3. Наблюдения планет

Наблюдатель, умеющий точно зарисовать подмеченные детали поверхности, пользуясь телескопом с отверстием не менее 125 мм (5 дюймов) при прозрачной атмосфере, может получить ценные для науки результаты.

Как известно, рассматривание фотографий планет, даже полученных с большими инструментами, вызывает чувство разочарования в этом мощном методе исследования. На большинстве фотографий видно гораздо меньше подробностей, чем при непосредственном наблюдении в трубу,- все детали поверхности размыты, туманны, как будто вне фокуса. Замывание деталей объясняется колебаниями воздуха в течение сравнительно длительной выдержки. Терпеливый наблюдатель, выбрав подходящее увеличение (не обязательно самое большое), может дожидаться момента мгновенного спокойствия воздуха, усмотреть и запомнить, а потом немедленно зарисовать ту или иную деталь и вновь терпеливо ждать следующего благоприятного момента. Из-за того же неспокойствия атмосферы, которое замывает детали на фотографии планеты, бывает невыгодно применять большие увеличения. Конечно, наблюдатель, напряженно вглядываясь в еле различимые мелкие детали, склонен то, что он видит, дополнять тем, что ему кажется (или хочется увидеть). Средством против этого могут служить только непредубежденные и независимые повторные наблюдения. Весьма ценными являются одновременные, но совершенно независимые друг от друга зарисовки нескольких наблюдателей. Их последующее сравнение может дать более объективные данные о характере тех или иных деталей, чем зарисовки одного наблюдателя. В этом случае совершенно обязательно, чтобы наблюдатели не только не показывали друг другу рисунков во время работы, но и не обменивались впечатлениями о виденном. Для облегчения обработки рисунков с целью определения положения различных деталей на поверхности планет в Приложении VIII даются две сетки: сплющенная для наблюдений Юпитера и Сатурна и круговая для планет, не имеющих заметной сплющенности.

Как обычно, необходимо в журнале наблюдений записывать данные об использованном инструменте и взятом увеличении, о качестве изображений, дату и момент наблюдений, ориентировку диска (стр. 309,рис. 205), а также фазовый угол планеты ψ, κоторый определяется направлениями из центра планеты на Солнце и к Земле (рис. 219). Фазой планетыΦ νазывается отношение площади освещенной части видимого диска ко всей его площади. Связь фазы планеты с фазовым углом дает формула

Ф=соs²(ψ/2) (83)

Фазовый угол нижней планеты может меняться от 0 до 180· и, следовательно, фаза - от 1 до 0. Для верхних планет фазовый угол достигает максимума в квадратурах. Для Марса это не более 48·,3, для Юпитера - 11·,6, а для всех других - меньше 10·. Фаза планеты Марс всегда больше 0,84, а для других верхних планет - еще ближе к единице, т. е. всегда освещен почти весь видимый диск.

Угловой диаметр планеты в это время 40^>//, а ширина серпа 10". В это время на Земле в безлунные ночи можно видеть довольно резкие тени, которые дают предметы, освещенные Венерой. При благоприятном расположении относительно Солнца и горизонта ее можно видеть даже днем невооруженным глазом. Подобно Луне Венера проходит последовательность фаз: от тонкого узкого серпа вблизи нижнего соединения с Солнцем до полукруга в моменты наибольших элонгации и полного диска вблизи верхнего соединения. Благодаря наличию атмосферы на Венере ее рога видны гораздо дальше границ, определяемых направлением падающих на поверхность Венеры солнечных лучей. При очень узком серпе бывает виден слабо светящийся ободок, охватывающий неосвещенную Солнцем часть диска планеты. Вследствие этих же сумеречных явлений искажается форма освещенного диска Венеры при фазах, близких к единице, т. е. когда видимый диск Венеры почти полностью освещен Солнцем. Оказывается, что между вычисленной фазой и наблюдаемой существует некоторое систематическое различие (это было установлено советскими любителями астрономии).

Представляет интерес точная регистрация формы рогов и величины дуги, стянутой рогами. Лучше всего на заранее нарисованном кружке (диаметром 4-5 см) по возможности точно определить положение концов серпа. Рисунок надо сопровождать точным указанием момента времени и направления суточной параллели. Суточную параллель можно наметить либо по направлению одной из нитей окуляра, которая перед наблюдениями ориентируется вдоль параллели, либо по смещению планеты в поле зрения при неподвижной трубе.

Особое внимание надо уделить наблюдению формы терминатора (границы между освещенной и неосвещенной частями поверхности планеты). Как известно, Венера покрыта густым слоем облаков, сквозь которые не видно поверхности планеты. Однако неоднократно замечались разные особенности в виде зазубрин терминатора, размытых темных и светлых пятен, которые как-то отражают физическую природу поверхности планеты. Помимо зарисовок этих пятен надо оценивать их интенсивность в какой-нибудь произвольной шкале, например, пятибалльной. Иногда контрастность деталей можно усилить светофильтрами (синим или голубым, желтым или оранжевым *)).

Важно отметить момент, когда терминатор превращается в прямую линию. Иногда на Венере наблюдается явление, аналогичное пепельному свету Луны: видна часть неосвещенного диска планеты. Важно установить, позволяет ли пепельный свет видеть весь диск планеты или видна только его часть у терминатора **).

Марс. Наблюдения Марса требуют достаточно мощных оптических средств, обычно недоступных любителям. Угловой диаметр Марса меняется в пределах от 5 до 25", 7. При самых благоприятных условиях при 75-кратном увеличении диск Марса кажется почти таких же размеров, как диск Луны, рассматриваемой простым глазом. Детали его поверхности (см. Приложение II) позволяют с легкостью определить период вращения Марса вокруг оси. Он равен 24^h37^rn23^s. Полярные шапки Марса особенно отчетливо обнаруживают изменения, соответствующие смене времен года на этой планете. Как всякую верхнюю планету. Марс выгоднее всего наблюдать во время противостояний. Благоприятные противостояния бывают в августе - сентябре, а менее благоприятные в феврале - марте. Это зависит от расстояния между Землей и Марсом во время противостояний (рис. 221). Так как обе планеты движутся по эллиптическим орбитам, то это

расстояние меняется *). Наибольшее сближение планет - "великое противостояние") повторяется через 15 или 17 лет. Последнее великое противостояние было в 1956 г., ближайшее будет 10 августа 1971 г., следующее - 18 сентября 1988 г. В эпохи великих противостояний Марс соперничает в блеске с Венерой, во времена своих наибольших удалений от Земли он несколько ярче Полярной звезды.

На поверхности Марса иногда замечаются белые пятна, которые быстро меняют свою форму и пропадают. Вероятнее всего, это облака

Можно наметить следующую программу для наблюдателей, обладающих небольшими телескопами:

1. Зарисовка деталей поверхности планеты, рассматриваемых сквозь светофильтры (красный, желтый, зеленый и синий). При этих зарисовках необходимо отмечать время с точностью до 1-2 минут и оценивать в пятибалльной шкале видимость различных пятен на поверхности Марса.

2. Определение контраста между темными пятнами и сушей, между светлыми пятнами и сушей при рассматривании сквозь разные светофильтры.

3. Определение расположения белых и пылевых облаков.

4. Определение размеров и оценка яркости полярных шапок по отношению к центру диска.

5. При особенно благоприятных условиях наблюдений, позволяющих использовать большие увеличения,- определение видимости "каналов", их формы и строения.

Внимательное и систематическое наблюдение всех этих деталей, в особенности в телескоп с отверстием не меньше 5-6 дюймов, может открыть новые закономерности и новые явления на этой интересной планете *). На длиннофокусном телескопе с объективом в 200-250 мм можно поставить задачу фотографирования Марса с окулярной камерой (стр. 317), причем очень интересно получать со светофильтрами снимки, на которых имеются отпечатки фотометрического клина или трубчатого фотометра.

Малые планеты. В периоды противостояний самых ярких малых планет можно надеяться увидеть некоторые из них в виде слабых звездочек. В табл. ЗО для ярких астероидов дана звездная величина во время противостояний. Как указывалось выше (стр. 87), у некоторых из них обнаружены колебания блеска (см. табл. XXXI), наблюдения которых можно производить по методу, применяемому для переменных звезд. Эти наблюдения осложнены тем, что малые планеты непрерывно перемещаются среди звезд, что заставляет менять звезды сравнения. При этом каждую новую звезду сравнения надо тщательно сопоставлять с предыдущими. Это касается визуальных, а также фотографических наблюдений, которые можно ставить лишь на длиннофокусных камерах с инструментами с часовым механизмом.

Эфемериды ярких малых планет даются в астрономических ежегодниках и, в частности, в АК, а также в специальном ежегодном издании ИТА "Эфемериды малых планет".

Юпитер. Даже в небольшую трубу (начиная с 4-6 дюймов) Юпитер с его четырьмя яркими спутниками производит сильное впечатление. В эпохи противостояний Юпитер виден всю ночь. Великие противостояния происходят раз в 83 года. Последнее было в 1951 г.

Сплюснутый диск Юпитера пересечен темными и светлыми полосами, расположенными параллельно экватору планеты (см. рис. 51). Диск планеты ярче в центре, чем по краям (это хорошо видно на фотографиях), что свидетельствует о наличии обширной атмосферы. Вследствие быстрого вращения планеты облачные образования в ее атмосфере располагаются вдоль экватора, причем интенсивность, цвет, ширина и само расположение образующихся полос меняются с течением времени, иногда в течение месяцев.

Имеется 11 определенных полос или течений: главные из них показаны на рис. 222. В 1878 г. в южном полушарии планеты на широте около 20· было обнаружено большое овальное "Красное Пятно" *), как бы "обтекаемое" облаками. Его размеры 40х13 тыс. км. Оно наблюдается вот уже несколько десятков лет, становясь то более заметным и усиливаясь в своей интенсивности, то почти исчезая. В 1901 г. на той же широте появилась темная полоса длиной около 70 000 км. Это Южное Тропическое Возмущение. Оно движется вдоль полосы быстрее, чем Красное Пятно и, обгоняя его, обтекает его двумя потоками.

Иногда на поверхности планеты появляются пятна, которые сохраняются в течение нескольких месяцев.

Представляет несомненный интерес определение положения полос, измерение их ширин окулярным микрометром или шкалой, помещенной в фокусе трубы, а также получение зарисовок деталей поверхности Юпитера. Для зарисовки планеты надо заранее начертить сплюснутый круг со сжатием 1/16. Это можно сделать так: наметить квадрат со сторонами в 2,5 мм (рис. 223), из верхнего и нижнего углов провести дуги радиусом в 26 мм, длиной в четверть окружности, причем из нижнего угла провести дугу вверху, а из верхнего - внизу; из правого угла направо, а из левого налево провести дуги радиусом в 22,5 мм. Все эти дуги вместе образуют фигуру сплюснутого диска Юпитера **).

Вне диска надо наметить направление экватора планеты. На полученном сплюснутом круге мягким карандашом наносят все детали, различимые в моменты хорошей видимости. Ввиду быстрого вращения Юпитера весьма важно точное указание времени наблюдения. Для регистрируемых деталей необходимо указывать моменты прохождения через центральный меридиан, делящий диск точно пополам.

В самих полосах необходимо отличать все детали - выступы, углубления, перемычки, разветвления и пр. При наблюдениях с помощью рефлектора или ахроматического рефрактора можно заметить

различия в цвете полос и отдельных деталей. Вообще говоря, окраска полос преимущественно желтая, желто-серая, коричневая, но встречаются зеленоватые, серые и голубоватые полосы и детали.

Так как на рисунке трудно отобразить различие интенсивностей полос и деталей, то полезно дополнить рисунок оценками интенсивности деталей по семибалльной шкале, в которой самые яркие части экваториальной зоны соответствуют баллу 0, а самые темные пятна - баллу 5 (темнее их только тень спутника - балл 6). В силу быстрого вращения планеты одно наблюдение должно отнимать не более 10- 15 минут. Повторные наблюдения (независимые от первых) полезно проводить через час-полтора *).

Представляют большую ценность измерения интегрального блеска Юпитера, который, по-видимому, за последние сто лет показывал существенные изменения. К сожалению, в прошлом эти наблюдения не были достаточно регулярными. Они должны быть достаточно точны и обеспечены хорошими величинами звезд сравнения. Это очень благодарная задача для фотоэлектрических наблюдений.

Для сравнения блеска планет и для обнаружений истинных колебаний блеска его приводят к так называемым стандартным условиям, а именно: расстояние от Солнца =1 а. е-, расстояние от Земли также 1 а. е. и фазовый угол (стр. 328) 0·.

Скромным оптическим средствам любителя доступны только четыре самых ярких (галилеевых) спутника Юпитера, представляющиеся светящимися точками, не имеющими видимого диска. Они быстро меняют свое расположение относительно планеты, оставаясь всегда почти на одной прямой, проходящей вдоль экватора Юпитера. В течение нескольких часов наблюдений можно заметить покрытие спутника Юпитера, затмение спутника, попавшего в тень планеты, или тень спутника на поверхности планеты (рис. 224). В АК дается расположение галилеевых спутников относительно диска планеты на каждый

день и эфемериды затмений спутников. Их наблюдение требует хороших часов, поправка которых должна быть известна с точностью до 1-2 секунд. Вследствие вращения спутников вокруг осей наблюдаются колебания их блеска.

Сатурн. Сатурн с кольцами - одно из замечательных астрономических зрелищ. Уже в трехдюймовый телескоп можно разглядеть так называемую щель Кассини, которая делит кольцо Сатурна на две части. Диск планеты темнее к краям, что также является следствием поглощения света в атмосфере большой толщины. Представляют интерес зарисовки полос быстро вращающегося Сатурна (сплюснутость диска 1/11). Интересны определения блеска звезд при покрытиях их кольцами Сатурна. К этим оценкам, которые надо делать через равные промежутки времени в течение всего прохождения, надо приложить рисунок, на котором отметить путь звезды относительно Сатурна и его кольца, и список звезд сравнения (еще лучше - карту окрестностей с отмеченными звездами сравнения). О методах определения блеска см. в разделе 7 этой главы.

Из спутников Сатурна можно во время противостояний планеты увидеть Титан, блеск которого в это время 8'",3, и, быть может, Япет (9"',5 в периоды его элонгации

Наблюдения остальных планет Солнечной системы возможны только в большие телескопы. Пользуясь данными АК и подробной картой, можно попытаться отыскать Уран и Нептун и проследить за их перемещением среди звезд. Уран перемещается в -год на 4-5·, Нептун - всего на 2·.