цесевич в п что и как наблюдать на небе цесевич
Цесевич в п что и как наблюдать на небе цесевич
Что и как наблюдать
на небе
Руководство к организации
и проведению любительских наблюдений
небесных тел
Главная редакция
физико-математической литературы
| Ц 49 | Цесевич В. П. |
| Что и как наблюдать на небе. — 6‑е изд., перераб. — М.: Наука. Главная редакция физико-математической литературы, 1984 — 304 с. | Книга является пособием к организации любительских научных наблюдений небесных светил. Содержит описание звездного неба, основных понятий астрономии и астрофизики, освещает современные данные о телах Солнечной системы (Луне, планетах, Солнце) и звездах. Систематически излагаются способы наблюдений, доступные любителю астрономии, и обработки этих наблюдений. |
| ББК | 22.6 |
| 52 |
| Ц | 1705000000 — 094 | 180‑84 |
| 053(02)-84 |
Владимир Платонович Цесевич
Что и как наблюдать на небе
Редактор М. М. Дагаев
| Техн. редактор И. Ш. Аксельрод | Корректор И. Я. Кришталь |
Сдано в набор 15.11.83. Подписано к печати 24.05.84. Т-09789. Формат 60×90 1 /16. Бумага для глубокой печати № 1. Обыкновенная гарнитура. Высокая печать. Условн. печ. л. 19. Усл. кр.-отт. 19,5. Уч.-изд. л. 20,54. Тираж 120 000 экз. (1‑й завод 1—40 000 экз.). Заказ № 881. Цена 85 коп.
Издательство «Наука»
Главная редакция физико-математической литературы
117071, Москва, В-71, Ленинский проспект, 15
4‑я типография издательства «Наука», 630077, Новосибирск, 77, Станиславского, 25.
Цесевич в п что и как наблюдать на небе цесевич
Что и как наблюдать на небе
Руководство к организации и проведению любительских наблюдений небесных тел
Издание шестое, переработанное
Главная редакция физико-математической литературы
Оглавление
Глава II. Основы математической астрономии [37]
§ 5. Небесные координаты (37). § 6. Суточное вращение небесной сферы (41). § 7. Экваториальная система координат (43). § 8. Звездные карты и атласы (45). § 9. Эклиптика (48). § 10. Эклиптикальные координаты (49). § 11. Предварение равноденствий (прецессия) (49). § 12. Время и способы его измерения. Звездное время (53). § 13. Истинное солнечное время (54). § 14. Среднее солнечное время (55). § 15. Поясное, всемирное и декретное время (57). § 16. Перевод среднего времени в звездное и обратно (58). § 17. Астрономические ежегодники (61). § 18. Юлианские дни и доли суток (63). § 19. Определение и «хранение» времени (64). § 20. Основы сферической тригонометрии (66). § 21. Преобразование горизонтальных координат в экваториальные и обратно (68). § 22. Второй астрономический треугольник (71). § 23. Галактические координаты (72). § 24. Третий астрономический треугольник (73). § 25. Приближенное определение географических координат (74). § 26. Заключение (77).
Глава III. Основы астрофизики [78]
§ 27. Зрительная труба (78). § 28. Рефлекторы (83). § 29. Установки телескопов (85). § 30. Уход за телескопом (90). § 31. Фотографирование небесных светил (92). § 32. Светофильтры и их применение (97). § 33. Основы астрофотометрии. Звездные величины (99). § 34. Основы астроспектроскопии (103). § 35. Методы радиоастрономии (110).
Глава IV. Солнечная система [112]
§ 36. Обзор Солнечной системы (112). § 37. Особенности видимого движения планет (115). § 38. Земля и ее окрестности (118). § 39. Луна (121). § 40. Что наблюдать на Луне (131). § 41. Лунные затмения (133). § 42. Меркурий (135). § 43. Венера (137). § 44. Марс (144). § 45. Юпитер и его система (151). § 46. Сатурн и его система (158). § 47. Уран (162). § 48. Нептун (164). § 49. Плутон (165). § 50. Физические свойства астероидов (166). § 51. Кометы и их наблюдения (168). § 52. Диффузные объекты Солнечной системы (173).
Глава V. Метеоры и их наблюдения [175]
§ 53. Визуальные наблюдения метеоров (177). § 54. Фотографические наблюдения метеоров (181). § 55. Вычисление положения радианта (184). § 56. Корреспондирующие наблюдения. Определение высот (186). § 57. Метеорные следы (189). § 58. Болиды и метеориты (193).
§ 59. Общие сведения о Солнце (195). § 60. Вид поверхности Солнца и его осевое вращение (199). § 61. Проблема Солнце — Земля (204). § 62. Солнечные затмения и их наблюдения (206).
Глава VII. Мир звезд [207]
§ 63. Расстояния до звезд (207). § 64. Светимости звезд (208). § 65. Спектральная классификация звезд (210). § 66. Цвет и температура звезд (212). § 67. Радиусы звезд (213). § 68. Двойные звезды и звездные массы (215). § 69. Диаграмма «спектральный класс — светимость» (219). § 70. Рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации (225). § 71. Шаровые звездные скопления (229), § 72. Галактическая диффузная материя (231). § 73. Млечный Путь и строение Галактики (239). § 74. «Большая Вселенная» (244).
Глава VIII. Переменные звезды и способы их наблюдений [251]
§ 75. Затменные переменные звезды (251). § 76. Пульсирующие звезды (255). § 77. Взрывающиеся звезды (262). § 78. Переменность молодых звезд (267). § 79. Рентгеновские переменные звезды (269). § 80. Способы наблюдения переменных звезд (273). § 81. Построение кривой блеска (276). § 82. Вычисление возрастов наблюдений (281). § 83. Первичное определение периода (282).
Дополнение I. Способ наименьших квадратов [284]
Дополнение II. Рекомендации наблюдателям переменных звезд [288]
Цесевич в п что и как наблюдать на небе цесевич
Вывод на заатмосферные орбиты специализированных искусственных спутников, оснащённых соответствующими приборами, привёл ко многим исключительно важным открытиям, в том числе к обнаружению объектов, испускающих жёсткое излучение, обладающее длинами волн в пределах от 0,1 до 100 ангстремов. Наземные наблюдатели никогда не открыли бы этих источников излучения, так как земная атмосфера полностью поглощает рентгеновские лучи.
Попытки отождествить рентгеновские объекты с объектами звёздного неба не всегда оказываются успешными. На снимках звёздного неба, получаемых с помощью мощнейших астрографов, установленных в обсерваториях, их изображения, как правило, не выходят, за редкими, но очень интересными и важными исключениями. Три таких исключения мы и собираемся описать.
Прежде всего рассмотрим свойства рентгеновского пульсара Геркулеса Х-1. Его рентгеновское излучение переменно с периодом, равным 1,23 секунды,– поэтому он и называется пульсаром. В определённые моменты времени, чередующиеся через 1,7 суток, происходит “рентгеновское” затмение, когда на протяжении 6 часов рентгеновское излучение не поступает.
Примерное положение пульсара на небе было определено причём вблизи этого места находится неправильная переменная звезда HZ Геркулеса. Когда советские астрономы Н. Е. Курочкин и О. Е. Мандель исследовали блеск этой звезды по снимкам московской и одесской “служб неба” *), то они обнаружили, что он изменяется с периодом, равным 1,70017 суток, и довольно большой амплитудой.
Таким образом, пульсар Геркулес Х-1 и переменная HZ Геркулеса входят в состав тесной двойной звезды; оба объекта обращаются вокруг общего центра масс системы, совершая оборот за 1,7 суток. Что же представляют собой эти две компоненты? Система состоит из главной звезды спектрального класса G и нейтронной звезды (рентгеновского пульсара), окружённой газовым диском; нечто подобное мы видели в системе U Близнецов (см. рис. 146).
От главной звезды к спутнику идёт газовый поток, скорость которого возрастает по мере приближения к нему. Столкновения частиц становятся всё более мощными, температура газа значительно повышается, и возникает рентгеновское излучение, которое мы перестаём регистрировать, когда спутник и диск скрываются за главной звездой. Таким образом, удаётся объяснить возникновение полного затмения источника рентгеновского излучения. Как же объяснить непрерывное изменение блеска системы, которое показано на рис. 149. Ведь на кривых блеска никаких следов затмения нет; по форме кривой блеска 1945–1948 гг. можно было бы считать звезду цефеидой!
Здесь всё обстоит несколько сложнее. Высокотемпературное излучение, испускаемое спутником и диском, попадает на обращённое к спутнику полушарие главной звезды и нагревает его, повышая при этом яркость его поверхности. Следовательно, обращённая к нейтронному спутнику поверхность главной звезды в разных частях нагрета по-разному, а значит, светит не одинаково в центре и на краях диска. Вращение системы приводит к наблюдающимся изменениям блеска.
Итак, в общих чертах объяснение найдено. Однако не всё удаётся объяснить. Оказалось, что в изменении рептгеновского излучения есть ещё одна, 35-суточная периодичность. В течение 12 суток оно хорошо наблюдается, а в последующие 23 суток – его нет! Но это не влияет на кривую блеска в оптических лучах, И что ещё более удивительно – это неожиданное прекращение колебаний блеска в 1937–1940 гг. и в 1949–1956 гг. Оно было замечено по снимкам Зоннебергской службы неба (ГДР). В это время звезда была в своём минимальном блеске (см. рис. 149 внизу).
Рис. 149. Кривые изменения блеска HZ Геркулеса в 1945–1948 гг. и в 1949–1956 гг.
Второй рентгеновский пульсар, объединённый в тесную двойную систему с переменной звездой AM Геркулеса, не менее интересен. Его орбитальный период равен 0,128926 суток, т. е. 3 часа 5 минут. Рентгеновское затмение длится 0,5 часа. В спектре видны эмиссионные линии, которые смещаются с тем же периодом благодаря орбитальному движению. Есть признаки существования мощного магнитного ноля с напряжённостью, близкой к 10 12 эрстед. Но форму кривой блеска эффектом отражения света объяснить не удаётся. Так же, как у HZ Геркулеса, происходят апериодические длительные ослабления блеска, при которых трёхчасовые колебания блеска почти прекращаются. По-впднмому, природа этих загадочных явлений та же, что и у HZ Геркулеса.
Закончим описание этих новых, пока ещё непонятных явлений кратким рассказом о свойствах уникального объекта SS 433. В созвездии Орла есть источник радиоизлучения, который обозначен как W 50. Этот радиоисточник считали остатком некогда вспыхнувшей сверхновой звезды, чем-то вроде описанной выше Крабовидной туманности (см. § 72). Вблизи центра этой “радиотуманности” находится звезда, обозначенная SS 433, в спектре которой присутствуют яркие линии. Этот спектр оказался очень сложным; основные спектральные линии водорода и гелия сопровождаются двумя “компонентами”, смещёнными в красную и синюю стороны. Интерпретируя эти смещения как доплеровские сдвиги, можно вычислить лучевые скорости потоков газа. Они оказались огромными – десятки тысяч километров в секунду! Лучевые скорости изменяются с периодом в 165,5 суток и с огромной амплитудой, достигающей 55 тысяч км/с! (рис. 150, а ).
Рис. 150. а) Кривые изменения лучевых скоростей объекта SS 433. б) Кривая изменения блеска.
Для объяснения этого исключительного явления предложено несколько гипотез, из которых самая привлекательная допускает, что объект SS 433 – двойная звезда с уникальной компонентой, которую мы назовём, для краткости, спутником. Спутник выбрасывает из своих полярных (диаметрально противоположных) областей направленные вдоль оси вращения потоки быстро движущихся из недр атомов, скорость которых достигает 80 000 км/с. Яркая, несмещённая спектральная линия испускается главной звездой. Потоки же вещества, покидающие полярные области спутника, дают две смещённые спектральные линии.
Что же является причиной переменности лучевых скоростей? По-видимому, ось вращения спутника меняет своё положение в пространстве, описывая прецессионный конус с периодом, равным 165,5 суток; тогда угол между осью спутника и лучом зрения наблюдателя будет периодически изменяться, вызывая изменение лучевой скорости.
На рис. 150, б показана кривая изменения блеска этой двойной звёздной системы, полученная А. М. Черепащуком. Период изменения блеска Р = 13,09 суток и представляет собой период обращения компонент системы вокруг общего центра масс.
Примечания:
*) “Службой неба” называется систематическое фотографирование звёздного неба с целью сбора коллекций снимков для исследования переменных звёзд, поисков комет, астероидов и новых звёзд.
Цесевич в п что и как наблюдать на небе цесевич
§ 18. Юлианские дни и доли суток
В практической работе астронома-наблюдателя очень часто приходится определять промежуток времени, протекший между двумя отдаленными одно от другого событиями. Это не легкая задача, и для ее решения был введен счет так называемых юлианских дней.
Как ею пользоваться? Например, нам надо узнать, какой юлианский день был 3 сентября 1971 г. Тогда по таблице 6 находим, что нулевое сентября 1971 г. имеет порядковый номер 2441195. Остается добавить дату заданного дня, в нашем случае число три, и получить, что 3 сентября 1971 г. имеет юлианский номер, равный 2441198.
Произведя такие же вычисления для 18 августа 1980 г., получаем 2444452 + 18 = 2444470. Теперь, вычитая из 2444470 число 2441198, находим, что между этими двумя датами пройдет 3272 суток. Юлианские дни обычно обозначаются буквами JD или ЮД.
Хотя пользование таблицей 6 не вызывает никакого труда, отметим, что юлианские дни также приведены в астрономических календарях для каждой даты, и поэтому описанной процедуры можно избежать.
4 х 0,041667 + 40 х 0,000694 = 0,194444 суток.
Исторически сложилось так, что юлианские дни начинаются в средний гринвичский полдень. Вместе с тем, как мы знаем, начиная с 1 января 1925 г. астрономы начинают счет мирового времени от гринвичской полуночи. Это несколько усложняет превращение полных дат наблюдений в юлианские дни и доли суток.
Перед выполнением преобразований надо отнять от заданного по всемирному времени момента 12 ч. Поясним это примерами.
Найти юлианский день даты 1971, сентября 3, 16 ч. 40 м. MB. Отнимаем 12 часов и получаем, по «старому» счету, 1971, сентября 3, 4ч. 49м. Потом по таблицам 6 и 7 находим 2441198,1944.
Теперь пусть дана дата 1971, октября 18, Зч. 46 м. MB; отнимая от нее 12 часов, получаем 1971, октября 17,15ч. 46 м. старого счета. Эту дату и переводим с помощью таблиц: 2441242,6569.
