Файл: Уллерих К. Ночи у телескопа путеводитель по звездному небу.pdf

Полное

Рис. 24. Механизм и виды солнечных затмений.

мы наблюдаем полное солнечное затмение

(рис. 24).

Ширина конуса полной лунной тени со­ ставляет на Земле самое большее 250— 300 км-, только внутри этой зоны наблюдает­ ся полное солнечное затмение. Зона полной тени окружена значительно более протяжен­ ной областью полутени, в пределах которой лишь большая или меньшая часть Солнца закрывается Луной. Это частное затмение Солнца.

Луна описывает вокруг Земли эллиптиче­ скую орбиту, поэтому расстояние между ни­ ми не всегда одинаково. Если в момент про­ хождения узлов Луна находится вблизи

164

Рис. 25. Механизм лунных затмений.

более отдаленной точки, то при центральном покрытии Солнца она может закрыть не весь его диск, и остается видимым яркое внешнее кольцо солнечного диска. В этом случае го­ ворят о кольцеобразном солнечном затмении.

Собственно говоря, при солнечном затме­ нии мы имеем дело отнюдь не с действитель­ ным потемнением; яркость Солнца сохраня­ ется в течение этого процесса, оно только экранируется для наблюдателя, расположен­ ного в зоне тени. Малый диаметр зоны пол­ ного затмения также является причиной то­ го, что для определенного пункта на Земле полные затмения случаются редко.

Лунное затмение — явление совсем дру­ гого рода (рис. 25). Здесь Луна действительно «затемняется» при вступлении в область зем­ ной тени. При этом вначале она пересекает полутень, затем тень и после этого снова вы­ ходит в область полутени. Конусообразная тень Земли имеет размер в сечении на рас­ стоянии Луны в три раза больше, чем диа­ метр Луны, поэтому при центральном про­ хождении Луне требуется около трех часов, чтобы пересечь область тени. И здесь услови-

165

ем является положение Луны в непосредст­ венной близости от узла, поскольку тень от Земли падает вдоль эклиптики.

Если имеет место нецентральное прохож­ дение Луны через земную тень, то происходит частное лунное затмение. Кольцеобразных затмений Луны, какие бывают у Солнца, вследствие большего размера земной тени не бывает. Из того факта, что Луна затмевается Землей, вытекает, что лунное затмение мож­ но наблюдать лишь в полнолуние (так же как солнечное затмение лишь в новолуние).

Во всяком случае совершенно темной Лу­ на не становится. Воздушная оболочка Зем­ ли преломляет солнечный свет, в результате чего он попадает на поверхность затмеваю­ щейся Луны. Так как воздух наиболее про­ зрачен для красных лучей, Луна кажется коричневато-медно-красной. В зависимости от погоды — ясная безоблачная атмосфера свободнее пропускает лучи — окраска затем­ ненной Луны колеблется от светло-красной до почти полного отсутствия видимости.

При условии ясности неба лунное затме­ ние видимо для всех наблюдателей на ночной стороне Земли. Это тоже одна из причин того, почему лунные затмения кажутся более час­ тыми, чем солнечные. В то время как послед­ ние всегда видны лишь для небольшой части земной поверхности, на которую падает ко­ нус лунной тени, лунные затмения видны с половины земного шара. В действительно­ сти лунные затмения происходят реже; в то время как каждый год происходит по мень­ шей мере два солнечных затмения, бывают

166

годы без единого затмения Луны. Итак, для всей Земли чаще видны солнечные, а для от­ дельного наблюдателя — лунные затмения.

Вычисления затмений начали произво­ дить уже тысячи лет назад. Из опыта было известно, что в течение промежутка времени около 18 лет (цикл сарос) затмения всегда повторялись в одной и той же последователь­ ности. Однако тогда еще не знали истинных причин этой периодичности. В настоящее время можно предсказывать затмения с точ­ ностью до секунд.

Возможность определения времени про­ шедшего затмения не раз помогала истори­ кам правильно определить даты некоторых событий. Так, например, из старых письмен­ ных источников историки знали, что в пер­ вый год войны между Спартой и Афинами произошло кольцеобразное солнечное затме­ ние. Расчеты астрономов показали, что в то время в Греции было видно лишь одно затме­ ние, а именно 3 августа 431 года до нашей эры. Так удалось установить дату начала этой войны.

Наблюдения солнечного затмения на­ столько важны для астрономов, что посыла­ ются экспедиции в зону полного затмения. В краткие минуты полной фазы осуществля­ ется в точности рассчитанная и тщательно продуманная программа. Ведутся наблюде­ ния короны, протуберанцев, радиоизлучения Солнца и многого другого, чтобы получить новые научные результаты.

Сотни тысяч любителей и просто зрите­ лей собираются в зоне полного затмения,

167

чтобы самим пережить великое явление при­ роды, производящее большое впечатление и на людей XX века: небо становится блед­ но-желтым и таким же темным, как в лун­ ную ночь, на дневном небе видны яркие звез­ ды, температура воздуха заметно падает, и животные укрываются в свои норы и загоны.

Ближайшее частное затмение Солнца, ко­ торое будет видно у нас, произойдет в мае 1966 г. Но еще до тех пор наблюдателю пред­ ставится возможность быть свидетелем не­ скольких лунных затмений.

П л а н е т ы

Девять больших планет и множество асте­ роидов являются постоянными спутниками Солнца. В зависимости от их расположения относительно Земли и Солнца различают внутренние (находящиеся между Солнцем и Землей) планеты — Меркурий и Венера — и внешние (движущиеся дальше земной орби­ ты) — Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун,

и Плутон. Основные данные о них содержит таблица 2 в приложении к книге.

Условия видимости планет на звездном небе в зависимости от времени, места и блес­ ка настолько различны, что их отыскание на небе возможно лишь с помощью описаний'.

Уясним себе прежде всего некоторые по­ нятия, которые помогут лучше усвоить опи­ сания отдельных планет.1

1 Они приводятся, например, в «Астрономическом календаре» ВАГО на каждый год или в «Астрономи­ ческом ежегоднике*. — Прим, перев.

168

Рис. 26. Противостояние и соединение планет.

Условия видимости решающим образом зависят от положения планеты относительно Солнца и Земли (конфигурация) (рис. 26). Если планета видна на небе (при наблюдении с Земли) в направлении, противоположном Солнцу, то она находится в противостоянии (оппозиции) и тогда она видна всю ночь. Как следует из рисунка, в оппозиции могут нахо­ диться лишь внешние планеты. Если планета видна в направлении на Солнце, то говорят о соединении; в этом случае мы ее не видим из-за яркого солнечного света. Из рисунка видно, что для внутренней планеты возмож-

169

Рис. 27. К объяснению попятного движения планет.

ны два различных соединения: когда плане­ та расположена между Землей и Солнцем (нижнее соединение) и когда она находится за Солнцем (верхнее соединение). Мы видим ее только тогда, когда она имеет достаточно большое угловое расстояние от Солнца к вос­ току или к западу (элонгация).

Так как эллиптические орбиты планет всегда имеют малый наклон к эклиптике, мы всегда должны искать их в непосредственной близости от нее, т. е. в поясе зодиакальных созвездий. При наблюдении за движением внешних планет относительно звезд в течение нескольких дней уже можно иногда заметить удивительное явление. Обычно планеты дви­ жутся в «прямом» направлении с запада на восток. Временами же они не меняют своего положения, а затем начинают «попятное» движение, т. е. с востока на запад, потом не­ которое время стоят и вновь начинают дви­ жение в прежнем направлении: их видимый

170

путь образует при этом петлю (рис. 27). Это видимое движение отражает тот факт, что к действительному движению планеты добав­ ляется еще и движение Земли как места на­ блюдателя. Земля по причине ее меньшей удаленности от Солнца имеет большую орби­ тальную скорость, чем внешние планеты, по­ этому она «опережает» их. Вследствие этого и из-за изменения склонения планет обра­ зуется петля в их видимом пути. Попятное движение внутренних планет происходит вблизи нижнего соединения.

М е р к у р и й

Это ближайшая к Солнцу планета, обра­ щающаяся по орбите со средним радиусом приблизительно 60 млн. км; при этом его расстояние от Земли меняется от примерно

из больших планет. Вследствие малости силы тяготения он также может удержать лишь очень тонкую атмосферу, что опять-таки при­ водит к беспрепятственному поглощению и излучению его поверхностью солнечного теп­ ла. По-видимому, Меркурий, как и Луна, со­ вершает связанное вращение. При этом за долгие «день» и «ночь» возникают большие температурные различия: значения темпе­ ратуры заключены между +400° на дневной и —100° на ночной стороне.

Из-за малого расстояния от Солнца мак­ симальная элонгация Меркурия (и восточная

171

и западная) составляет лишь 27°, так что мы всегда видим его в непосредственной близо­ сти от Солнца. Поэтому условия его наблюде­ ний очень трудны — Солнце всегда следует перед ним или за ним и затем снова скрывает его от наших глаз. (Незадолго до своей смер­ ти Коперник сожалел о том, что никогда не мог наблюдать эту планету.)

Из-за»большого наклона плоскости эклип­ тики к горизонту для наблюдений удобнее всего вечерние сумерки весной и утренние — осенью. При наблюдении в телескоп можно убедиться, что фаза Меркурия меняется, как у Луны: он предстает перед нами как более или менее освещенный серп или как малень­ кий диск. Меркурий может достигать блес­ ка —1т .

В е н е р а

Она очень похожа на Землю по своей ве­ личине, массе и плотности. Ее орбита, уда­ ленная от Солнца в среднем примерно на 110 млн. км, представляет собой почти окружность. Хотя плоскость орбиты Венеры незначительно наклонена к плоскости земной орбиты, в большинстве нижних соединений она проходит выше или ниже Солнца. Редкое явление прохождения Венеры по диску Солн~ ца раньше использовалось для вычисления расстояния Земля — Солнце; оно случается даже не каждое столетие (ближайшее состо­ ится в 2004 г.).

Хотя Венера при ее малом от нас расстоя­ нии является соседней с нами планетой, с ней до сих пор связан целый ряд загадок. При­

172

чиной этого в первую очередь является ее плотная атмосфера, из-за которой нельзя ис­ следовать поверхность самой планеты, а мож­ но видеть лишь отраженный толстым слоем облаков солнечный свет.

Вопрос о вращении Венеры также не решен окончательно. Основной метод — на­ блюдение движения заметно выделяющихся точе]к поверхности планеты — в этом случае не годится. Другая возможность определения периода вращения состоит в измерении излу­ чения планеты. На дневной половине Вене­ ры температура около +100°С, на ночной — около —25°С. Соответствующие наблюдения приводят к значению периода вращения 25 дней. Другие данные указывают, однако, на связанное вращение, как у Луны

Условия видимости Венеры, как и Мерку­ рия, зависят от ее положения относительно Земли и Солнца. Максимальная (восточная или западная) элонгация Венеры равна 47°, и поэтому, а также ввиду большого наклона плоскости эклиптики к горизонту планета эта в отличие от Меркурия видна над гори­ зонтом в течение нескольких часов. Перед1

1 Новые исследования Венеры при помощи радио­ астрономических методов, проведенные в СССР и США, а также наблюдения американского космического ко­ рабля «Маринер-2», показали, что температура по­ верхности Венеры, вероятно, составляет около +400°С, а атмосферное давление достигает десятков атмосфер; установлено, что Венера вращается вокруг своей оси в обратном направлении с периодом около 250 суток. Низкие температуры, ранее измеренные на Венере (—40°С), относятся к вершине облачного слоя, окру­ жающего планету. — Прим. ред.

173