономия;
• гамма-астрономия.

Кроме того, выделяются направления этой науки и соответствующие наблюдения, не связанные с электромагнитным излучением. Сюда относится нейтринная, изучающая нейтринное излучение от внеземных источников, гравитационно-волновая и планетарная астрономия.

С поверхности

Часть явлений, изучаемых в астрономии, доступны для исследований в наземных лабораториях. Астрономические наблюдения на Земле связаны с изучением траекторий движения измерением расстояния в космосе до звезд, фиксация некоторых типов излучения и радиоволн и так далее. До начала эры космонавтики астрономы могли довольствоваться только информацией, полученной в условиях нашей планеты. И этого было достаточно для построения теории возникновения и развития Вселенной, обнаружения многих закономерностей, существующих в космосе.

Высоко над Землей

С запуска первого спутника началась новая эра в астрономии. Данные, собираемые неоценимы. Они способствовали углублению понимания учеными тайн Вселенной.

Астрономические наблюдения в космосе позволяют фиксировать все типы излучений, от видимого света до лучей гамма- и рентгеновского диапазона. Большая часть их недоступна для исследования с Земли, поскольку атмосфера планеты поглощает их, не допускает к поверхности. Примером открытий, ставших возможными только после являются рентгеновские пульсары.

Добытчики информации

Астрономические наблюдения в космосе осуществляются при помощи различной аппаратуры, установленной на космических кораблях, орбитальных спутниках. Множество исследований подобного характера проводится на Неоценим вклад оптических телескопов, запускавшихся несколько раз в прошлом веке. Выделяется среди них знаменитый «Хаббл». Для обывателя он в первую очередь является источником потрясающе красивых фотоизображений дальнего космоса. Однако это не все, что он «умеет». С его помощью получен большой объем информации о строении множества объектов, закономерностях их «поведения». «Хаббл» и другие телескопы являются бесценным поставщиком данных, необходимых для теоретической астрономии, работающей над проблемами развития Вселенной.

Астрономические наблюдения - и наземные, и космические - единственный для науки о небесных телах и явлениях. Без них ученые могли бы лишь разрабатывать различные теории, не имея возможности сопоставить их с реальностью.

ПРЕДИСЛОВИЕ
Книга посвящена организации, содержанию и методике проведения астрономических наблюдений повышенного уровня, а также простейшим математическим методам их обработки. Она начинается с главы, посвященной испытаниям телескопа - основного инструмента наблюдательной астрономии. В этой главе излагаются основные вопросы, связанные с простейшей теорией телескопа. Учителя найдут здесь много ценных практических советов, относящихся к определению различных характеристик телескопа, проверке качества его оптики, выбору оптимальных условий для проведения наблюдений, а также необходимые сведения о важнейших принадлежностях к телескопам и правилах обращения с ними при выполнении визуальных и фотографических наблюдений.
Важнейшей частью книги является вторая глава, рассматривающая на конкретном материале вопросы организации, содержания и методики проведения астрономических наблюдений. Значительная часть предложенных наблюдений - визуальные наблюдения Луны, Солнца, планет, затмений - не требует высокой квалификации и при умелом руководстве со стороны учителя может быть освоена за короткое время. Вместе с тем целый ряд других наблюдений - фотографические наблюдения, визуальные наблюдения переменных звезд, программные наблюдения метеорных потоков и некоторые другие - требует уже значительного навыка, определенной теоретической подготовки и дополнительных приборов и оборудования.
Разумеется, не все из перечисленных в этой главе наблюдений могут быть реализованы в любой школе. Организация наблюдений повышенной трудности доступна скорее всего тем школам, где сложились хорошие традиции организации внеклассных занятий по астрономии, имеется опыт соответствующей работы и, что очень важно, хорошая материальная база.
Наконец, в третьей главе на конкретном материале в простой и наглядной форме изложены основные математические методы обработки наблюдений: интерполирование и экстраполирование, приближенное представление эмпирических функций и теория ошибок. Эта глава является неотъемлемой частью книги. Она нацеливает и учителей школы, и учащихся, и, наконец, любителей астрономии на вдумчивое, серьезное отношение к постановке и проведению астрономических наблюдений, результаты которых могут обрести известную значимость и ценность только после того, как будут подвергнуты соответствующей математической обработке.
иоращено внимание учителей на необходимость исполыю я микрокалькуляторов, а в будущем - и персональных ЭВМ.
Материал книги может, быть использован при проведении практических занятий по астрономии, предусмотренных учебной программой, а также при проведении факультативных занятий и в работе астрономического кружка.
Пользуясь случаем, авторы выражают глубокую признательность заместителю председателя Совета астрономических кружков Московского планетария, сотруднику ГАИШ МГУ М. Ю. Шевченко и доценту Владимирского педагогического института, кандидату физико-математических наук Е. П. Разбитной за ценные указания, способствовавшие улучшению содержания книги.
Авторы с благодарностью воспримут от читателей все критические замечания.

Глава I ИСПЫТАНИЕ ТЕЛЕСКОПОВ

§ 1. Введение
Основными инструментами каждой астрономической обсерватории, в том числе учебной, являются телескопы. С помощью телескопов учащиеся наблюдают Солнце и происходящие на нем явления, Луну и ее рельеф, планеты и некоторые их спутники, разнообразный мир звезд, рассеянные и шаровые скопления, диффузные туманности, Млечный Путь и галактики.
Опираясь на непосредственные телескопические наблюдения и на фотографии, полученные с помощью больших телескопов, учитель может создать у учащихся яркие естественнонаучные представления о строении окружающего мира и на этой основе формировать твердые материалистические убеждения.
Приступая к наблюдениям на школьной астрономической обсерватории, учитель должен хорошо знать возможности телескопической оптики, различные практические методы ее испытания и установления основных ее характеристик. Чем полнее и глубже будут знания учителя о телескопах, тем лучше он сможет организовать проведение астрономических наблюдений, тем плодотворнее будет работа учащихся и тем убедительнее предстанут перед ними результаты проведенных наблюдений.
Преподавателю астрономии, в частности, важно знать краткую теорию телескопа, быть знакомым с наиболее распространенными оптическими системами и установками телескопов, а также иметь достаточно полные сведения об окулярах и различных принадлежностях телескопа. Вместе с тем он должен знать основные характеристики, а также достоинства и недостатки небольших телескопов, предназначенных для школьных и институтских учебных астрономических обсерваторий, иметь хорошие навыки в обращении с такими телескопами и уметь реалистично оценивать их возможности при организации наблюдений.
Результативность работы астрономической обсерватории зависит не только от ее оснащенности различным оборудованием и, в частности, от оптической мощи имеющихся на ней телескопов, но и от степени подготовленности наблюдателей. Только квалифицированный наблюдатель, обладающий хорошими навыками обращения с имеющимся в его распоряжении телескопом и знающий его основные характеристики и возможности, в состоянии получить на этом телескопе максимум возможной информации.
Поэтому перед учителем стоит важная задача по подготовке активистов, способных хорошо проводить наблюдения, требующие выдержки, аккуратного исполнения, большого внимания и времени.
Без создания группы квалифированных наблюдателей нельзя рассчитывать на повсеместное продолжительное функционирование школьной обсерватории и на ее большую отдачу в деле обучения и воспитания всех остальных учащихся.
В связи с этим учителю мало знать сами телескопы и их возможности, он должен еще владеть продуманной и выразительной методикой объяснения, не выходящей далеко за рамки школьных программ и учебников и опирающейся на знания учащихся, полученные при изучении физики, астрономии и математики.
Следует при этом обращать особое внимание на прикладной характер сообщаемых сведений о телескопах, чтобы возможности последних раскрывались в процессе осуществления планируемых наблюдений и проявлялись в получаемых результатах.
Принимая во внимание вышеизложенные требования, в первую главу книги включены теоретические сведения о телескопах в объеме, необходимом для проведения хорошо осмысленных наблюдений, а также описания рациональных практических приемов испытаний и установления различных их характеристик с учетом знаний и возможностей учащихся.

§ 2. Определение основных характеристик оптики телескопов
Чтобы глубоко разобраться в возможностях оптики телескопов, следует вначале привести некоторые оптические данные о человеческом глазе - основном «инструменте» учащихся при проведении большинства учебных астрономических наблюдений. Остановимся на таких его характеристиках, как предельная чувствительность и острота зрения, иллюстрируя их содержание на примерах наблюдений небесных объектов.
Под предельной (пороговой) чувствительностью глаза понимают тот минимальный световой поток, который еще можно воспринять полностью адаптированным к темноте глазом.
Удобными объектами для определения предельной чувствительности глаза являются группы звезд различного блеска с тщательно измеренными звездными величинами. При хорошем состоянии атмосферы, безоблачном небе в безлунную ночь вдали от города можно наблюдать звезды до б-й звездной величины. Однако это не предел. Высоко в горах, где бывает особенно чиста и прозрачна атмосфера, становятся видимыми звезды до 8-й звездной величины.
Опытный наблюдатель должен знать предельные возможности своих глаз и уметь определять состояние прозрачности атмосферы по наблюдениям звезд. Для этого надо хорошо изучить общепринятый в астрономии стандарт - Северный Полярный ряд (рис. 1 , а) и взять себе за правило: перед проведением телескопических наблюдений вначале следует невооруженным глазом определить видимые на пределе звезды из этого ряда и по ним установить состояние атмосферы.
Рис. 1. Карта Северного Полярного ряда:
а - для наблюдений невооружённым глазом; б - с биноклем или с небольшим телескопом; в - средним телескопом.
Полученные данные заносят в журнал для наблюдений. Все это требует наблюдательности, памяти, вырабатывает привычку глазомерных оценок и приучает к аккуратности - эти качества, весьма полезные для наблюдателя.
Под остротой зрения понимают способность глаза различать близко расположенные предметы или светящиеся точки. Медики установили, что острота нормального человеческого глаза в среднем составляет 1 мин дуги. Эти данные получены при рассматривании в лабораторных условиях ярких, хорошо освещенных предметов и точечных источников света.
При наблюдении звезд - значительно менее ярких объектов - острота зрения несколько понижена и составляет около 3 мин дуги и более. Так, обладая нормальным зрением, легко заметить, что возле Мицара - средней звезды в ручке ковша Большой Медведицы - находится слабая звездочка Алькор. Установить же двойственность е Лиры невооруженным глазом удается далеко не всем. Угловое расстояние между Мицаром и Алькором составляет 1 Г48", а между компонентами ei и е2 Лиры - 3"28".
Рассмотрим теперь, каким образом телескоп расширяет возможности человеческого зрения, и проанализируем эти возможности.
Телескоп - это афокальная оптическая система, преобразующая пучок параллельных лучей сечением D в пучок параллельных лучей сечением d. Это хорошо видно на примере схемы прохождения лучей в рефракторе (рис. 2), где объектив перехватывает идущие от далекой звезды параллельные лучи и фокусирует их в точку в фокальной плоскости. Далее лучи расходятся, попадают в окуляр и выходят из него параллельным пучком меньшего диаметра. Затем лучи попадают в глаз и фокусируются в точку на дне глазного яблока.
Если диаметр зрачка человеческого глаза будет равен диаметру выходящего из окуляра параллельного пучка, то все собранные эбъективом лучи попадут в глаз. Следовательно, в этом случае этношение площадей объектива телескопа и зрачка человеческого глаза выражает кратность увеличения светового потока, попадаю-
Если считать, что диаметр зрачка равен 6 мм (в полной темноте он достигает даже 7 - 8 мм), то школьный рефрактор с диаметром объектива 60 мм может посылать в глаз в 100 раз больше световой энергии, чем воспринимает невооруженный глаз. В результате с таким телескопом могут стать видимыми звезды, посылающие нам световые потоки в 100 раз меньшие, чем световые потоки от звезд, видимых на пределе невооруженным глазом.
Согласно формуле Погсона, стократное увеличение освещенности (светового потока) соответствует 5-ти звездным величинам:
Приведенная формула позволяет оценить проницающую силу - важнейшую характеристику телескопа. Проницающая сила определяется предельной звездной величиной (т) самой слабой звезды, которую еще можно увидеть в данный телескоп при наилучших атмосферных условиях. Поскольку в вышеприведенной формуле не учтены ни потери света при прохождении оптики, ни потемнение фона неба в поле зрения телескопа, то она является приближенной.
Более точное значение проницающей силы телескопа можно рассчитать по следующей эмпирической формуле, в которой обобщены результаты наблюдений звезд на инструментах разных диаметров:
где D - диаметр объектива, выраженный в миллиметрах.
В целях ориентировки в таблице 1 приводятся приближенные значения проницающей силы телескопов, рассчитанные по эмпирической формуле (1).
Реальную же проницающую силу телескопа можно определить, наблюдая звезды Северного Полярного ряда (рис. 1,6, в). Для этого, ориентируясь по таблице 1 или по эмпирической формуле (1), устанавливают приближенное значение проницающей силы телескопа. Далее из приведенных карт (рис. 1,6, в) подбирают звезды с несколько большими и несколько меньшими звездными величинами. Тщательно копируют все звезды большего блеска и все подобранные. Таким образом изготовляют звездную карту, тщательно ее изучают и приступают к наблюдениям. Отсутствие «лишних» звезд на карте способствует быстрому отождествлению телескопической картины и установлению звездных величин видимых звезд. В последующие вечера проводят повторные наблюдения. Если погода и прозрачность атмосферы улучшаются, то появляется возможность видеть и отождествлять более слабые звезды.
Найденная таким образом звездная величина самой слабой звезды и определяет реальную проницающую силу используемого телескопа. Получаемые результаты заносят в журнал наблюдений. По ним можно судить о состоянии атмосферы и об условиях наблюдений других светил.
Второй важнейшей характеристикой телескопа является его разрешающая способность б, под которой понимают минимальный угол между двумя звездами, видимыми раздельно. В теоретической оптике доказывается, что с идеальным объективом в видимом свете Л= 5,5- 10-7 м можно еще разрешить двойную звезду, если угловое расстояние между ее компонентами будет равно углу или больше угла
где D - диаметр объектива в миллиметрах. (...)
Рис. 3. Дифракционные картины тесных звездных пар с разными угловыми рас стояниями компонентов.
Поучительно также провести телескопические наблюдения ярких звездных пар при диафрагмировании объектива. По мере постепенного диафрагмирования входного отверстия телескопа дифракционные диски звезд увеличиваются, соединяются и сливаются в едином дифракционном диске большего диаметра, но со значительно меньшей яркостью.
При проведении подобных исследований следует обращать внимание на качество телескопических изображений, которые определяются состоянием атмосферы.
Наблюдения за атмосферными волнениями следует вести с хорошо отъюстированным телескопом (желательно рефлектором), рассматривая при больших увеличениях дифракционные изображения ярких звезд. Из оптики известно, что при монохроматическом потоке света в центральном дифракционном диске концентрируется 83,8% прошедшей через объектив энергии, в первом кольце - 7,2%, во втором - 2,8%, в третьем - 1,5%, в четвертом - 0,9% и т. д.
Так как приходящие излучения звезд не монохроматичны, а состоят из разных длин волн, то дифракционные кольца получаются окрашенными и размытыми. Четкость изображений колец можно улучшить, применяя светофильтры, в особенности узкополосные. Однако в связи с убыванием энергии от кольца к кольцу и увеличением их площадей уже третье кольцо становится малозаметным.
Это следует иметь в виду при оценке состояния атмосферы по видимым дифракционным картинам наблюдаемых звезд. При проведении таких наблюдений можно пользоваться шкалой Пикке-ринга, согласно которой наилучшие изображения оцениваются баллом 10, а очень плохие - баллом 1.
Приводим описание этой шкалы (рис. 4).
1. Изображения звезд волнуются и размазываются так, что их диаметры в среднем вдвое превосходят третье дифракционное кольцо.
2. Изображение волнуется и слегка выходит за третье дифракционное кольцо.
3. Изображение не выходит за пределы третьего дифракционного кольца. Яркость изображения увеличивается к центру.
4. Временами виден центральный дифракционный диск звезды с появляющимися вокруг короткими дугами.
5. Дифракционный диск виден постоянно, а короткие дуги - часто.
6. Дифракционный диск и короткие дуги видны постоянно.
7. Вокруг четко видимого диска движутся дуги.
8. Вокруг четко очерченного диска движутся кольца с разрывами,
9. Ближайшее к диску дифракционное кольцо неподвижно.
10. Все дифракционные кольца неподвижны.
Баллы 1 - 3 характеризуют плохое для астрономических наблюдений состояние атмосферы, 4 - 5 - посредственное, 6 - 7 - хорошее, 8 - 10 - отличное.
Третьей важной характеристикой телескопа является светосила его объектива, равная квадрату отношения диаметра объектива
к его фокусному расстоянию (...)

§ 3. Проверка качества оптики телескопа
Практическая ценность любого телескопа как наблюдательного инструмента определяется не только размерами, но и качеством его оптики, т. е. степенью совершенства его оптической системы и качеством изготовления объектива. Немаловажную роль играет и качество окуляров, прилагаемых к телескопу, а также полнота их комплекта.
Объектив является наиболее ответственной частью телескопа. К сожалению, даже самые совершенные телескопические объективы обладают рядом недостатков, обусловленных как чисто техническими причинами, так и природой света. Важнейшими из них являются хроматическая и сферическая аберрация, кома и астигматизм. Кроме того, светосильные объективы в разной степени страдают кривизной поля и дисторсией.
Преподавателю необходимо знать об основных оптических недостатках наиболее употребительных типов телескопов, выразительно и понятно демонстрировать эти недостатки и уметь их в какой-то степени понижать.
Опишем последовательно важнейшие оптические недостатки телескопов, рассмотрим, в каких типах небольших телескопов и в какой мере они проявляются, и укажем простейшие способы их выделения, показа и уменьшения.
Главным препятствием, мешавшим длительное время совершенствованию телескопа-рефрактора, была хроматическая (цветовая) аберрация, т. е. неспособность собирательной линзы собрать все световые лучи с разной длиной волны в одну точку. Хроматическая аберрация обусловлена неодинаковой преломляемостью световых лучей разной длины волны (красные лучи преломляются слабее, чем желтые, а желтые слабее, чем синие).
Хроматическая аберрация особенно проявляется у телескопов с однолинзовыми светосильными объективами. Если такой телескоп навести на яркую звезду, то при определенном положении окуляра
можно увидеть яркое фиолетовое пятнышко, окруженное цветным ореолом с размытым красным внешним кольцом. По мере выдвижения окуляра цвет центрального пятнышка будет постепенно меняться на синий, затем - зеленый, желтый, оранжевый и, наконец, красный. В последнем случае вокруг красного пятнышка будет виден цветной ореол с фиолетовой кольцевой окантовкой.
Если в такой телескоп посмотреть на планету, то картина будет весьма размытая, с радужными разводами.
Двухлинзовые объективы, в значительной мере свободные от хроматической аберрации, называются ахроматическими. Относительное отверстие рефрактора с ахроматическим объективом обычно равно 715 или несколько больше (у школьных телескопов-рефракторов оно оставляет 7ю, что несколько ухудшает качество изображения).
Однако ахроматический объектив не свободен полностью от хроматической аберрации и хорошо сводит в одну точку только лучи определенных длин волн. В связи с этим объективы ахроматизируются в соответствии с их назначением; визуальные - в отношении лучей, сильнее всего действующих на глаз, фотографические - для лучей, сильнее всего действующих на фотоэмульсию. В частности, объективы школьных рефракторов по своему назначению являются визуальными.
Судить о наличии остаточной хроматической аберрации в школьных рефракторах можно на основе наблюдений с очень большими увеличениями дифракционных изображений ярких звезд, быстро меняя следующие светофильтры: желто-зеленый, красный, синий. Обеспечить быструю смену светофильтров можно, применяя дисковые или скользящие рамки, описанные в
§ 20 книги «Школьная астрономическая обсерватория»1. Наблюдаемые при этом изменения дифракционных картин свидетельствуют, что не все лучи в одинаковой мере оказываются сфокусированными.
Более успешно уничтожение хроматической аберрации решается в трехлинзовых апохроматических объективах. Однако полностью уничтожить ее пока не удается ни в каких линзовых объективах.
В зеркальном объективе не происходит преломления световых лучей. Поэтому эти объективы полностью свободны от хроматической аберрации. Этим зеркальные объективы выгодно отличаются от линзовых.
Другим крупным недостатком телескопических объективов является сферическая аберрация. Она проявляется в том, что монохроматические лучи, идущие параллельно оптической оси, фокусируются на разных расстояниях от объектива в зависимости от того, через какую его зону они прошли. Так, в одиночной линзе далее всего фокусируются лучи, прошедшие вблизи ее центра, а ближе всего - прошедшие через краевую зону.
В этом легко убедиться, если телескоп с однолинзовым объективом направить на яркую звезду и наблюдать ее с двумя диафрагмами: одна из них должна выделять поток, проходящий через центральную зону, а вторая, выполненная в виде кольца, пропускать лучи краевой зоны. Наблюдения следует вести со светофильтрами по возможности с узкими полосами пропускания. При использовании первой диафрагмы резкое изображение звезды получается при несколько большем выдвижении окуляра, чем при использовании второй диафрагмы, что подтверждает наличие сферической аберрации.
В сложных объективах сферическая аберрация совместно с хроматической уменьшается до необходимого предела путем подбора линз определенной толщины, кривизны и сортов применяемых, стекол.
[ Остатки неисправленной сферической аберрации в сложных лин-[зовых телескопических объективах можно обнаружить при помощи (вышеописанных диафрагм, наблюдая при больших увеличениях дифракционные картины от ярких звезд. При исследованиях визуальных объективов следует применять желто-зеленые светофильтры, а при исследованиях фотографических объективов - синие.
! В зеркальных параболических (точнее параболоидальных) объективах сферическая аберрация отсутствует, так как объективы |сводят в одну точку весь пучок лучей, идущих параллельно оптической оси. Сферические зеркала имеют сферическую аберрацию, при этом она тем больше, чем больше и светосильнее само зеркало.
У небольших зеркал с малой светосилой (относительным отверстием менее 1: 8) сферическая поверхность мало отличается от параболоидальной - в результате сферическая аберрация небольшая.
Выявить наличие остаточной сферической аберрации можно вышеописанным способом, применяя разные диафрагмы. Хотя зеркальные объективы свободны от хроматической аберрации, для лучшей диагностики сферической аберрации следует употреблять светофильтры, ибо окрашенность наблюдаемых дифракционных картин при разных диафрагмах не одинакова, что может привести к недоразумениям.
Рассмотрим теперь аберрации, возникающие при прохождении лучей наклонно к оптической оси объектива. К ним относятся: кома, астигматизм, кривизна поля, дисторсия.
При визуальных наблюдениях следует проследить за первыми двумя аберрациями - комой и астигматизмом и практически их изучить, наблюдая звезды.
Кома проявляется в том, что изображение звезды в стороне от оптической оси объектива приобретает вид размытого асимметричного пятнышка со смещенным ядром и характерным хвостом (рис. 6). Астигматизм же состоит в том, что объектив собирает наклонный пучок света от звезды не в один общий фокус, а в два взаимно перпендикулярных отрезка АВ и CD, расположенных в разных плоскостях и на разных расстояниях от объектива (рис. 7).
Рис. 6. Образование комы у наклонных лучей. Кружком очерчено поле вблизи оптической оси, где кома несущественна.
При хорошей юстировке в трубе телескопа малосветосильного объектива и при малом поле зрения окуляра трудно заметить обе упомянутые аберрации. Их можно хорошо видеть, если в целях обучения несколько разъюстировать телескоп, повернув на некоторый угол объектив. Такая операция полезна для всех наблюдателей, а в особенности для тех, кто строит свои телескопы, - ведь рано или поздно они обязательно столкнутся с вопросами юстировки, и будет значительно лучше, если они будут действовать сознательно.
Чтобы разъюстировать рефлектор, достаточно ослабить и завинтить два противоположных винта, удерживающих зеркало.
В рефракторе это сделать сложнее. Чтобы не испортить резьбу, следует склеить из картона переходное усеченное под углом кольцо и вставить его одной стороной в трубу телескопа, а на вторую посадить объектив.
Если в разъюстированный телескоп посмотреть на звезды, то все они предстанут хвостатыми. Причина тому - кома (рис. 6). Если же на входное отверстие телескопа надеть диафрагму с небольшим центральным отверстием и передвигать окуляр вперед и назад, то можно видеть, как звезды вытягиваются в светлые отрезки АВ, затем превращаются в эллипсы разного сжатия, кружки, и вновь в отрезки CD и эллипсы (рис. 7).
Кома и астигматизм устраняются поворотами объектива. Как легко понять, ось вращения при юстировке будет перпендикулярна направлению. Если при вращении установочного винта зеркала хвост удлиняется, то винт надо вращать в противоположную сторону. Окончательную доводку при юстировке следует осуществить с короткофокусным окуляром при больших увеличениях, чтобы хорошо были видны дифракционные кольца.
Если объектив телескопа обладает высокими качествами, а оптика отъюстирована правильно, то внефокальные изображения звезды при наблюдении в рефрактор будут выглядеть в виде небольшого светового диска, окруженного системой цветных концентрических дифракционных колец (рис. 8, al). При этом картины дофокального и зафокального изображений будут совершенно одинаковыми (рис. 8, а 2, 3).
Такой же вид будут иметь внефокальные изображения звезды при наблюдении в рефлектор, только вместо центрального светлого диска будет видно темное пятнышко, являющееся тенью от вспомогательного зеркала или диагональной призмы полного отражения.
Неточность юстировки телескопа скажется в том, что концентричность дифракционных колец будет нарушена, а сами они примут вытянутую форму (рис. 8, б 1, 2, 3, 4). При наведении на резкость звезда будет казаться не резко очерченным светлым диском, а слегка размытым светлым пятнышком с отброшенным в сторону (эффект комы) слабым хвостом. Если указанный эффект вызван действительно неточной юстировкой телескопа, то дело легко поправить, достаточно только, действуя регулировочными винтами оправы объектива (зеркала), несколько изменить ее положение в нужную сторону. Гораздо хуже, если причина кроется в астигматизме самого объектива или (в случае рефлектора Ньютона) в плохом качестве вспомогательного диагонального зеркальца. В этом случае устранить недостаток можно только перешлифовкой и переполировкой дефектных оптических поверхностей.
По внефокальным изображениям звезды можно легко обнаружить и другие недостатки телескопического объектива, если они имеются. Например, различие в размерах соответственных дифракционных колец дофокального и зафокального изображений звезды свидетельствует о наличии сферической аберрации, а различие в их цветности - о значительном хроматизме (для лин-
зового объектива); неравномерная плотность распределения колец и различная их интенсивность указывает на зональность объектива, а неправильная форма колец - на местные более или менее значительные отклонения оптической поверхности от идеальной.
Если все перечисленные недостатки, открываемые картиной внефокальных изображений звезды, невелики, то с ними можно мириться. Зеркальные объективы любительских телескопов, успешно прошедшие предварительную проверку теневым методом Фуко , как правило, имеют безукоризненную оптическую поверхность и отлично выдерживают испытания по внефокальным изображениям звезд.
Расчеты и практика показывают, что при идеальной юстировке оптики кома и астигматизм незначительно отражаются на визуальных наблюдениях, когда используются малосветосильные объективы (менее 1:10). В равной степени это относится и к фотографическим наблюдениям, когда с теми же объективами фотографируют светила с относительно небольшими угловыми размерами (планеты, Солнце, Луна).
Кома и астигматизм сильно портят изображения, когда фотографируют большие участки звездного неба с параболическими зеркалами или двухлинзовыми объективами. Искажения резко увеличиваются у светосильных объективов.
Ниже приведенная таблица дает представление о росте комы и астигматизма в зависимости от угловых отклонений от оптической оси у параболических рефлекторов разной светосилы.
Рис. 9. Кривизна поля зрения и изображения звезд в его фокальной плоскости (при исправлении всех остальных аберраций).
тизм, но имеется кривизна поля. Если с таким объективом сфотографировать большой участок звездного неба и при этом наведение на резкость осуществить по центральной зоне, то по мере отступления к краям поля резкость изображений звезд будет ухудшаться. И наоборот, если наведение на резкость произвести по звездам, находящимся по краям поля, то резкость изображений звезд будет ухудшаться в центре.
Чтобы с таким объективом получить фотографию, резкую по всему полю, следует изогнуть фотопленку в соответствии с кривизной поля резких изображений самого объектива.
Кривизну поля устраняют также при помощи плоско-выпуклой линзы Пиацци - Смита, которая превращает искривленный фронт волн в плоский.
Кривизну поля можно наиболее просто уменьшить диафрагмированием объектива. Из практики фотографирования известно, что с уменьшением диафрагмы растет глубина резкости - в результате четкие изображения звезд получаются по всему полю плоской пластинки. Однако следует помнить, что диафрагмирование сильно понижает оптическую мощь телескопа и для того, чтобы вышли на пластинке слабые звезды, надо значительно увеличивать время экспозиции.
Дисторсия проявляется в том, что объектив строит изображение, не пропорциональное оригиналу, а с некоторыми отступлениями от него. В результате при фотографировании квадрата его изображение может получиться с вогнутыми внутрь или выпуклыми наружу сторонами (подушкообразная и бочкообразная дисторсия).
Исследовать любой объектив на дисторсию очень просто: для этого надо его сильно задиафрагмировать, чтобы осталась незакрытой только очень небольшая центральная часть. Кома, астигматизм и кривизна поля при таком диафрагмировании будут устранены и дисторсию можно будет наблюдать в чистом виде
Если с таким объективом фотографировать прямоугольные решетки, проемы окон, дверей, то, рассматривая негативы, легко установить вид дисторсии, свойственный данному объективу.
Дисторсию готового объектива нельзя устранить или понизить. Ее учитывают при исследовании фотографий, в особенности при проведении астрометрических работ.

§ 4. Окуляры и предельные увеличения телескопа
Комплект окуляров является необходимым дополнением к телескопу. Ранее мы уже выяснили (§ 2) назначение окуляра в увеличительной телескопической системе. Теперь необходимо остановиться на основных характеристиках и конструктивных особенностях различных окуляров. Оставляя без внимания галилеевский окуляр из одной рассеивающей линзы, который давно уже не применяется в астрономической практике, обратимся сразу же к специальным астрономическим окулярам.
Исторически первым астрономическим окуляром, сразу же вытеснившим галилеевский окуляр, был окуляр Кеплера из одной короткофокусной линзы. Обладая в сравнении с окуляром Галилея значительно большим полем зрения, он в соединении с распространенными в то время длиннофокусными рефракторами давал достаточно четкие и мало окрашенные изображения. Однако позднее окуляр Кеплера был вытеснен более совершенными окулярами Гюйгенса и Рамсдена, которые встречаются и поныне. Наиболее распространенными астрономическими окулярами в настоящее время являются ахроматический окуляр Кельнера и ортоскопический окуляр Аббе. На рисунке 11 показано устройство этих окуляров.
Наиболее просто устроены окуляры Гюйгенса и Рамсдена. Каждый из них составлен из двух плоско-выпуклых собирательных линз. Передняя из них (обращенная к объективу) называется полевой линзой, а задняя (обращенная к глазу наблюдателя) - глазной линзой. В окуляре Гюйгенса (рис. 12) обе линзы обращены своими выпуклыми поверхностями к объективу, и если f\ и /2 - фокусные расстояния линз, a d - расстояние между ними, то должно выполняться соотношение: (...)

KOHEЦ ФPAГMEHTA УЧЕБНИКА

Среди методов астрономии, иначе методов астрономических исследований, можно выделить три основных группы:

• наблюдения,
• измерения,
• космический эксперимент.

Сделаем небольшой обзор этих методов.

Астрономические наблюдения

Замечание 1

Астрономические наблюдения - это основной способ исследования небесных тел и событий. Именно с их помощью регистрируется то, что происходит в ближнем и дальнем космосе. Астрономические наблюдения - главный источник знания, полученного экспериментальным путём

Астрономические наблюдения и обработка их данных, как правило, проводятся в специализированных научно-исследовательские учреждениях (астрономических обсерваториях).

Первая российская обсерватория была построена в Пулково, под Санкт-Петербургом. Составление звезд каталогов звезд, имеющих высочайшую точность, заслуга Пулковской обсерватории. Можно сказать, что во второй половине 19 века, негласно, ей было присвоено звание «астрономической столицы мира», а в 1884 году Пулково претендовало на нулевой меридиан (победил Гринвич).

Современные обсерватории оснащены наблюдательными инструментами (телескопами), светоприёмной и анализирующей аппаратурой, различными вспомогательными приборами, высокопроизводительными ЭВМ и т.д.

Остановимся на особенностях астрономических наблюдений:

• Особенность №1. Наблюдения весьма инертны, поэтому, как правило, для них требуется достаточно длительные сроки. Активное влияние на космические объекты, за редкими исключениями которые даёт пилотируемая и непилотируемая космонавтика, затруднено. В основном, многие явления, взять хотя бы трансформирование угла наклона оси Земли к орбитальной плоскости, могут быть зафиксированы лишь благодаря наблюдениям на протяжении нескольких тысяч лет. Следовательно, астрономическое наследие Вавилона и Китая тысячелетней давности, несмотря на некоторые несоответствия современным требованиям, до сих пор актуально.
• Особенность №2. Процесс наблюдения, как правило, происходит с земной поверхности, в тоже время Земля осуществляет сложное движение, поэтому земной наблюдатель видит только определённый участок звёздного неба.
• Особенность №3. Угловые измерения, выполняемые на основе наблюдений, являются основой для расчетов, определяющих линейные размеры объектов и расстояния до них. А так как угловые размеры звёзд и планет, измеряемые с помощью оптики, не зависят от расстояния до них, расчеты могут быть довольно неточными.

Замечание 2

Основной инструмент астрономических наблюдений - оптический телескоп.

Оптической телескоп обладает принципом действия, определяемым его типом. Но независимо от вида, главная его цель и задача заключается в сборе максимального количества света, испускаемого светящимися объектами (звёздами, планетами, кометами и др.), для создания их изображений.

Виды оптических телескопов:

• рефракторы (линзовые),
• рефлекторы (зеркальные),
• а также зеркально-линзовые.

В рефракторном (линзовом) телескопе, изображение достигается результатом преломления света в линзе объектива. Недостаток рефракторов - ошибка в результате размытости изображения.

Особенность рефлекторов - использование в астрофизике. В них главное не то, как свет преломляется, а как отражается. Они совершеннее линзовых, и более точны.

Зеркально-линзовые телескопы сочетают в себе функции рефракторов и рефлекторов.

Рисунок 1. Малый оптический телескоп. Автор24 - интернет-биржа студенческих работ

Астрономические измерения

Так как измерения в астрономических исследованиях осуществляются с помощью различных приборов и инструментов, проведём их короткий обзор.

Замечание 3

Основные из астрономических измерительных приборов - это координатно-измерительные машины.

Данные машины измеряют одну или две прямоугольные координаты с фотографического изображения или диаграммы спектра. Координатно-измерительные машины оснащены столом, на который помещаются фото и микроскопом с измерительными функциями, применяемым для наводки на светящееся тело или его спектр. Современные приборы могут иметь точность отсчёта до 1 мкм.

В процессе измерения могут возникнуть ошибки:

• самого инструмента,
• оператора (человеческий фактор),
• произвольные.

Ошибки инструмента возникают от его несовершенства, следовательно, должна быть, предварительно осуществлена, его проверка на точность. В частности, проверке подлежат: шкалы, микрометрические винты, направляющие на предметном столе и измерительном микроскопе, отсчётные микрометры.

Ошибки, связанные с человеческим фактором и случайностью, купируются кратностью измерений.

В астрономических измерениях происходит широкое внедрение автоматических и полуавтоматических измерительных приборов.

Автоматические приборы работают на порядок быстрее обычных, и имеют в два раза меньшую среднюю квадратическую ошибку.

Космический эксперимент

Определение 1

Космический эксперимент - это множество связанных между собой взаимодействий и наблюдений, дающих возможность получения необходимой информации об исследуемом небесном теле или явлении, осуществляемых в космическом полете (пилотируемом или непилотируемом) с целью подтверждения теорий, гипотез, а также совершенствования различных технологий, могущих принести вклад в развитие научных знаний.

Основные тенденции экспериментов в космосе:

1. Изучение протекания физико-химические процессов и поведения материалов в космическом пространстве.
2. Изучение свойств и поведения небесных тел.
3. Влияние космоса на человека.
4. Подтверждение теорий космической биологии и биотехнологии.
5. Пути освоения космического пространства.

Здесь уместно привести примеры экспериментов, проводимых на МКС российскими космонавтами.

Эксперимент по выращиванию растений (Veg-01).

Задача эксперимента – изучить поведение растений в орбитальных условиях.

Эксперимент "Плазменный кристалл" - изучение плазменно-пылевых кристаллов и жидких веществ при микро гравитационных параметрах.

Было проведено четыре его этапа:

1. Исследовалась плазменно-пылевая структура в газоразрядной плазме при высокочастотном емкостном разряде.
2. Исследовалась плазменно-пылевая структура в плазме при тлеющем разряде с постоянным током.
3. Исследовалось как воздействует ультрафиолетовый спектр космического излучения на макрочастицы, которые могут быть заряжены фотоэмиссией.
4. Исследовались плазменно-пылевые структуры в открытом космосе при действии солнечного ультрафиолета и ионизирующего излучения.

Рисунок 2. Эксперимент "Плазменный кристалл". Автор24 - интернет-биржа студенческих работ

А всего российскими космонавтами на МКС было проведено более 100 космических экспериментов.

Введение

Наблюдения солнечной активности

Наблюдения Юпитера и его спутников

Поиски комет и их наблюдения

Наблюдения серебристых облаков

Наблюдения метеоров

Наблюдения солнечных затмений

Наблюдения лунных затмений

Наблюдения искусственных спутников Земли и влияние Солнца на жизнь на Земле

Метеориты и астероиды

Заключение

Список использованной литературы

Введение

Целью данной курсовой работы является изучение способов астрономических наблюдений, выяснить влияние солнца на земную жизнь, а также подробно рассмотреть и изучить астероиды и метеориты.

Астрономические наблюдения - основной способ исследования небесных объектов и явлений. Наблюдения могут вестись невооруженным глазом или с помощью оптических инструментов: телескопов, снабженных теми или иными приемниками радиации (спектрографами, фотометрами и т, п.), астрографов, специальных инструментов (в частности, биноклей).

Цели наблюдений весьма разнообразны. Точные измерения положении звезд, планет и других небесных тел дают материал для определения расстояний до них (см. Параллакс), собственных движений звезд, изучения законов движения планет, комет. Результаты измерений видимого блеска светил (визуально или с помощью астрофотометров) позволяют оценивать расстояния до звезд, звездных скоплений, галактик, изучать процессы, происходящие в переменных звездах, и т. д.

Исследования спектров небесных светил с помощью спектральных приборов позволяют измерять температуру светил, лучевые скорости, дают неоценимый материал для глубокого изучения физики звезд и других объектов.

Но результаты астрономических наблюдений имеют научную значимость только в том случае, когда безусловно выполняются положения инструкций, которые определяют порядок действия наблюдателя, требования к инструментам, месту наблюдения, к форме регистрации данных наблюдения.

К методам наблюдений, доступным юным астрономам, относятся визуальные без инструментов, визуальные телескопические, фотографические и фотоэлектрические наблюдением небесных объектов и явлений. В зависимости от инструментальной базы, положения пунктов наблюдения (город, поселок, село), остроклиматических условий и интересов любителя для наблюдений может быть выбрана любая (или несколько) из предлагаемых тем.

1. Наблюдения солнечной активности

астрономическое наблюдение небесный солнце комета

При наблюдении солнечной активности ежедневно зарисовываются солнечные пятна и определяются их координаты с помощью заранее заготовленной угломерной сетки. Проводить наблюдения лучше всего с помощью большого школьного телескопа-рефрактора или самодельного телескопа на параллактическом штативе.

Нужно всегда помнить, что смотреть на Солнце без темного (защитного) фильтра ни в коем случае нельзя. Удобно вести наблюдения Солнца, проецируя его изображение на специально приспособленный к телескопу экран. На бумажном шаблоне обводят контуры групп пятен и отдельных пятен, отмечают поры. Затем вычисляются их координаты, подсчитывается число пятен в группах и на момент наблюдений выводится индекс солнечной активности - числа Вольфа.

Наблюдатель изучает и все изменения, происходящие внутри группы пятен, стремясь как можно точнее передать их форму, размеры, взаимное расположение деталей. Наблюдать Солнце можно и фотографически с применением в телескопе дополнительной оптики, увеличивающей эквивалентное фокусное расстояние прибора и позволяющей поэтому фотографировать более крупно отдельные образования на его поверхности. Пластинки и пленки для фотографирования Солнца должны иметь самую малую чувствительность.

2. Наблюдения Юпитера и его спутников

При наблюдении планет, в частности Юпитера, используют телескоп с диаметром объектива или зеркала не менее 150 мм. Наблюдатель тщательно зарисовывает детали в полосах Юпитера и сами полосы и определяет их координаты. Проведя наблюдения в течение ряда ночей, можно изучить картину изменений в облачном покрове планеты. Интересным для наблюдения на диске Юпитера является Красное пятно, физическая природа которого пока не совсем изучена. Наблюдатель зарисовывает положение Красного пятна на диске планеты, определяет его координаты, приводит описания цвета, яркости пятна, регистрирует замеченные особенности в окружающем его облачном слое.

Для наблюдении спутников Юпитера используется школьный телескоп-рефрактор. Наблюдатель определяет точное положение спутников относительно края диска планеты с помощью окулярного микрометра. Кроме того, представляет интерес наблюдение явлений в системе спутников и регистрация моментов этих явлений. К ним относятся затмение спутников, заход за диск планеты и выход из-за диска, прохождение спутника между Солнцем и планетой, между Землей и планетой.

. Поиски комет и их наблюдения

Поиски комет производятся с помощью светосильных оптических инструментов с большим полем зрения (3--5°). Для этой цели могут быть использованы полевые бинокли, астрономическая трубка АТ-1, бинокуляры ТЗК, БМТ-110, а также кометоискатели.

Наблюдатель систематически осматривает западную часть неба после захода Солнца, северную и зенитную области неба ночью и восточную перед восходом Солнца. Наблюдатель должен очень хорошо знать расположение на небе стационарных туманных объектов - газовых туманностей, галактик, звездных скоплений, которые по внешнему виду напоминают слабую по яркости комету.

В этом случае ему окажут помощь атласы звездного неба, в частности "Учебный звездный атлас» А. Д. Марленского и «Звездный атлас» А. А. Михайлова. О появлении новой кометы тотчас же дается телеграмма в адрес Астрономического института им, П. К., Штернберга в Москве. Нужно сообщать время обнаружения кометы, ее приближенные координаты, фамилию и имя наблюдателя, его почтовый адрес.

Наблюдатель должен зарисовать положение кометы среди звезд, изучить видимую структуру головы и хвоста кометы (если они имеют место), определить ее блеск. Фотографирование области неба, где находится комета, позволяет более точно, чем при зарисовке, определить ее координаты, а следовательно, рассчитать более точно орбиту кометы. Телескоп при фотографировании кометы должен быть снабжен часовым механизмом, ведущим его за звездами, перемещающимися вследствие видимого вращения неба.

. Наблюдения серебристых облаков

Серебристые облака - интереснейшее, но еще малоизученное явление природы. В России наблюдаются они в летнее время севернее 50° широты. Их можно увидеть на фоне сумеречного сегмента, когда угол погружении Солнца под горизонт составляет от 6 до 12°. В это время солнечные лучи освещают только верхние слои атмосферы, где на высоте 70-90 км и образуются серебристые облака. В отличие от обычных облаков, которые в сумерках кажутся темными, серебристые облака светятся.

Они наблюдаются в северной стороне неба, невысоко над горизонтом. Наблюдатель каждую ночь осматривает через 15-минутные интервалы сумеречный сегмент и в случае появления серебристых облаков оценивает их яркость, регистрирует изменения формы, при помощи теодолита или другого угломерного инструмента замеряет протяженность поля облаков по высоте и азимуту. Кроме того, целесообразно фотографировать серебристые облака. Если светосила объектива 1:2 и чувствительность пленки 130-180 единиц по ГОСТу, то хорошие снимки можно получить при экспозиции I-2 с. На снимке должны быть видны основная часть поля облаков и силуэты строений или деревьев.

Целью патрулирования сумеречного сегмента и наблюдений серебристых облаков является выяснение частоты появления облаков, преобладающих форм, динамики поля серебристых облаков, а также отдельных образований внутри поля облаков.

. Наблюдения метеоров

Задачами визуальных наблюдений является счет метеоров и определение метеорных радиантов. В первом случае наблюдатели располагаются под круглой рамкой, ограничивающей поле зрения до 60°, и регистрируют только те метеоры, которые появляются внутри рамки. В журнале наблюдений записывается порядковый номер метеора, момент пролета с точностью до одной секунды, звездная величина, угловая скорость, направление метеора и его положение относительно рамки.

Эти наблюдения позволяют изучить плотность метеорных потоков и распределение метеоров по блеску.

При определении метеорных радиантов наблюдатель тщательно наносит на копию карты звездного неба каждый замеченный метеор и отмечает порядковый номер метеора, момент пролета, звездную величину, длину метеора в градусах, угловую скорость и цвет.

Слабые по блеску метеоры наблюдаются при помощи полевых биноклей, трубок АТ-1, бинокуляра ТЗК. Наблюдения по этой программе позволяют изучать распределение малых радиантов на небесной сфере, определять положение и смещение изученных малых радиантов, приводят к открытию новых радиантов.

Наблюдения переменных звезд. Основные инструменты для наблюдения переменных звезд: полевые бинокли, астрономические трубки АТ-1, бинокуляры ТЗК, БМТ-110, кометоискатели, обеспечивающие большое поле зрения. Наблюдения переменных звезд позволяют изучать законы изменения их блеска, уточнять периоды и амплитуды изменения блеска, определять их тип и т. п.

Первоначально наблюдаются переменные звезды -цефеиды, имеющие правильные колебания блеска с достаточно большой амплитудой, и только после этого следует переходить к наблюдениям полу прав ильных и неправильных переменных звезд, звезд с малой амплитудой блеска, а также исследовать звезды, заподозренные в переменности, и патрулировать вспыхивающие звезды.

При помощи фотоаппаратов можно фотографировать звездное небо с целью наблюдений долгопериодических переменных звезд и поисков новых переменных звезд.

. Наблюдения солнечных затмений

В программу любительских наблюдений полного солнечного затмения могут войти: визуальная регистрация моментов соприкосновения края диска Луны с краем диска Солнца (четыре контакта); зарисовки вида солнечной короны - ее формы, структуры, размеров, цвета; телескопические наблюдения явлений при покрытии краем лунного диска солнечных пятен и факелов; метеорологические наблюдения - регистрация хода температуры, давления, влажности воздуха, изменения направления и силы ветра; наблюдения поведения животных и птиц; фотографирование частных фаз затмения через телескоп с фокусным расстоянием 60 см и более; фото-, графирование солнечной короны при помощи фотоаппарата с объективом, имеющим фокусное расстояние 20-30 см; фотографирование так называемых четок Бейли, которые появляются перед вспыхиванием солнечной короны; регистрация изменения яркости неба по мере увеличения фазы затмения при помощи самодельного фотометра.

7. Наблюдения лунных затмений

Так же как и солнечные, лунные затмения происходят сравнительно редко, и в то же время каждое затмение характеризуется своими особенностями. Наблюдения лунных затмений позволяют уточнять орбиту Луны, дают сведения о верхних слоях земной атмосферы.

Программа наблюдений лунного затмения может состоять из следующих элементов: определение яркости затененных частей лунного диска по видимости деталей лунной поверхности при наблюдении в 6-кратный признанный бинокль или телескоп с малым увеличением; визуальные оценки яркости Луны и ее цвета как невооруженным глазом, так и в бинокль (телескоп); наблюдения в телескоп с диаметром объектива не менее 10 см при 90-кратном увеличении на протяжении всего затмения кратеров Геродот, Аристарх, Гримальди, Атлас и Риччиоли, в области которых могут иметь место цветовые и световые явления; регистрация при помощи телескопа моментов покрытия земной тенью некоторых образований на лунной поверхности (список этих объектов приводится в книге «Астрономический календарь. Постоянная часть»); определение при помощи фотометра блеска поверхности Луны при различных фазах затмения.

8. Наблюдения искусственных спутников Земли и влияние Солнца на жизнь на Земле

При наблюдении искусственных спутников Земли отмечают путь движения спутника на звездной карте и время его прохождения около заметных ярких звезд. Время должно регистрироваться с точностью до 0,2с по секундомеру. Яркие спутники можно фотографировать.

Солнечное излучение - электромагнитное и корпускулярное - вот тот могучий фактор, который играет огромную роль в жизни Земли как планеты. Солнечный свет и солнечное тепло создали условия для формирования биосферы и продолжают поддерживать ее существование. С удивительной чуткостью все земное - и живое и неживое - реагирует па изменения солнечного излучения, на его своеобразную и сложную ритмику. Так было, так есть и так будет до тех пор, пока человек не сумеет внести свои коррективы в солнечно-земные связи.

Сравним Солнце со... струной. Это позволит уяснить Физическую суть ритмики Солнца и отражение этой ритмики и истории Земли.

Вы оттянули середину струны и отпустили ее. Колебания струны, усиленные резонатором (декой инструмента), породили звук. Состав этого звука сложный: ведь колеблется, как известно, не только вся струна в целом, но одновременно и ее части. Струна в целом порождает основной тон. Половинки струны, колеблясь быстрее, издают более высокий, по менее сильный звук - так называемый первый обертон. Половинки половинок, то есть четверти струны, в свою очередь рождают еще более высокий и еще более слабый звук - второй обертон и так далее. Полное звучание струны складывается из основного тона и обертонов, которые в разных музыкальных инструментах придают звуку различный тембр, оттенок.

По гипотезе известного советского астрофизика профессора М.С. Эйгенсона, когда-то, миллиарды лет назад, в недрах Солнца начал действовать тот самый протон-протонный цикл ядерных реакций, который поддерживает лучеиспускание Солнца и в современную эпоху; переход к этому чиклу, вероятно, сопровождался какой-то внутренней перестройкой Солнца. От прежнего состояния равновесия оно скачкообразно перешло к новому. И при этом скачке Солнце зазвучало», как струна. Слово «зазвучало» следует понижать, конечно, в том смысле, что в Солнце, в его исполинской массе, возникли какие-то ритмические колебательные процессы. Начались циклические переходы от активности пассивности и обратно. Возможно, эти сохранившиеся до наших дней колебания и выражаются в циклах солнечно активности.

Внешне, по крайней мере для невооруженного глаза, Солнце кажется всегда одним и тем же. Однако за этим внешним постоянством скрываются относительно медленные, но существенные изменения.

Прежде всего они выражаются в колебании числа солнечных пятен, этих локальных, более темных областей солнечной поверхности, где из-за ослабленной конвекции солнечные газы несколько охлаждены и потому вследствие контраста кажутся темными. Обычно астрономы подсчитывают для каждого момента наблюдений не общее число видимых на солнечном диске пятен, а так называемое число Вольфа, равное числу пятен, сложенному с удесятеренным числом их групп. Характеризуя суммарную площадь солнечных пятен, число Вольфа циклически меняется, достигая максимума в среднем через каждые 11 лет. Чем больше число Вольфа, тем выше солнечная активность. В годы максимума солнечной активности солнечный диск обильно усеян пятнами. Все процессы на Солнце становятся бурными. В солнечной атмосфере чаще образуются протуберанцы - фонтаны раскаленного водорода с небольшой примесью других элементов. Чаще появляются солнечные вспышки, эти мощнейшие взрывы в поверхностных слоях Солнца, при которых «выстреливаются» в пространство плотные потоки солнечных корпускул - протонов и других ядер атомов, а также электронов. Корпускулярные потоки - солнечная плазма. Они несут с собою «вмороженное» в них слабое магнитное поле напряженностью 10-4 эрстед. Достигая на вторые сутки, а то и раньше Земли, они будоражат земную атмосферу, возмущают магнитное поле Земли. Усиливаются и другие виды излучения Солнца, и на солнечную активность чутко отзывается Земля.

Если Солнце подобно струне, то циклов солнечной активности заведомо должно быть много. Какой-то из них, самый продолжительный и самый большой по амплитуде, задает «основной тон». Циклы меньшей продолжительности, то есть «обертоны», должны обладать все меньшей и меньшей амплитудой.

Разумеется, аналогия со струной неполная. Все колебания струны имеют строго определенные периоды, в случае Солнца можно говорить только о некоторых, лишь в среднем определенных циклах солнечной активности. И все-таки разные циклы солнечной активности должны быть в среднем пропорциональны друг другу. Как это ни удивительно, ожидаемое сходство Солнца и струны подтверждается фактами. Одновременно с одиннадцатилетним четко выраженным циклом на Солнце действует и другой, удвоенный, двадцатидвухлетний цикл. Он проявляется в смене магнитных полярностей солнечных пятен.

Каждое солнечное пятно - сильный «магнит» напряженностью в несколько тысяч эрстед. Обычно пятна возникают близкими парами, причем линия, соединяющая центры двух соседних пятен, параллельна солнечному экватору. Оба пятна имеют разную магнитную полярность. Если переднее, головное (по направлению вращения Солнца) пятно обладает северной магнитной полярностью, то у следующего за ним пятна полярность южная.

Замечательно, что на протяжении каждого одиннадцатилетнего цикла все головные пятна разных полушарий Солнца имеют разную полярность. Раз в 11 лет, как по команде, совершается смена полярностей у всех пятен, а значит, первоначальное состояние повторяется через каждые 22 года. Мы не знаем, в чем причина этого явления, но реальность его несомненна.

Действует и утроенный, тридцатитрехлетний цикл. Пока неясно, в каких солнечных процессах он выражен, но его земные проявления давно известны. Так, например, особенно суровые зимы повторяются каждые 33-35 лет. Такой же цикл отмечен в чередовании сухих и влажных лет, колебаниях уровня озер и, наконец, в интенсивности полярных сияний - явлений, заведомо связанных с Солнцем.

На спилах деревьев заметно чередование толстых и тонких слоев - опять со средним интервалом в 33 года. Некоторые исследователи (например, Г. Лунгерсгаузен) считают, что тридцатитрехлетние циклы отражаются и в слоистости осадочных отложений. Во многих осадочных породах наблюдается микрослоистость, обусловленная сезонными изменениями. Зимние слои тоньше и более светлы вследствие обедненности органическим материалом, весенне-летние - толще и темнее, так как они отлагались в период более энергичного проявления факторов выветривания пород и жизнедеятельности организмов. В морских и океанических биогенных отложениях такие явления тоже наблюдаются, так как в них накапливаются остатки микроорганизмов, которых в период вегетации всегда значительно больше, чем в зимний период (или в сухой период в тропиках). Таким образом, в принципе каждая пара микрослоев соответствует одному году, хотя бывает, что году могут соответствовать и две пары слоев. Отражение сезонных изменений в осадконакоплении прослеживается на протяжении почти 400 млн. лет - с верхнего девона до наших дней, впрочем, с довольно длительными перерывами, занимающими иногда десятки миллионов лет (например, в юрском периоде, окончившемся около 140 млн. лет назад).

Сезонная слоистость связана с движением Земли вокруг Солнца, наклоном земной оси вращения относительно плоскости ее орбиты (или солнечного экватора, что практически одно и то же), характером циркуляции атмосферы и многим другим. Но как мы уже упоминали, некоторые исследователи видят в сезонной слоистости и отражение тридцатитрехлетних циклов солнечной активности, хотя если и можно говорить об этом, то только для так называемых ленточных отложений (в глинах и песках) эпохи последнего оледенения. Но если это так, то получается, что по меньшей мере миллионы лет действует удивительный и пока плохо нами изученный механизм солнечной активности. Следует все же еще раз заметить, что в геологических отложениях трудно вполне четко выделить какие-либо определенные циклы, связанные с солнечной активностью. Колебания климата в давние эпохи связаны прежде всего с изменениями на поверхности Земли, с увеличением или, наоборот, уменьшением общей площади морей и океанов - этих главных аккумуляторов солнечного тепла. Действительно, ледниковым эпохам всегда предшествовала высокая тектоническая активность земной коры. Но эта активность в свою очередь (о чем будет сказано далее) может стимулироваться повышением солнечной активности. Об этом как будто говорят данные последних лет. Во всяком случае в этих вопросах еще много неясного, и потому дальнейшие рассуждения в этой главе следует рассматривать лишь как одну из возможных гипотез.

Еще в прошлом веке было замечено, что максимумы солнечной активности не всегда одинаковы. В изменениях величин этих максимумов намечается «вековой» или, точнее, 80-летний цикл, примерно в семь раз больший одиннадцатилетнего. Если «вековые» колебания солнечной активности сравнить с волнами, циклы меньшей продолжительности будут выглядеть как «рябь» на волнах.

«Вековой» цикл достаточно ясно выражен в частоте солнечных протуберанцев, колебаниях их средних высот и других явлениях на Солнце. Но особенно примечательны его земные проявления.

«Вековой» цикл ныне выражается в очередном потеплении Арктики и Антарктики. Через некоторое время потепление сменится похолоданием, и эти циклические колебания продолжатся неопределенно долго. «Вековые» колебания климата отмечены и в истории человечества, в летописях и других исторических хрониках. Порой климат становился необычно суровым, порой непривычно мягким. Так, например, в 829 году покрылся льдом даже Нил, а с XII по XIV век несколько раз замерзало Балтийское море. Наоборот, в 1552 году необычно теплая зима осложнила поход Ивана Грозного на Казань. Впрочем, в колебаниях климата замешан не только «вековой» цикл.

Если на графике изменений солнечной активности соединить прямыми точки максимумов и точки минимумов двух соседних «вековых» циклов, то окажется, что обе прямые почти параллельны, но наклонены к горизонтальной оси графика. Иначе говоря, намечается какой-то длительный, многовековой цикл, продолжительность которого удается установить лишь средствами геологии.

На берегах Цюрихского озера есть древние террасы - высокие обрывы, в толще пород которых хорошо различимы слои разных эпох. И в этой слоистости осадочных пород, по-видимому, зафиксирован 1800-летний ритм. Тот же ритм заметен в чередовании илистых отложений, движении ледников, колебаниях увлажненности и, наконец, в циклических изменениях климата.

Если средняя температура Земли понизится всего на четыре-пять градусов, наступит новая ледниковая эпоха. Ледовые панцири покроют почти всю Северную Америку, Европу и большую часть Азии. Наоборот, повышение среднегодовой температуры Земли всего на два-три градуса заставит растаять ледяной покров Антарктиды, что повысит уровень Мирового океана на 70 м со всеми вытекающими отсюда катастрофическими последствиями (затоплением значительной части материков). Таким образом, небольшие колебания средней температуры Земли (всего в несколько градусов) могут бросить Землю в объятия ледников или, наоборот, большую часть суши покрыть океаном.

Хорошо известно, что в истории Земли много раз повторялись ледниковые эпохи и периоды, а между ними наступали эпохи потепления. Это были очень медленные, но грандиозные климатические изменения, на которые накладывались меньшие по амплитуде, но зато более частые и быстрые колебания климата, когда ледниковые периоды сменялись периодами теплыми и влажными.

Интервалы между ледниковыми эпохами или периодами можно характеризовать лишь в среднем: ведь и здесь действуют циклы, а не точные периоды. По исследованиям советского геолога Г.Ф. Лунгерсгаузена, ледниковые эпохи повторялись в истории Земли примерно каждые 180-200 млн. лет (по другим оценкам, 300 млн. лет). Ледниковые же периоды в пределах ледниковых эпох чередуются чаще, в среднем через несколько десятков тысяч лет. И все это зафиксировано в толще земной коры, в отложениях пород различного возраста.

Причины смены ледниковых эпох и периодов достоверно неизвестны. Предложено немало гипотез, объясняющих ледниковые циклы космическими причинами. В частности, некоторые ученые полагают, что, обращаясь вокруг центра Галактики с периодом в 180-200 млн. лет, Солнце вместе с планетами регулярно проходит через толщу плоскости рукавов Галактики, обогащенных пылевой материей, которая ослабляет солнечное излучение. Однако на галактическом пути Солнца не видно туманностей, которые могли бы играть роль темного фильтра. А главное, космические пылевые туманности столь разрежены, что, погрузившись в них, Солнце для земного наблюдателя осталось бы по-прежнему ослепительно ярким.

По гипотезе М.С. Эйгенсона, все циклические колебания климата, начиная от самых незначительных и кончая чередующимися ледниковыми эпохами, объясняются одной причиной - ритмичными колебаниями солнечной активности. А так как в этом процессе Солнце подобно струне, то и в колебаниях земного климата должны проявиться все циклы солнечной активности - от «основного» цикла в 200 или 300 млн. лет до самого короткого, одиннадцатилетнего. Сам же «механизм» воздействия Солнца на Землю в этом случае сводится к тому, что колебания солнечной активности тотчас же вызывают изменения геомагнитосферы и циркуляции земной атмосферы.

Если бы Земля не вращалась, циркуляция воздушных масс была бы предельно простой. В теплой тропической зоне Земли нагретый и потому менее плотный воздух поднимается вверх. Разность давлений у полюса и экватора заставляет эти воздушные массы устремиться к полюсу. Здесь, охладившись, они опускаются вниз, чтобы затем снова переместиться к экватору. Так в случае неподвижности Земли работала бы «тепловая машина» планеты.

Осевое вращение Земли и обращение ее вокруг Солнца осложняют эту идеализированную картину. Под действием так называемых кориолисовых сил (заставляющих реки, текущие в меридиональном направлении, в северном полушарии размывать правый берег, а в южном - левый) воздушные массы циркулируют от экватора к полюсу и обратно по спиралям. В те же периоды, когда воздух у экватора нагревается особенно сильно, возникает волновая циркуляция воздушных масс. Спиралеобразное движение сочетается с волновым, и потому направление ветров постоянно меняется. К тому же неравномерный нагрев различных участков земной поверхности и рельеф усложняют и эту непростую картину. Если воздушные массы перемещаются параллельно земному экватору, циркуляция воздуха называется зональной, если вдоль меридиана - меридиональной.

Для одиннадцатилетнего солнечного цикла доказано, что с повышением солнечной активности ослабляется зональная циркуляция и усиливается меридиональная. Земная «тепловая машина» работает энергичнее, усиливая теплообмен между полярными и экваториальной зонами. Если в стакан с холодной водой налить немного кипятку, то вода скорее нагреется в том случае, если ее размешать ложкой. По той же причине в периоды повышенной солнечной активности «взбудораженная» солнечным излучением атмосфера обеспечивает в среднем более теплый климат, чем в годы «пассивного» Солнца.

Сказанное верно для любых солнечных циклов. Но чем длиннее цикл, тем сильнее реагирует на него земная атмосфера, тем значительнее меняется климат Земли.

«Космическая причина ледниковых или, лучше, холодных эпох,- пишет М.С. Эйгенсон,- никак не может заключаться в снижении температуры. Дело обстоит «лишь» в падении интенсивности меридионального воздухообмена и в обусловленном этим падением росте меридионального термического градиента...»

Поэтому физической первоосновой климатических различий является общая циркуляция атмосферы.

Роль солнечных ритмов в истории Земли весьма заметна. Общая циркуляция атмосферы предопределяет скорость ветров, напряженность водообмена между геосферами, а значит, и характер процессов выветривания. Солнце влияет, очевидно, и на скорость образования осадочных пород. Но тогда, как считает М.С. Эйгенсон, геологическим эпохам с повышенной общей циркуляцией атмосферы и гидросферы должны соответствовать мягкие, мало выраженные формы рельефа. Наоборот, в длительные эпохи пониженной активности Солнца земной рельеф должен приобретать контрастность.

С другой стороны, в холодные эпохи значительные ледовые нагрузки, по-видимому, стимулируют вертикальные движения в земной коре, то есть активизируют тектоническую деятельность. Наконец, давно уже известно, что в периоды солнечной активности усиливается и вулканизм.

Даже в колебаниях земной оси (в теле планеты), как это считает И.В. Максимов, сказывается одиннадцатилетний солнечный цикл. Это, по-видимому, объясняется тем, что активное Солнце перераспределяет воздушные массы земной атмосферы. Меняется, следовательно, и положение этих масс относительно оси вращения Земли, что вызывает ее незначительные, но все же вполне реальные перемещения и изменяет скорость вращения Земли. Но если изменения солнечной активности сказываются на всей Земле в целом, то тем заметнее должно быть воздействие солнечных ритмов на поверхностную оболочку Земли.

Всякие, особенно резкие, колебания в скорости вращения Земли должны вызывать натяжения в земной коре, перемещение ее частей, а это в свою очередь может привести к возникновению трещин, что стимулирует вулканическую деятельность. Так возможно (конечно, в самых общих чертах) объяснить связь Солнца с вулканизмом и землетрясениями.

Вывод ясен: понять историю Земли, не учитывая при этом влияния Солнца, вряд ли возможно. Надо при этом, однако, всегда иметь в виду, что воздействие Солнца лишь регулирует или возмущает процессы собственного развития Земли, подчиненного своим геологическим внутренним законам. Солнце вносит лишь некоторые «поправки» в эволюцию Земли, вовсе, конечно, не являясь при этом движущей силой этой эволюции.

. Метеориты и астероиды

Астероиды представляют собой малые тела Солнечной системы. Большая их часть сосредоточена в пространстве между орбитами Марса и Юпитера в пределах так называемого астероидного пояса. Общая масса вещества, сосредоточенного в этом поясе, оценивается в 4,4 1024 г, что составляет 1/20 массы Луны или 1/1500 массы Земли. Собранные вместе астероиды образовали бы тело диаметром 1400 км.

Периоды обращения астероидов вокруг Солнца находятся в пределах от 2,5 до 10 лет, что соответствует расстояниям 2,3 - 3,3 астрономических единиц. Расстояние от Солнца наиболее крупных астероидов (Церера, Паллада) составляет 2,8 а. е. Орбиты астероидов имеют разные эксцентриситеты. Большая часть орбит астероидов определяется эксцентриситетами меньшими - 0,33. Среднее значение эксцентриситета для всех найденных орбит близко к 0,15. Допускается, что пояс астероидов представляет собой зону дробления, механического распада и дезинтеграции небесных тел в результате соударений.

Массы астероидов изменяются в широких пределах, Однако падежных прямых определений масс этих тел пока нет, и приходится пользоваться косвенными оценками. Большинство астероидов имеет неправильную форму, и только наиболее крупные - шарообразную. Среди астероидов насчитывают 112 объектов с диаметром 100 км и более. К самым крупным астероидам относятся - Церера, Паллада и Веста с радиусами соответственно 487, 269 и 263 км. На долю Цереры приходится 1/3 массы всех астероидов.

Сведения о составе астероидов дают нам данные об их отражательной способности. Первые исследования в этой области были выполнены Е. Л. Криновым, который отметил, что астероиды отличаются от метеоритов большим разбросом показателей цвета, что можно объяснить недостаточной точностью измерений.

Наиболее обстоятельные измерения сравнительного отражения астероидов и метеоритов были осуществлены в 70-х годах. Критический обзор достижений в области изучения астероидов сделан К. Чэпменом, Д. Моррисоном и А. Н. Симоненко. В течение последних лет в результате астрофизических наблюдений астероидов в областях видимой части спектра и инфракрасных волн получены данные, имеющие важное значение для понимания взаимоотношений между астероидами и метеоритами.

Альбедо изученных астероидов имеют значения от 0,019 (Аретуза) до 0,337 (Ниса). В зависимости от альбедо астероиды подразделяются на две большие группы: темные, или С-астероиды, и относительно светлые, или S-астероиды. Для первых альбедо меньше 0,05, для вторых - более 0,09. По спектральному отражению тип С близок к углистым хондритам, а тип S - к железокаменным метеоритам. Наиболее низкую отражательную способность (0,03) имеет астероид Бамберга. Это самый темный объект в Солнечной системе. Астероид 1685 Торо пересекает земную орбиту и по отражению более всего соответствует обычным хондритам.

Наиболее важным результатом изучения астероидов является то, что в разных частях астероидного пояса состав астероидов оказался разным. По Д. Моррисону, распространенность С-астероидов возрастает к периферии астероидного пояса от 50% (внутренняя часть) до 95% (на периферии) на расстоянии 3 а. е. Распространенность в Солнечной системе астероидных тел диаметром более 50 км: резкое возрастание темных С-астероидов в периферической части и уменьшение количества S-астероидов.

Таким образом, выявлена следующая космохимическая закономерность - состав астероидов зависит от гелиоцентрического расстояния. По мере увеличения расстояния от Солнца в пространстве между Марсом и Юпитером увеличивается число объектов, близких по составу к материалу углистых хондритов и обогащенных летучими. По фотометрическим измерениям оптические свойства углистых хондритов обычно соответствуют оптическим свойствам С-астероидов.

На основании фотометрических изменений предполагается генетическое единство материала метеоритов и астероидов. Поэтому минеральные, структурные и химические особенности изученных метеоритов могут быть перенесены на соответствующие астероиды. Однако нам не известны орбиты большинства выпавших на Землю метеоритов. Пока удалось установить орбиты только трех метеоритов - Пршибрам, Лост-Сити и Айнисфри (последний выпал 5 февраля 1977 г. в провинции Альберта в Канаде). Параметры афелий орбит этих метеоритов заходят за орбиту Марса, попадая в астероидный пояс, но это не доказывает, что все выпавшие на Землю метеориты приходят из пояса астероидов. В этом поясе распространены преимущественно углисто-хондритовые тела, обломки которых редко достигают поверхности нашей планеты.

Следует отметить, что углисто-хондритовые тела встречаются и за пределами астероидного пояса. По отражательной способности спутники Марса - Деймос и Фобос также характеризуются соответствием углистым хондритам. Астероиды-троянцы, движущиеся по орбите Юпитера, также характеризуются отражением, близким к углистым хондритам. Если низкая отражательная способность этих тел вызвана присутствием органического вещества, то можно заключить, что это вещество имело или имеет широкое распространение в Солнечной системе.

Для выяснения генетической связи между другими метеоритами и астероидами особое место занимает астероид Веста. Спектрофотометрические измерения этого астероида показали, что состав его поверхности близок к базальтовым ахондритам. Более детальное изучение отраженного спектра Весты позволило отождествить ее материал с эвкритами и говардитами. Веста - пока единственный из 100 изученных астероидов, поверхность которого близка к базальтовым ахондритам. Поэтому можно предположить, что базальтовые ахондриты сформировались в астероиде крупного размера. Веста является наиболее вероятным космическим телом, которое могло быть родоначальным для некоторых ахондритов.

Заключение

В данной курсовой работе мы рассмотрели следующие способы астрономических наблюдений: наблюдения солнечной активности, наблюдения Юпитера и его спутников, поиски комет и их наблюдения, наблюдения серебристых облаков, наблюдения метеоров, наблюдения солнечных затмений, наблюдения лунных затмений, наблюдения искусственных спутников Земли; подробно изучили отдельные характеристики астероидов.

Если вам хочется побыть наедине с собой, отвлечься от повседневной текучки, дать волю дремлющей в вас фантазии, приходите на свидание со звездами. Отложите сновидения на утренние часы. Вспомните бессмертные строки И. Ильфа и Е. Петрова: «В сквере приятно сидеть именно ночью. Воздух чист, и в голову лезут умные мысли».

А какое наслаждение созерцать тонкую, поистине волшебную небесную роспись! Не зря охотники, рыбаки и туристы, устроившись на ночлег, любят подолгу разглядывать небо. Как часто, лежа у погасшего костра и глядя в бескрайнюю даль, они искренне сожалеют, что их знакомство со звездами ограничивается ковшом Большой Медведицы. При этом многие и мысли не допускают, что это знакомство можно расширить, и считают, что небо для них — тайна за семью печатями. Довольно распространенное заблуждение. Поверьте, сделать первый шаг на пути астронома-любителя — дело вовсе не трудное. Он доступен и младшему школьнику, и студенту, и начальнику конструкторского бюро, и пастуху, и трактористу, и пенсионеру.

У значительного большинства людей бытует предвзятое представление, что любительская астрономия начинается с телескопе («Вот сделаю небольшой телескоп и буду наблюдать звезды».) Однако зачастую благодатный порыв оказывается в плену абсолютно неразрешимой проблемы: где купить нужные линзы для самодельного телескопа-рефрактора или стекла необходимой толщины для изготовления зеркала к телескопу-рефлектору? Три-четыре бесплодные попытки, и диалог со звездным небом откладывается на неопределенное время, а то и навсегда. А жаль! Ведь если вы хотите приобщиться к астрономии или помочь сделать это своим детям, и способа, чем наблюдения метеоров, вам не найти.

Помните только, что начинать их целесообразно в период максимального действия какого-либо интенсивного метеорного потока. Лучше всего это сделать в ночи с 11 на 12 и с 12 на 13 августа, когда активизируется поток Персеид. Для школьников это вообще исключительно удобное время. На этом этапе для наблюдений не понадобятся никакие оптические инструменты или приспособления. Нужно только выбрать место для наблюдений, расположенное вдали от источников света и дающее достаточно большой обзор неба. Оно может находиться в поле, на холме, в горах, на большой опушке леса, на плоской крыше дома, в достаточно широком дворе. При себе необходимо иметь только тетрадь (журнал наблюдений), карандаш и любые часы, наручные, настольные или даже настенные.

Задача заключается в том, чтобы каждый час подсчитывать количество увиденных вами метеоров, а результат запоминать или записывать. Наблюдения желательно вести как можно дольше, скажем с 22 часов и до рассвета. Наблюдать можно лежа, сидя или стоя: наиболее удобную позу вы выберете себе сами. Наибольший участок неба можно: охватить наблюдениями, лежа на спине. Однако такая поза довольно рискованна: многие начинающие астрономы-любители засыпают во второй половине ночи, оставляя метеорам возможность «бесконтрольно» носиться по небу.

Закончив наблюдения, составьте таблицу, в первую графу которой внесите часовые интервалы наблюдений, например с 2 до 3 ч, с 3 до 4 ч и т. д., а во вторую — соответственное им количество увиденных метеоров: 10, 15, ... Для большей наглядности можно построить график зависимости числа метеоров от времени суток — и будете иметь картину, показывающую, как менялось количество метеоров в течение ночи. Это будет вашим маленьким «научным открытием». Сделать его можно уже в самую первую ночь наблюдений. Пусть вас вдохновляет мысль, что все увиденные вамп в эту ночь метеоры неповторимы. Ведь каждый из них — это мимолетный прощальный автограф исчезающей навсегда межпланетной частички. В случае удачи, наблюдая метеоры, можно увидеть один, а то и более болидов. Болид может завершиться выпадением метеорита, поэтому будьте готовы к следующим действиям: по часам установите момент пролета болида, по наземным или небесным ориентирам постарайтесь запомнить (зарисовать) его траекторию, прислушайтесь, а не последует ли каких-нибудь звуков (удара, взрыва, гула) после погасания болида или его исчезновения за горизонтом. Данные занесите в журнал наблюдений. Сведения, полученные вами, могут оказаться полезными специалистам в случае организации поиска места падения метеорита.

Уже в первую ночь, проводя наблюдения, вы обратите внимание на наиболее яркие звезды, на их взаимное расположение. А если будете продолжать наблюдения и далее, то за несколько пусть даже неполных ночей привыкнете к ним и будете их узнавать. Еще в древности звезды были объединены в созвездия. Созвездия нужно постепенно изучить. Этого уже нельзя сделать, не имея карты звездного неба. Ее следует приобрести в книжном магазине. Отдельно карты или атласы звездного неба продаются редко, чаще они прилагаются к различным книгам, например к учебнику астрономии для 10-го класса, к «Школьному астрономическому календарю», к научно-популярной астрономической литературе.

Отождествлять звезды на небе с их изображениями на карте дело нетрудное. Нужно только приспособиться к масштабу карты. Выходя на наблюдения с картой, захватите с собой фонарик. Чтобы карта не освещалась слишком ярко, свет фонарика можно ослабить, обернув его бинтом. Знакомство с созвездиями — занятие чрезвычайно увлекательное. Решение «Звездных кроссвордов» никогда но надоедает. Мало того, опыт показывает, что дети, например, с удовольствием играют в звездную игру и очень быстро запоминают и названия созвездий, и их расположение на небе.

Итак, уже через неделю вы довольно свободно сможете плавать по небесному морю и говорить на «ты» со многими звездами. Хорошее знание звездного неба расширит вашу научную программу наблюдений метеоров. Правда, при этом экипировка несколько усложнится. Кроме часов, журнала и карандаша нужно взять фонарик, карту, линейку, ластик, подложку для карты (какую-нибудь фанерку или маленький столик). Теперь при наблюдениях траектории всех увиденных вами метеоров вы наносите на карту карандашом в виде стрелок. Если наблюдения проводились в дату максимума потока, то некоторые стрелки (а иногда и большинство) будут расходиться по карте веером. Продолжите стрелки назад штриховыми линиями: эти линии пересекутся в некоторой области или даже точке звездной карты. Это будет означать, что метеоры принадлежат метеорному потоку, а найденная вами точка пересечения штриховых линий — приблизительный радиант этого потока. Остальные нанесенные вами стрелки могут быть траекториями спорадических метеоров.

Описанные наблюдения проводятся, как уже отмечалось, без применения каких-либо оптических инструментов. Если в вашем распоряжении имеется бинокль, то появляется возможность наблюдать не только метеоры и болиды, но и их следы. Очень удобно работать с биноклем, если укрепить его на штативе. После пролета болида, как правило, на небе виден слабосветящийся след. Наведите на него бинокль. На ваших глазах след под влиянием воздушных течений будет менять свою форму, в нем образуются сгустки и разрежения. Очень полезно зарисовать несколько последовательных видов следа.

Не представляет значительных трудностей и фотографирование метеоров. Для этих целей можно использовать любой фотоаппарат. Самый простой способ — укрепить фотоаппарат на штативе или положить его, скажем, на табуретку и направить в зенит. При этом установить затвор на длительную выдержку и фотографировать звездное небо в течение 15—30 мин. После этого перевести пленку на один кадр и продолжить фотографирование. На каждом снимке изображения звезд получаются в виде параллельных дуг, а метеоры — в виде прямых линий, как правило, пересекающих дуги. Следует иметь в виду, что поле зрения одного обычного объектива не очень велико, и поэтому вероятность сфотографировать метеор достаточно мала. Нужно терпение и, конечно, немного удачи. При проведении фотографических наблюдений хороша кооперация: несколько фотоаппаратов, направленных в различные области небесной сферы аналогично тому, как это делают профессиональные астрономы. Однако если уж вам удастся создать небольшую группу охотников за метеорами, полезно разделить ее на две группы. Каждая группа должна облюбовать свое место наблюдений в достаточной удаленности друг от друга и проводить совместные наблюдения по заранее согласованной программе.

Сами фотографические наблюдения — занятие сравнительно простое: щелкай затворами, перематывай пленку, записывай время начала и конца экспозиций и моменты пролета метеоров. Значительно сложнее обработка полученных снимков. Впрочем, пугаться сложностей не следует. Если уж вы решили наладить с небом дружеские отношения, то будьте готовы к необходимости известного интеллектуального напряжения.

А как быть с наблюдением комет? Если бы кометы появлялись так же часто, как метеоры, то для любителей астрономии лучшего и желать бы не надо. Но, увы! Прождать комету можно целую «вечность» и тем не менее остаться ни с чем. Пассивность здесь — враг номер один. Кометы надо искать. Искать с энтузиазмом, с большим желанием, с верой в успех. Очень многие яркие кометы были открыты именно любителями. Их имена навечно записаны в анналах истории.

Где же нужно искать кометы, в какой области неба? Есть ли хоть какая-то зацепка для начинающего наблюдателя?

Есть. Яркие кометы следует искать недалеко от Солнца, т. е. утром перед восходом Солнца на востоке, вечером после захода Солнца на западе. Вероятность успеха сильно возрастет, если вы изучите созвездия, привыкнете к расположению звезд, к их блеску. Тогда появление «постороннего» объекта не ускользнет от вашего внимания. Если в вашем распоряжении имеется биноколь, зрительная труба, телескоп или другой инструмент, позволяющий наблюдать и более слабые объекты, будет очень полезным составить себе карту туманностей и шаровых скоплений, иначе сердце ваше не раз будет учащенно биться по случаю открытия вами ложной кометы. А это, поверьте, очень обидно! Сам процесс наблюдений несложен, нужно регулярно осматривать присолнечную утреннюю и вечернюю часть неба, подстегивая себя желанием во что бы то ни стало обнаружить комету.

Наблюдения кометы необходимо проводить в тление всего периода ее видимости. Если комету не удается сфотографировать, то сделайте серию рисунков ее внешнего вида с обязательным указанием времени и даты. Особенно тщательно зарисуйте различные детали в голове и хвосте кометы. Всякий раз наносите положение кометы на звездную карту, «прокладывая» ее маршрут.

При наличии фотоаппарата не скупитесь на фотографии. Объединив фотоаппарат с телескопом, вы получите светосильный астрограф, и ваши фотографии будут ценными вдвойне.

Помните, что и при визуальных наблюдениях с биноклем или телескопом, и при фотографировании телескоп и фотоаппарат должны быть укреплены на штативе, иначе изображение объекта будет «дрожать от холода».

Хорошо, если при наблюдениях даже чисто визуальных с телескопом или биноклем удается оценить блеск кометы. Дело в том, что очень активные кометы могут сильно «мигать», то повышая, то уменьшая свою яркость. Причинами могут оказаться внутренние процессы в ядре (внезапный выброс вещества) или внешнее воздействие потоков солнечного ветра.

Вы, вероятно, помните, что определить яркость звездообразного объекта можно путем сравнения ее с блеском известных звезд. Так оценивается, например, звездная величина астероида. С кометой дело сложнее. Ведь она видна не как звезда, а как туманное пятнышко. Поэтому применяется следующий довольно остроумный способ. Наблюдатель выдвигает окуляр телескопа, выводя изображения кометы и звезд из фокуса, в результате чего звезды из точек превращаются в размытые пятна. Наблюдатель выдвигает окуляр до тех пор, пока размеры звездных пятен не сравняются или почти не сравняются с размерами кометы. Затем выбираются две звезды для сравнения — одна несколько ярче кометы, вторая — слабее. Находятся по звездному каталогу их звездные величины.

Бесспорно, представляет интерес и наблюдение уже ранее открытых комет. Списки таких комет, наблюдение которых ожидается в данном году, публикуются в «Астрономическом календаре» (Переменная часть). Такие календари выходят ежегодно. Правда, очень часто после описания истории кометы и условий ее предстоящего наблюдения добавляется очень неприятная фраза:

«Любительским наблюдениям недоступна». Так, все пять короткопериодических комет, наблюдавшиеся в 1988 году, любителям были недоступны из-за их малой яркости. Да, поистине, надо открывать свои кометы!

Очень слабые кометы обычно открывают, просматривая негативы с изображением звездного неба. Если вы не забыли, точно так же открывают и новые астероиды.

Наблюдать астероиды невооруженным глазом практически нельзя. Но в небольшие телескопы это сделать удается. В том же «Астрономическом календаре» публикуется список астероидов, доступных наблюдениям в данном году.

Примите к сведению один совет. Никогда не полагайтесь только на свою память, результаты наблюдений обязательно занесите в журнал и как можно подробное. Лишь в этом случае можно рассчитывать на то, что ваше прекрасное хобби будет полезным науке.