Поиск объектов при наблюдениях в бинокли и телескопы

При сравнении звездных карт с реально наблюдаемым небом иногда возникают трудности при поисках того или иного небесного тела. Это в значительной степени обусловлено отличием масштабов наблюдаемой картины неба от изображений на картах, а также тем, что в бинокли и телескопы видно несравненно больше звезд, чем показано на картах. В зависимости от инструмента, используемого для наблюдений, следует заранее подобрать соответствующую карту звездного неба. Так, при наблюдениях в бинокль нужна карта, ориентированная севером вверх, а при исследованиях с помощью телескопа — карта, на которой вверху расположен юг. Вообще говоря, работа с перевернутым изображением не вызывает особых трудностей. Значительные сложности возникают при наблюдениях через зенитную призму, так как она строит перевернутое зеркальное изображение. В этом случае вид неба приходится сравнивать с картой, рассматриваемой на просвет с обратной стороны. Старайтесь не пользоваться зенитным окуляром, особенно в искателях, пока не привыкнете к масштабам поля зрения телескопа и искателя.

Рис. 50. В методе «звездных скачков» (вверху) расположение ярких звезд служит ориентиром для поиска более слабых звезд и в конечном счете для обнаружения искомого объекта. Если известен размер поля зрения телескопа, то его можно использовать для обнаружения слабого объекта, перемещая поле зрения соответствующее число раз в направлении искомого объекта (в центре). Другой полезный способ поиска объектов — перемещение по прямому восхождению от яркого объекта А или по склонению от В, либо по обеим координатам от объекта С (внизу). Учитывая, что изображение в телескопе перевернуто, шаровое скопление, показанное на рисунке, находится к востоку от звезды А, прямо к югу от В и к северу перед звездой С. Координаты звезд А, В и С известны.

При наблюдениях в телескоп довольно часто удается обнаружить вблизи искомого объекта характерную группу ярких звезд, отождествление которой с изображением на карте существенно облегчает поиск. Если возникли трудности при наблюдениях в телескоп, например в областях с высокой плотностью звезд вблизи Млечного Пути, то полезно сначала отождествить яркие звезды, лежащие по соседству с искомым объектом, с помощью бинокля, а затем уже найти их в искатель телескопа. Отождествлению звезд весьма помогают зарисовки картины, видимой в телескоп.

Если в окрестностях искомого слабого объекта нет заметных ярких звезд, которые могли бы служить ориентиром, то объект следует искать по его координатам. Эта задача значительно упрощается, если телескоп снабжен разделенными координатными кругами (о них речь пойдет ниже), с помощью которых осуществляется наведение на объект по координатам. Иногда для поиска светила удобнее воспользоваться разностью между его координатами и координатами яркой звезды. Эту разность нетрудно заранее рассчитать по координатам интересующих нас объектов, которые приводятся в каталогах и на картах; при этом не забывайте разность прямых восхождений переводить в угловые единицы. Наведя телескоп на яркую звезду, переместите его затем в нужном направлении на величину разности координат, используя для отсчета угловой диаметр поля зрения телескопа. Такой метод поиска и наведения на небесное тело годится при любых установках телескопов, но наиболее удобен при экваториальной установке. Выберите яркую звезду с тем же прямым Восхождением или склонением, что и искомый объект. Если у них одинаковы прямые восхождения, то наведите телескоп на яркую звезду, закрепите ось прямого восхождения, а затем перемещайте его в нужном направлении по склонению на угол, равный разности склонений. При совпадении склонений закрепите ось склонении и далее перемещайте телескоп по прямому восхождению на величину, равную разности прямых восхождений искомого объекта и звезды-ориентира. Если все же остаются сомнения в правильности наведения телескопа, попытайтесь сделать следующее. Найдите какую-нибудь звезду с тем же склонением, что и искомый объект, но расположенную несколько впереди него. Закрепив затем обе оси телескопа, ждите, когда вследствие суточного вращения Земли искомый объект попадет в поле зрения телескопа. (Такую операцию можно осуществить и при азимутальной монтировке телескопа, но только в том случае, если искомый объект находится на меридиане.)

Разделенные круги

Если установка должным образом сориентирована на Полюс мира, то для наведения телескопа на любой объект можно использовать проградуированные разделенные круги. Эти круги должны быть по возможности больших размеров и тщательно изготовлены. Круг склонения диаметром 150 мм должен иметь шкалу градусов, причем желательно, чтобы каждый градус был разделен на 30′. Аналогичный круг прямого восхождения должен быть проградуирован в часах, а каждый час разделен на интервалы в 2 мин. Круг необходимо снабдить указателем для отсчета. Градусное разбиение круга склонения позволяет определять склонение искомого светила либо непосредственно, либо с помощью разности склонений яркого и искомого объектов. По известной разности прямых восхождений яркого светила и искомого объекта нетрудно наводить телескоп по прямому восхождению. В этом случае разделенный круг используется как обычный угломерный инструмент.

Непосредственное наведение телескопа по прямому восхождению связано с определенными трудностями, так как требует знания звездного времени и зависит от того, закреплен ли круг прямого восхождения. Если круг прямого восхождения фиксирован, отсчету 0Ч соответствует направление телескопа на юг. В этом случае, рассчитав часовой угол искомого светила, поверните телескоп на величину этого угла по кругу прямого восхождения. Если круг прямого восхождения не закреплен, то вначале наведите телескоп на яркую звезду с известными координатами, после чего поворачивайте круг прямого восхождения до тех пор, пока указатель не покажет значение прямого восхождения звезды-ориентира; тогда, закрепив его, поворачивайте телескоп, пока указатель не покажет прямое восхождение искомого объекта. Такой способ наведения по прямому восхождению удобен для небольших телескопов. В некоторых более сложных установках телескопов предусматривается перемещение круга прямого восхождения вслед за звездой, т. е. указатель все время показывает ее прямое восхождение.

Время

Время, которым мы пользуемся в повседневной жизни, называется средним солнечным временем. Оно основано на средней продолжительности солнечных суток. Истинная продолжительность солнечных суток меняется на протяжении года; это обусловлено неравномерностью движения Земли вокруг Солнца и тем, что длина солнечных суток определяется изменением прямого восхождения Солнца, отсчитываемого вдоль экватора, а Солнце движется по эклиптике. Поправку, которую нужно прибавить к среднему солнечному времени, чтобы получить истинное солнечное время, называют уравнением времени.

Среднее солнечное время в данном пункте называют местным временем; оно меняется в зависимости от долготы. Во избежание трудностей с использованием местного времени весь земной шар был разделен на 24 часовых пояса, и в пределах каждого часового пояса установлено единое поясное время, соответствующее положению центрального меридиана данного пояса^[1]. Во многих странах вводится летнее время (в СССР наряду с декретным временем, которое на 1 ч опережает поясное, летом используют летнее время, на 1 ч опережающее декретное. — Перев. ).

Рис. 51. Часовые пояса, на которые разбита поверхность Земли, могут использоваться для расчетов всемирного времени (UT) по местному (зимнему) времени (Т) наблюдателя.

В астрономических справочниках и календарях, а также при проведении наблюдений используют всемирное время (Universal Time, UT) или, как его еще называют, среднее гринвичское время-среднее солнечное время нулевого меридиана, за который принят меридиан, проходящий через Гринвичскую обсерваторию в Англии. Оно из меняется от 0 ч до 24 ч и отсчитывается от полночи. Так как всемирное время одинаково для всех точек Земли, его использование исключает всякую путаницу во времени. Каждая настоящая обсерватория (и каждый уважающий себя наблюдатель) имеет часы, показывающие всемирное время. Существуют таблицы, позволяющие перейти от обычного местного времени к всемирному.

Звездное, или сидерическое, время представляет собой другую систему отсчета времени, основанную на продолжительности звездных суток — времени между двумя последовательными прохождениями звезды через одну и ту же точку меридиана. Звездные сутки примерно на 3 мин 56 с короче средних солнечных. Звездные сутки, начинающиеся в момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия, как и солнечные сутки, разделены на 24 звездных часа. Местное звездное время определяется прямым, восхождением небесного меридиана (часовым углом точки весеннего равноденствия. — Перев. ). Если мысленно представить себе окружность с центром в Полюсе мира в виде циферблата часов, разделенного на 24 ч в соответствии с прямым восхождением, то небесный меридиан, являясь «стрелкой» этих часов, укажет с достаточной точностью значение звездного времени в момент наблюдений. Но, разумеется, лучше измерить звездное время точно. Для этого необходимо пронаблюдать кульминации звезды с известным прямым восхождением — тогда звездное время будет равно прямому восхождению этой звезды в момент ее верхней кульминации. Точность такого способа определения звездного времени вполне достаточна для поиска и наведения телескопа на небесные тела в течение ночи.

Для определения местного звездного времени можно использовать часы, которые «спешат» примерно на 4 мин каждые сутки. В отличие от электрических обычные механические часы нетрудно отрегулировать для этих целей. В большинстве ежегодников указано звездное гринвичское время, т.е. время полночи по Гринвичу (0Ч UT).

Разность между местным и всемирным временем равна долготе данного места наблюдений, выраженной в часовой мере (см. таблицу на с. 27); долгота определяет также с достаточной точностью разность между звездным временем и звездным временем по Гринвичу.

Даты

Во избежание путаницы в астрономии принят единый способ записи даты наблюдения или наступления того или иного явления: принято записывать год, месяц (название месяца, а не его числовое обозначение), день, час, минуты и секунды по всемирному времени. Например, дата наступления середины лунного затмения записывается так: 1985, май 4, 19Ч 57М UT (в данном примере отсутствуют секунды). Часто вместо часов, минут и секунд пишут долю суток в виде десятичной дроби с соответствующей точностью. Так, вышеприведенную дату можно записать следующим образом: 1985, май 4,8315. Подобный способ записи даты наблюдений особенно удобен при вычислениях.

Нередко возникает необходимость проследить за тем или иным явлением, имевшим место много лет назад, например за появлением кометы или наступлением максимума блеска переменной звезды. Использование для этих целей обычного гражданского календаря с его високосными годами и месяцами, имеющими разное число дней, не удобно. По этой причине астрономы для регистрации явлений часто используют юлианские дни (JD), т.е. дни по Юлианскому календарю. Особенно часто выражают время в юлианских днях наблюдатели переменных звезд, так как это весьма облегчает построение кривой изменения блеска переменной звезды. За начало отсчета в Юлианском календаре принято 1 января 4713 г. до н.э.; это столь давняя дата, что мы не располагаем никакими сведениями о наблюдениях, проводившихся ранее. Юлианские сутки в отличие от обычных начинаются в 12Ч 00М UT. Например, юлианский день 2 446 067,0 начался 1 января 1985 г. в 12Ч 00М UT, а полное лунное затмение, наступившее в 10Ч 57М 4 мая 1985 г., соответствует 2446190,33125 JD. Таблицы юлианских дней часто начинаются с 0-го дня месяца^[2], что на первый взгляд кажется довольно странным; тем не менее это существенно облегчает расчеты, поскольку для указания времени наблюдений, начатых после 12Ч 00М UT, следует просто прибавить дату месяца. Иногда достаточно ограничиться несколькими последними значащими цифрами в числе юлианских дней, чтобы избежать путаницы.