Предисловие. Б 88 планеты и их наблюдение. —2-е изд. , перераб

22.654

К 88 УДК 523.4

РЕДАКЦИОННАЯ КОЛЛЕГИЯ

Председатель М. С. БОБРОВ

Бронштэн В. А.

Б 88 Планеты и их наблюдение.—2-е изд., перераб. и доп.—М.: Наука. Главная редакция физико-математической литературы, 1979.—240 с., ил.— Библиотека любителя астрономии.— В пер.: 45 к.

В книге рассказывается о природе планет Солнечной системы и их спутников. В первой части сообщаются результаты исследо­вания планет, как методами наземной астрономии, так и с помощью космических аппаратов. Во второй части излагаются задачи и мето­дика наблюдений планет средствами любителя астрономии и обра­ботки этих наблюдении.

Б

20604—100 053 (02)-79

202-79. 1705050000

ББК 22.654 526

Виталий Александрович Бронштэн

ПЛАНЕТЫ И ИХ НАБЛЮДЕНИЕ

М., 1979 г., 240 стр. с илл.

Редактор Г. С. Куликов Техн. редактор Е. В. Морозова Корректоры К. Л. Белицкая, М. Л. Медведская

ИБ № 11222

Сдано в набор 30.01.79. Подписано к печати 01.06.79. Т-11240. Буг.тша 84Х108¹/32. тип. № 1. Обыкновенная гарнитура. Высокая печать. Условн. печ. л. 12,6. Уч.-изд. л. 12,20. Тираж 100000 экз

Заказ № 3715. Цена книги 45 коп.

Издательство «Паука»

Главная редакция физико-математической литературы 117071, Москва, В-71, Ленинский проспект, 15

Ордена Октябрьской Революции и ордена Трудового Красного Знамени Первая Образцовая типография имени А. А. Жданова Союзполиграфпрома при Государственном комитете СССР по делам издательств, поли­графии и книжной торговли. Москва, М-54, Валовая, 28

20604—100 (053 (02)-79

202-79. 1705050000

© Главная редакция физико-математической литературы издательства «Наука», 1979, с изменениями

ОГЛАВЛЕНИЕ

Предисловие редакционной коллегии....... 5

Предисловие.................... 7

ГЛАВА 1

ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О ПЛАНЕТАХ

§ 1. Что такое планеты.............. 9

§ 2. Исторический очерк развития знаний о планетах. 16

§ 3. Обзор Солнечной системы........... 24

ГЛАВА 2

МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ ПЛАНЕТ

§ 4. Определение масс и диаметров планет.... 30

§ 5. Наблюдения поверхностей планет в телескоп.. 34

§ 6. Фотографирование планет.......... 36

§ 7. Фотометрия.................. 39

§ 8. Радиометрические наблюдения........ 48

§ 9. Спектральный анализ............ 50

10. Радиоастрономические методы исследования 59

§ 11. Радиолокация планет............. 64

§ 12. Исследование планет космическими аппаратами 68

ГЛАВА 3

РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗУЧЕНИЯ ПЛАНЕТ

§ 13. Меркурий................... 73

§ 14. Венера.................... 80

§ 15. Марс..................... 91

§ 16. Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун........ 104

§ 17. Плутон.................... 117

§ 18. Спутники планет и астероиды......... 120

§ 19. Внутреннее строение планет......... 135

Г Л А В А 4

НАБЛЮДЕНИЯ ПЛАНЕТ

§ 20. Цели и задачи любительских наблюдений... 143

§ 21. Общие правила наблюдений........ 145

§ 22. Условия наблюдений.......... 148

§ 23. Инструменты и приборы............ 152

§ 24. Наблюдения Венеры............. 155

§ 25. Наблюдения Марса............... 158

§ 26. Наблюдения Юпитера.............. 162

§ 27. Наблюдения Сатурна и его кольца....... 167

§ 28. Наблюдения остальных планет......... 169

§ 29. Фотографирование планет средствами любителя

астрономии................... 172

§ 30. Фотоэлектрическая фотометрия планет...... 179

глава V

ОБРАБОТКА НАБЛЮДЕНИЙ

§ 31. Что такое обработка наблюдений........ 187

§32. Ошибки наблюдений.............. 189

§ 33. Элементы планетных орбит и эфемериды..... 193

§ 34. Обработка наблюдений фаз Венеры...... 197

§ 35. Обработка наблюдений полос Юпитера.... 200

§ 36. Составление карт планет............ 203

§ 37. Определение периода вращения планеты.... 212

§ 38. Обработка фотометрических наблюдений.... 214

§ 39. Организация и программа работы....... 215

ПРИЛОЖЕНИЯ

1. Таблицы для обработки рисунков планет...... 217

2. Данные о планетах и спутниках......... 224

3. Список зодиакальных созвездий......... 230

4. Координатные сетки для построения карт планет.. 231

Литература...................... 237

Предисловие редакционной коллегии серии книг

«БИБЛИОТЕКА ЛЮБИТЕЛЯ АСТРОНОМИИ»

Этой книгой начинается публикация книг серии «Библиотека любителя астрономии, которую начинают издавать Главная редакция физико-математической литературы изда­тельства «Наука» и Всесоюзное астрономо-геодезическое общество. Задача серии — не только сообщить любителю астрономии ос­новные сведения о предмете (небесном светиле, группе небесных тел, небесном явлении}, но и дать ему руководство для ведения научно-ценных наблюдений этих объектов и для обработки этих наблюдений.

В соответствии с этой задачей каждая книга делится на две части: описательную, где приводятся современные сведения о данных небесных телах или явлениях, и инструктивную, где описываются приемы и методы их наблюдений и обработки.

Всесоюзное астрономо-геодезическое общество получает мно­жество писем от любителей астрономии с просьбой дать им те или иные руководства для наблюдений небесных объектов с научной целью. Частично эти запросы удовлетворялись серией инструкций в «Постоянной части Астрономического календа­ря», в «Справочнике любителя астрономии» Д. Г. Куликовско­го, в книге В. П. Цесевича «Что и как наблюдать на небе». Однако инструкции для наблюдений, приводимые в этих кни­гах, по необходимости написаны весьма сжато и не всегда удо­влетворяют любителя-наблюдателя.

В 50-е годы в издании Физматгиза был выпущен ряд книг со сходными названиями: «Солнце и его наблюдение» (автор В. В. Шаронов), «Луна и ее наблюдение» (автор Н. И. Сытинская)

«Планеты и их наблюдение» (автор В. Л. Вроншгэн) «Переменные звезды и способы их наблюдений» (авторы П. П. Паренаго и Б. В. Кукаркин). Эти книги имели успех в среде любителей астрономии, ими многие пользовались.

В настоящее время Всесоюзное астрономо-геодезическое общество и издательство «Наука» начинают выпуск аналогичной (серии книг для любителей астрономии. Среди них будут и пе­реиздания (как предлагаемая вниманию читателей книга П. А. Бронштэна), и книги, написанные совершенно заново. После книги «Планеты и их наблюдение» редколлегия надеется выпуститъ книгу В. П. Цесевича «Переменные звезды и их наблюдение». В плане серии выйдут также следующие книги:

В. В. Шевченко — Луна и ее наблюдение. К. И. Чурюмов — Кометы, и их наблюдение. И. Т. Зоткин — Метеоры и их наблюдение. Э. В. Кононович — Солнце и его наблюдение. Редакционная коллегия просит всех читателей присылать свои замечания и предложения по изданию книг серии, а так­же другой литературы для любителей астрономии по адресу:

103009, Москва, К-9, а/я 918, Всесоюзное астрономо-геодезическое общество, Редакционно-издательская секция.

Книги серии «Библиотека любителя астрономии» и другие книги по астрономии можно запросить в отделах «Книга — поч­той» в следующих московских книжных магазинах: № 3 Ака­демкниги по адресу: 117464, Москва В-464 Мичуринский прос­пект, д. 12, и № 8 Москниги по адресу: 103050, Москва К-50, ул. Медведева, д. 1, по мере их выхода в свет.

Редакционная коллегия

ПРЕДИСЛОВИЕ

Двадцать с лишним лет, прошедших после выхода в свет первого издания этой книги, ознаменовались настоящим переворотом в планетных исследованиях. Развитие космических методов изучения планет, а также целого ряда наземных методов: радиоастроно­мии, радиолокации, инфракрасной спектроскопии, фурье-спектроскопии, поляриметрни и других привели к колоссальному повышению уровня наших знаний о природе планет, их спутников и астероидов. Теперь поверхности Меркурия и Марса, Фобоса и Деймоса нам так же хорошо известны, как поверхность Луны. Получены снимки с близкого расстояния Венеры, Юпитера и некоторых его спутников, советские автомати­ческие межпланетные станции передали нам снимки с поверхности Венеры, проведены детальные измерения параметров атмосфер Венеры и Марса, магнитных полей Меркурия, Венеры, Марса и Юпитера, на очереди — планета Сатурн.

Такой небывалый рост технической вооруженности исследователей планет и накопленной информации способствует в то же время укреплению мнения о бес­полезности любительских наблюдений планет. Дей­ствительно, некоторые виды наблюдений, проводив­шихся любителями астрономии двадцать лет назад, потеряли всякое научное значение и могут проводиться лишь для удовлетворения любознательности самого любителя или для приобщения его к методике научных наблюдений (и то не всяких). Однако некоторое поле деятельности для любителей астрономии все же оста­лось. С нашей точки зрения, главная задача любителей,

располагающих хорошими телескопами (например, са­модельными рефлекторами в 200—300 мм диаметром),— изучение изменений в атмосферах и иногда на поверх­ностях планет. Поэтому наблюдения деталей в облач­ных слоях Юпитера, Сатурна и даже Венеры, появлений облаков в атмосфере Марса, зарождения и развития марсианских пылевых бурь, наблюдения сезонных изменений на Марсе — все это, безусловно, может принести пользу науке. Систематические, целеуст­ремленные фотоэлектрические наблюдения астероидов и спутников планет также будут полезны, но для этого нашим любителям астрономии следует начать осваи­вать новую для них технику фотоэлектрических из­мерений, что, впрочем, с успехом начато любителями Новосибирска, Златоуста и других городов.

При переработке книги автор руководствовался необходимостью дать читателям современные представ­ления о методах научных исследований планет и ре­комендовать им те виды наблюдений, которые могут принести науке некоторую пользу.

Общий план книги сохранен прежним. Однако §§ 10, 11, 12 гл. II и вся глава III написаны заново. Существенной переработке подверглись §§ 9, 24, 25. По просьбе автора А. Э. Гурьянов написал новый § 30 «Фотоэлектрическая фотометрия планет». Список ли­тературы составлен заново. Те или иные изменения внесены по всему тексту книги. Введен ряд новых иллюстраций.

В целях сохранения прежнего объема книги ис­ключены параграфы «Место планет во Вселенной» и «Об атмосферах планет», а также «Планетоискатель» (в разделе приложений).

Автор выражает глубокую благодарность профес­сору Д. Я. Мартынову за полезные замечания, сделан­ные после чтения книги в рукописи. В заключение мы выражаем надежду, что это издание окажется полезным пособием для любителей астрономии — на­блюдателей планет, а некоторых побудит заняться этим увлекательным видом самостоятельных астро­номических наблюдений.

В. А. Бронштэн

Москва, январь 1978 г.

ГЛАВА I

ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О ПЛАНЕТАХ

§ 1. ЧТО ТАКОЕ ПЛАНЕТЫ

Среди многочисленных небесных светил, изучаемых современной астрономией, особое место занимают пла­неты. Ведь все мы хорошо знаем, что Земля, на которой мы живем, является планетой, так что планеты — тела,, в основном подобные нашей Земле.

Но в мире планет мы не встретим даже двух, со­вершенно похожих друг на друга. Разнообразие физи­ческих условий на планетах очень велико. Расстояние планеты от Солнца (а значит, и количество солнечного тепла, и температура поверхности), ее размеры, на­пряжение силы тяжести на поверхности, ориентировка оси вращения, определяющая смену времен года, наличие и состав атмосферы, внутреннее строение и многие другие свойства различны у всех девяти больших планет Солнечной системы.

Изучая это разнообразие условий на планетах, мы можем глубже познать законы их развития и вы­яснить взаимосвязь между теми или иными свойствами планет. Так, например, от размеров, массы и темпера­туры планеты зависит ее способность удерживать атмо­сферу того или иного состава, а наличие атмосферы в свою очередь влияет на тепловой режим планеты.

Как показывает изучение условий, при которых возможно зарождение и дальнейшее развитие живой материи, только на планетах мы можем искать при­знаки существования органической жизни. Вот почему изучение планет, помимо общего познавательного ин­тереса, имеет важное значение с точки зрения косми­ческой биологии.

Изучение планет имеет большое значение, кроме астрономии, и для других областей науки, в первую очередь для наук о Земле — геологии и геофизики, а также для космогонии — науки о происхождении и развитии небесных тел, в том числе и июней Земли. Мы уже не говорим о том, что сведения о планетах необходимы для планирования полетов к ним косми­ческих аппаратов.

Современные представления о планетах сложились не сразу. Для этого понадобилось много веков накоп­ления и развития знаний и упорной борьбы новых, прогрессивных взглядов со взглядами старыми, отжи­вающими.

В древних представлениях о Вселенной Земля счи­талась плоской, а планеты рассматривались лишь как светящиеся точки на небесном своде, отличавшиеся •от звезд только тем, что они перемещались между ними, переходя из созвездия в созвездие. За это пла­неты и получили свое название, означающее «блуж­дающие». Наблюдателям древности было известно пять планет: Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн.

Даже после того как была установлена шарообраз­ная форма Земли и были впервые определены ее размеры (Эратосфеном в III в. до н. э.), после того как стала очевидна ограниченность Земли в пространстве, о природе планет ничего не было известно. И все же во взглядах ряда выдающихся мыслителей древности:

Анаксагора (V в. до н. э.), Демокрита (V—IV вв. дон. э.), Эпикура (IV—III вв. до н. э.), Лукреция (I в. до н. а.) мы встречаем идеи о материальности и бесконечности Вселенной, заполненной бесчисленным количеством миров, подобных нашему, причем многие из них могут быть населены живыми существами. Эти мыслители высказывали весьма интересные идеи и о природе не­бесных тел.

Так, например, Анаксагор считал Солнце раскален­ной каменной или железной массой, а звезды — те­лами, состоящими из той же материи, что и Земля, причем одни из них подобно Солнцу накалены и светят, а другие холодны и темны. В своем сочинении «О при­роде» он высказал догадку о том, что Луна светит не собственным светом, а отраженным от Солнца, что

на ней имеются горы и долины и что на ней, как и на Земле, могут быть живые существа.

Демокрит, известный как создатель атомистическое теории мира, согласно которой все тела во Вселенной состоят из атомов, последовательно развил эти пред­ставления Анаксагора.

«Миры бесчисленны и различны по величине.— писал Демокрит.— В некоторых мирах нет ни солнца,;

ни луны, в некоторых солнце и луна больше по раз­мерам наших и в некоторых их большее число. Рас­стояния между мирами неравны, между некоторыми больше, между некоторыми меньше, и одни миры еще растут, другие находятся уже в расцвете, третьи раз­рушаются... Некоторые миры не имеют животных и растений и вовсе лишены влаги» ''"').

Эпикур в своих сочинениях дал весьма последова­тельное логическое доказательство бесконечности Все­ленной и бесчисленности небесных тел. Очень важной явилась высказанная им мысль о закономерности движения небесных тел и, в частности, их вращения. Закономерным явлением Эпикур считал и перемещение планет среди звезд и даже пытался найти естественное объяснение этому явлению.

Горячим последователем Анаксагора, Демокрита и Эпикура был римский поэт и философ Лукреций, изложивший в своей поэме «О природе вещей» основные идеи этих великих материалистов древности. Но эти идеи не были подкреплены данными наблюдений и не могли в ту эпоху получить широкого распространения.

Начиная с IV в. до н. э. господствующим в науке стало мировоззрение Аристотеля, согласно которому Земля находится неподвижно в центре мира, а Солнце, Луна, планеты и звезды обращаются вокруг нее. Такое представление получило название геоцентрического («ге» по-гречески означает «Земля»).

Геоцентрическая система мира просуществовала в науке почти 2000 лет. Это объясняется не только тем, что она соответствовала примитивным непосредствен­ным представлениям людей о центральном положении Земли и о ее неподвижности, но и тем, что эта система *) Материалисты древней Греции.— М.: Госполитиздат, 1955, с. 112.

составляла неотъемлемую часть господствующей идео­логии как рабовладельческого, так и феодального общества, нашедшей свое выражение в различных ре­лигиях, в том числе и в христианской религии.

Геоцентрическая система мира полностью соот­ветствовала положениям христианской религии, со­гласно которой жизнь была создана богом только на Земле и, стало быть, основное, центральное место во Вселенной занимает Земля, а на Земле — человек» «венец творения».

Но не так просто было примирить примитивные геоцентрические представления с наблюдениями.

Как известно, любая из планет перемещается по небу среди звезд вдоль эклиптики — большого круга небесной сферы, который описывает центр солнечного диска в течение года. Большую часть времени планеты движутся в ту же сторону, что и Солнце (прямым дви­жением). Но время от времени планеты изменяют прямое движение на попятное, направленное в сторону, противоположную видимому годичному движению Солн­ца. Попятное движение продолжается от трех недель (для Меркурия) до 4¹/з месяцев (для Сатурна) и затем снова сменяется прямым движением, так что планета как бы описывает на небе петлю.

Еще Аристотель отмечал сложность видимых дви­жений планет, которые «движутся не только вправо, но и влево, и притом по орбитам, наклоненным к ор­битам неподвижных звезд». Для объяснения столь сложного характера планетных движений мыслитель древности Птолемей (II в. н. э.) разработал систему мира, согласно которой планеты движутся по малым кругам (эпициклам), центры которых в свою очередь обращаются вокруг Земли по большим кругам (деферен­там). Из сложения этих двух круговых движений и получаются, по Птолемею, те петлеобразные движения планет среди звезд, которые непосредственно наблю­даются.

Для представления этих движений с необходимой точностью пришлось допустить, что движение каж­дой планеты связано с несколькими эпициклами раз­ных порядков, ибо иначе не удавалось объяснить весь сложный характер наблюдаемых движений планет.

Лишь в середине XVI в. великий польский ученый Николай Коперник высказал замечательную идею о том, что Земля вовсе не является центром мира, а об­ращается вокруг Солнца так же, как и другие планеты. Гениальная книга Коперника «Об обращении небесных сфер», вышедшая в 1543 г., в корне изменила представ­ления об устройстве Солнечной системы и о движении планет и Земли.

Энгельс высоко оценил революционное значение системы Коперника. «Революционным актом, которым исследование природы заявило о своей независимости..., было издание бессмертного творения, в котором Ко­перник бросил,— хотя и робко и, так сказать, лишь на смертном одре — вызов церковному авторитету в вопросах природы. Отсюда начинает свое летосчисление освобождение естествознания от теологии, хотя выяс­нение между ними отдельных взаимных претензий затянулось до наших дней и в иных головах далеко еще не завершилось даже и теперь» *). Хотя эти слова написаны Энгельсом около 100 лет назад, их можно с полным правом применять и в нашей современности.

Рассматривая Землю как небесное тело, которое наряду с другими планетами обращается вокруг Солнца, Коперник своими трудами подготовил логический вы­вод о том, что не только характер движения, но и сама природа планет и Земли должна быть одинакова. Этот вывод был сделан выдающимся последователем Копер­ника итальянским мыслителем Джордано Бруно и подтвержден в результате телескопических открытий Галилея, о которых будет рассказано в следующем параграфе.

Так постепенно складывалось правильное представ­ление о природе планет. Теперь мы знаем, что планеты, в том числе и Земля, представляют собой темные, не­самосветящиеся тела, освещаемые Солнцем и отражаю­щие его лучи. Такое определение этого типа небесных тел можно распространить не только на планеты нашей Солнечной системы, но и на системы других звезд, ибо каждая звезда тоже представляет собой солнце и около нее также могут обращаться планеты.

*) Энгельс Ф. Диалектика природы.—М.: Издатель­ство политической литературы, 1975, с. 8.

Отличить на небе планету от звезды можно по целому ряду признаков. Прежде всего, планеты пере­мещаются между звездами, однако их перемещение можно заметить лишь проходя наблюдения в течение нескольких вечеров. Такие планеты, как Венера и Юпитер, легко распознать, так как по блеску они на­много превосходят самые яркие из заезд. Отличитель­ным признаком каждой планеты является ее цвет:

у Венеры он белый, у Марса — красноватый, у Юпи­тера — желтовато-белый, у Сатурна — желтый.

Отличить планету от звезды можно еще благодаря тему, что все звезды мерцают, а планеты обычно светят ровным, почти немигающем блеском. Как известно, мерцание звезд вызывается колебаниями воздуха, сквозь который проходят лучи на пути к глазу наблюдателя. Но звезды даже в самые сильные телескопы представ­ляются точками, а планеты имеют заметные видимые размеры, так как они гораздо ближе к нам, чем звезды. Каждая точка диска планеты тоже как бы мерцает, т. е. изменяет свой блеск, не при этом усиление блеска в одной точке сопровождается ослаблением его в дру­гой. В результате эти «мерцания» отдельных точек планетного диска, складываясь, создают постоянную во временя яркость каждого участка диска, и свет от диска в целом тоже получается неизменным.

Но чтобы не только уметь отличать планеты от звезд, но и различать их друг от друга и находить на небе, надо хорошо знать звездное небо — основные созвездия и яркие звезды, особенно так называемые зодиакальные созвездия, по которым передвигаются Солнце, Луна и планеты. Таких созвездий двенадцать (их список дан в конце книги). Положения планет на каждый год вперед даются в астрономических календарях и еже­годниках.

Планеты делятся на нижние и верхние. К нижним планетам относятся Меркурий и Венера, которые в своем видимом движении по небу никогда не отходят далеко от Солнца (Меркурий — не далее чем на 29°, Венера — на 48°). Угол наибольшего видимого уда­ления (элонгация) нижней планеты от Солнца зависит от соотношения радиусов орбит планеты и Земли. Эпохи наибольших элонгации — лучшее время для наблюдения Меркурия и Венеры.

Верхние планеты (Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон) могут наблюдаться на любом угловом расстоянии от Солнца — до 180° включительно.

Деление планет на нижние в верхние было сделано сначала на основе различия их видимого движения но небу. Но уже Конерник объяснил это различие тем, что нижние планеты расположены ближе к Солнцу, чем Земля, а верхние планеты — дальше.

Для верхних планет наиболее удобное время для наблюдения наступает тогда, когда планета приходит в противостояние (оппозицию) с Солнцем, т. е. отстоит от него примерно на 180°. В это время планета бывает расположена ближе всего к Земле и видна в течение всей ночи, восходя в момент захода Солнца и заходя к его восходу. Именно вблизи эпохи противостояния верхние планеты описывают на небе «петли».

Самое неблагоприятное положение планеты бывает во время ее соединения с Солнцем, когда долгота пла­неты (в эклиптикальной системе небесных координат) равна долготе Солнца.

Напомним, что эклиптикальная система координат представляет собой одну из систем небесных координат, определяющих положение светила на небесной сфере. В этой системе основной плоскостью является плоскость эклиптики, т. е. видимого годичного пути центра диска Солнца, параллельная плоскости земной орбиты. По­ложение светил на небесной сфере в этой системе из­меряется долготой и широтой (как положение любого пункта на Земле — географической долготой и широ­той). Долгота светила измеряется дугой эклиптики от точки весеннего равноденствия (пересечения эклип­тики с экватором) до точки пересечения эклиптики с большим кругом, проходящим через полюс эклиптики и светило (т. е. с кругом широты светила). Направ­ление отсчета долготы противоположно направлению суточного вращения неба. Широта отсчитывается по кругу широты от эклиптики в обе стороны (от 0 до ±90°). Эклиптикальная система координат наиболее удобна для изучения видимых движений планет и Луны, так как они обычно недалеко отходят от эк­липтики.

Соединения бывают нижние, когда планета нахо­дится между Землей и Солнцем, и верхние когда пла-

нета находится за Солнцем. Ясно, что в нижнем сое­динении могут бывать только нижние планеты; тогда как в верхнем — все планеты.

Близ нижнего соединения, когда нижняя планета обгоняет Землю в ее движении вокруг Солнца, она движется по небу попятным движением, т. е. навстречу годовому движению Солнца, и также описывает «петлю».

На рис. 1 показаны основные конфигурации (по­ложения) нижних и верхних планет относительно

., Соединение

• Противостояние

Рис. 1. Планетные конфигурации (а и с — элонгации, и — нижнее соедине­ние, <1 — верхнее соединение).

Солнца и Земли. Для верхних планет указаны также квадратуры. Так • называются положения планеты, когда она отстоит от Солнца на 90°. Нетрудно понять, что когда верхняя планета находится в квадратуре, Земля для нее будет в наибольшей элонгации. Точно так же, если планета находится в противостоянии, то с точки зрения наблюдателя, находящегося на этой планете. Земля будет в нижнем соединении с Солнцем.

§ 2. ИСТОРИЧЕСКИЙ ОЧЕРК РАЗВИТИЯ ЗНАНИЙ О ПЛАНЕТАХ

Начало изучению планет с физической точки зрения было положено Галилео Галилеем в 1609 г. Галилея по справедливости можно назвать первым планетоведом. Изобретение им телескопа сразу расширило круг

возможностей исследователя и привело к ряду важных открытий.

Галилеи открыл на Луне горы и впадины, что под­тверждало родственность природы Луны и Земли (до этого Луну многие считали совершенно гладкой). В октябре 1610 г. Галилеи открыл фазы Венеры, дока­зав тем самым, что планеты — темные шарообразные тела, светящие за счет отражения света Солнца. Ему принадлежит открытие четырех спутников у Юпитера;

Рис. 2. Старинные изображения Сатурна и его кольца.

то были первые тела нашей Солнечной системы, открытые с помощью телескопа. Это открытие имело очень большое значение для подтверждения и иллю­страции теории Коперника, ибо система Юпитера пред­ставляла собой уменьшенное подобие Солнечной си­стемы.

Галилеи наблюдал и Сатурн и, конечно, не мог не заметить его кольцо, однако из-за несовершенства

своего телескопа он не разглядел его истинную форму. Ему представилось, что Сатурн — тройная планета, причем положение двух крайних планеток соответст­вовало «ушкам» кольца. Многие наблюдатели после Галилея пытались разгадать загадку этой планеты и рисовали ее в самых разнообразных видах (рис. 2). Но только голландскому ученому X. Гюйгенсу удалось в 1655 г. с несомненностью установить, что Сатурн «окружен тонким плоским кольцом, нигде не соприка­сающимся с планетой и наклоненным к эклиптике». В том же 1655 г. Гюйгенс открыл спутник Сатурна Титан.

Дальнейший шаг вперед в деле изучения планет и их спутников сделал французский астроном Ж. Д. Кассини, открывший в 1671—1684 гг. еще четыре спутника Сатурна, а также темную щель, разделявшую его кольцо на два концентрических кольца и получившую названия «деления Кассини». Кассини неоднократно наблюдал на дисках Юпитера и Марса темные и светлые пятна. Наблюдения за их перемещением позволили ему в 1665—1666 гг. сделать вывод, о вращении этих планет вокруг оси. Дальнейшим подтверждением этого факта явилось обнаруженное Кассини и теоре­тически объясненное Нютоном полярное сжатие Юпи­тера.

Кассини же приписывается первое наблюдение знаменитого Красного пятна на Юпитере (1664 г.), а также первая попытка определить период вращения Венеры по наблюдениям темных деталей на ее диске (1667 г.).

Дальше наступает почти столетний период, не дав­ший почти ничего нового в области изучения планет с физической точки зрения. Открытие Ньютоном закона всемирного тяготения и рост техники астрономических измерений направили основные усилия наблюдателей на точные определения положений планет — для со­здания наиболее совершенной теории их движения. Лишь во второй половине XVIII в. возобновились астрофизические наблюдения, ставившие задачей изу­чение физической природы планет.

Пожалуй, наиболее важным научным событием этого периода явилось открытие Михаилом Васильевичем Ломоносовым атмосферы на Венере. Это открытие было

сделано им во время наблюдения прохождения Венеры по диску Селища 26 мая 1761 г. (ст. ст.). Наблюдение этого прохождения Венеры впервые предполагалось использовать для определения величины солнечного параллакса *) и расстояния от Земли до Солнца. Поэтому астрономы тщательно готовились к наблюде­ниям заранее. Ломоносов принимал деятельное участие в организации специальных экспедиций в Сибирь, а также в проведении аналогичных наблюдений в Петер­бурге. Наблюдая Венеру, когда она как бы «вступала» на диск Солнца, Ломоносов заметил, что незадолго до полного ее вступления вокруг противоположного Солн­цу края черного диска планеты вдруг появилось «тон­кое, как волос, сияние». Когда же Венера сходила с солнечного диска, на его краю появился светлый вы-

Рис. 3. Прохождение Венеры по диску Солнца (оригинальный рисунок М. В. Ломоносова).

ступ, или «пупырь», по выражению Ломоносова (рис. 3). Венера как бы «приподнимала» солнечный край, пока вдруг светлый ободок с ее переднего края не разор­вался и не исчез.

Это явление видели в 1761 г. и другие наблюдатели. Но только Ломоносов сумел его правильно объяснить преломлением солнечных лучей в атмосфере Венеры. В своей брошюре «Явление Венеры на Солнце, наблю­денное в Санкт-Петербургской Академии наук майя

*) Параллакс — угол, под которым из центра Солнца или планеты виден экваториальный радиус Земли. Параллакс обрат­но пропорционален расстоянию до светила и используется для его вычисления.

26 дня 1761 года», вышедшей в июле 1761 г., Ломоносов дает вполне правильную картину явления и закончен­ную схему хода солнечных лучей через атмосферу Венеры (рис. 4). Ломоносов сделал вывод, что «планета Венера окружена знатною воздушною атмосферою, та­кового (лишь бы не большею), какова обливается около нашего шара земного».

«Явление Ломоносова» наблюдалось и при после­дующих прохождениях Венеры по диску Солнца в 1769, 1874 и 1882 гг.

Открытие Ломоносова имеет в истории изучения планет большое значение, так как оно явилось первым прямым доказательством существования атмосферы на

Рис. 4. Схема хода солнечных лучей в атмосфере Венеры (по М. В. Ломоно­сову). 1а — точка на краю Солнца, Л — ее изображение, представляющееся наблюдателю О.

другой планете Солнечной системы. Тем самым еще раз было показано физическое родство планет и Земли.

До конца XVIII в. границей нашей планетной системы считалась орбита Сатурна. Но в 1781 г. эта граница отодвинулась почти на двойное расстояние. Английский астроном Вильям Гершель, наблюдая звезды в свой 7-футовый рефлектор, заметил 13 марта 1781 г. в созвездии Близнецов светило, имевшее вид диска. Сперва Гершель принял его за комету, но даль­нейшие наблюдения и вычисление орбиты показали, что это новая планета. Она была названа Ураном. Уран, по-видимому, не раз наблюдался и раньше, но благодаря небольшому блеску (6-я звездная величина) его принимали за звезду.

С помощью 20-футового рефлектора Гершель в 1787 г. открыл два спутника Урана: Титанию и Оберон, а в 1789 г., использовав 40-футовый рефлектор,—

два новых спутника Сатурна (Мимас и Энцелад). Гер­шель установил также период вращения Сатурна, измерил его сжатие, обнаружил колебания блеска спутника Сатурна Япета и четырех галилеевых спут­ников Юпитера, заметил сезонные изменения размеров

полярных шапок Марса.

XIX век в астрономии начался с открытия еще одной планеты — Цереры, которая была обнаружена 1 января 1801 г. Дж. Пиацци. Ее орбита оказалась лежащей между орбитами Марса и Юпитера. В 1802— 1807 гг. были открыты еще три планеты, орбиты которых находились в той же области: Паллада, Юнона и Веста. Все четыре планеты оказались очень малых размеров (200—1000 км в диаметре), благодаря чему их стали называть малыми планетами. Изображения малых планет почти не отличались от звезд, почему их назы­вают также астероидами (звездоподобными).

Начиная с 1845 г., «население» нашей планетной системы стало непрерывно пополняться за счет новых открытий малых планет. Рост инструментальной тех­ники и применение фотографии привели к открытию во второй половине XIX в. более 450 астероидов. Размеры вновь открывавшихся малых планет, как правило, были значительно меньше первых четырех и составляли несколько десятков километров в диа­метре.

В 1846 г. границы планетной системы вновь расши­рились. На этот раз причиной этому явилась не слу­чайная находка, а долгое кропотливое исследование. Точные измерения положений Урана за 65 лет, прошед­ших со времени его открытия, указали на наличие систематических расхождений с положениями, которые давала вычисленная орбита (при ее определении при­тяжение Юпитера, Сатурна и всех других известных планет было учтено). Это привело французского ученого Урбена Леверье и английского астронома Джона Адамса к мысли о том, что отклонения в движении Урана вызываются воздействием неизвестной планеты,

находящейся за Ураном.

Оба ученых независимо друг от друга поставили и решили задачу: по наблюдаемым отклонениям в дви­жении Урана найти положение и массу неизвестной планеты. Она была найдена астрономом Галле в Бер-

лине 23 сентября 1846 г. на основания указаний Леверье. Так был открыт Нептун.

Значение открытия Нептуна выходит за рамки одной лишь астрономии. В своем произведении «Людвиг Фейербах» Энгельс подчеркивает значение этого от­крытия как одного из самых ярких примеров познава­емости мира и достоверности научных знаний.

Две недели спустя после открытия Нептуна у него был, открыт спутник, который (значительно позже) назвали Тритоном. В 1848 г. был открыт 8-й спутник Сатурна — Гиперион и тогда же внутри двух ярких колец Сатурна было обнаружено третье — темное, получившее название «крепового». В 1851 г. были открыты еще два спутника Урана: Ариэль и Умбриэль» В 1877 г. были найдены два спутника Марса: Фобос и Деймос, в 1892 г. был открыт пятый спутник Юпи­тера, а в 1898 г.— девятый спутник Сатурна (Феба).

В XX в. открытия планет и их спутников продол­жались: была открыта 1 большая планета, 12 спутников и более 1500 малых планет (астероидов). Такое уве­личение числа открываемых астероидов (втрое больше, чем за весь ХIХ в.) связано целиком с применением фотографии и усовершенствованием аппаратуры и ме­тодики поисков. Свыше 100 малых планет было открыто на обсерватории в Симеизе (Крым) Г. Н. Неуйминым, С. И. Белявским, В. А. Альбицким и другими совет­скими астрономами. Симеизская обсерватория долгое время занимала в области открытия малых планет одно из ведущих мест среди всех обсерваторий мира, а теперь почетная роль в этом деле принадлежит Крым­ской астрофизической обсерватории АН СССР.

Последняя из известных нам больших планет — Плутон — была открыта в 1930 г. американским аст­рономом Клайдом Томбо после долгих поисков занептунной планеты. Эти поиски были предприняты на основании вычислений П. Ловелла, сделанных за 15 лет до этого. Ловелл, подобно Леверье и Адамсу, исследо­вал движение Урана (ибо Нептун к тому времени не прошел еще и половины своей орбиты с момента от­крытия). Ему удалось также обнаружить небольшие систематические отклонения в движении Урана, ко­торые были в 20 раз меньше, чем те, которые привели к открытию Нептуна. Но хотя Плутон был обнаружен

Недалеко от того места, которое было указано вычислениями, его масса оказалась настолько мала, что вопрос о значении теоретических расчетов и история его открытия остается спорным.

Новые спутники были открыты у Юпитера: VI и VII в 1904-1905 гг., VIII — в 1908 г., IX — в 1914 г., Х к XI — в 1938 г., XII - в 1951 г., XIII — в 4974 г. В 1948 г. был открыт пятый спугник Урана, названный Мирандой, в 1949 г.— второй слутник Нептуна, получавшая название Нереида, в 1966 г. был открыт десятый спутник Сатурна Янус, и, наконец, в 1978 г. был обнаружен спутник Плутона.

Изучение поверхностей планет не дали заметных успехов от времен Ломоносова до 70-х годов XIX в. Наличие атмосферы на Венере било подтверждено рядом исследователей, во попытке построить карту планеты в определить период ее вращения оставались безуспешными ввиду неясности и размытости пятен, изредка наблюдавшихся на ее поверхности. Долго не был известен и период вращения Меркурия. В 1882 г. Скиапарелли нашел его равным периоду обращения планеты вокруг Селена, т. е. 88 суткам, что считалось общепринятым до 60-х годов XX в., когда применение радиолокации позволило определить периоды вращения обеих планет.

Изменчивость деталей на поверхностях Юпитера и Сатурна привела некоторых ученых к выводу о том, что эти планеты не твердые, а огненно-жидкие и излу­чают свой собственный свет, помимо отраженного от Солнца. Такая точка зрения держалась до 20-х годов нашего века, т. е. до измерения планетных температур. Но уже в наше время с помощью космических методов было подтверждено собственное излучение Юпитера.

В 70-х годах XIX в. начались более тщательные наблюдения планет. Исследования Марса Дж. Скиапарелли, а затем П. Ловеллом, приведшие к созданию заманчивой гипотезы «каналов» на Марсе, точные наблюдения полос Юпитера (Ф. А. Бредихин и др.), открытие в 1768 г. Красного пятна на Юпитере, на­блюдения полос на Сатурне,— вот что производилось исследователями планет конца XIX в.

Применение астрофизических методов исследова­ния: фотометрии, спектроскопии, радиометрии и дру-

гих, начавшееся уже в нашем веке, дало гораздо более значительные результаты, которые будут изложены в следующих главах.

§ 3. ОБЗОР СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

Солнечная система представляет собой группу не­бесных тел, весьма различных по своим размерам и физическому строению. В эту группу входят: Солнце, 9 больших планет, десятки спутников планет, тысячи малых планет (астероидов), сотни комет и бесчисленное множество метеорных тел, движущихся как роями, так и в виде отдельных частиц. В настоящее время (1979 г.) нам известны 34 спутника и 2000 астероидов.

Все эти тела объединены в одну систему благодаря силе притяжения центрального тела — Солнца. В Солн­це сосредоточено 99,87% общей массы всех тел Солнеч­ной системы, и все остальные тела — планеты с их

Тело	Масса
Земля=1	в граммах
Солнце	3,3х105	2х1033
Юпитер		1,9х1030
Земля		6х1027
Луна	1,2х10-2	7,2х1025
Церера	2,0х10-4	1,2х1024
Эрот	4,5х10-10	2,7х1018
Адонис	3,3х10-13	2х1015
Аризонский метеорит		1011
Метеорит Каали		2х109
Метеорит Богуславка		2,6х105
Метеорит Бородино		3,2х102
Метеор 1-й величины		10-1
Метеор 6-й величины*)		10-3

*) Вообще говоря, блеск метеоров зависит не только от массы

метеорных тел, влетающих в нашу атмосферу и производящих явление метеоров, но и от их скорости. В данном случае имеется в виду масса метеорных тел в пред­положении, что скорость полета равна 55 км/сек.

спутниками, астероиды, кометы и метеоры — обраща­ются вокруг него.

Если сопоставить различные тела Солнечной си­стемы, выбрав за основной признак их массу, то полу­чится как бы непрерывная последовательность, что хорошо видно из табл. 1.

Заметим, что данные о массе астероидов, а также ме­теоритов Аризонского и Каали носят только предполо­жительный характер.

Таким образом, в Солнечной системе наблюдается огромный диапазон масс, особенно если учесть наличие в межпланетном пространстве космической пыли. Раз­личие в массах между Солнцем и какой-нибудь пылинкой

Диаметр

Масса

Рис. 5. Шкала масс небесных тел.

в тысячную долю миллиграмма будет составлять около 40 порядков, иначе говоря, отношение их масс будет выражаться числом с 40 нулями.

Планеты на этой «шкале масс» (которую можно упо­добить шкале длин волн) занимают область, охватываю­щую 15 порядков,— от крупнейшей планеты Юпитер до самого малого из известных нам астероидов — Адо­ниса (рис. 5).

При ознакомлении с планетами бросается в глаза резкое разделение их на три группы как по массе и другим физическим признакам, так и по расстояниям от Солнца. Эти группы: планеты-гиганты, или планеты типа Юпитера, планеты типа Земли и астероиды (ма­лые планеты).

К группе планет-гигантов принадлежат Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Эти планеты, обращающиеся на значительных расстояниях от Солнца, имеют боль­шие массы, малые плотности и быстрое вращение во­круг оси. Даже наименьшая планета из этой группы, Уран, по массе почти в пять раз превосходит все планеты «земной» группы, спутники и астероиды, вместе взятые. Наибольшая же планета, Юпитер, превосходит общую массу всех планет Солнечной системы, включая и своих ^собратьев» по группе, в два с лишним раза. Средняя плотность этих планет близка к плотности воды, а периоды вращения составляют 10—15 часов. Такое бы­строе вращение порождает значительную центробежную силу в экваториальных областях этих планет (где ли­нейная скорость вращения наибольшая), что приводит к образованию у них экваториального «горба» и к зна­чительному сжатию этих планет у полюсов, как видно из таблицы в Приложении 2.

Планеты «земной» группы, наоборот, имеют при срав­нительно небольшой массе высокую среднюю плотность (3,8—5,5 г/см³) и значительно большие периоды вращения: от 24 часов до 243 суток. Особое место занимает Плутон, по своим физическим свойствам, по-видимому, близкий к планетам «земной» группы, но находящийся от Солнца на очень большом расстоянии.

Третью группу составляют астероиды. Хотя их в настоящее время известно свыше 2000, общее число этих планет должно составлять несколько десятков тысяч. Несмотря на такое большое количество, общая масса астероидов по подсчетам акад. В. Г. Фесенкова и проф. С. В. Орлова не превосходит 0,001 массы Земли.

Большинство известных нам астероидов обращается между орбитами Марса и Юпитера, но целый ряд их, имея сильно вытянутые эллиптические орбиты, заходит внутрь орбиты Марса (Эрот, Амур) и даже Земли и Ве­неры (Аполлон, Адонис), а некоторые, наоборот, вы­ходят за пределы орбиты Юпитера (Гидальго). В 1949 г. был открыт астероид Икар, который в перигелии захо­дит внутрь орбиты Меркурия (!), приближаясь к Солнцу на 28 млн. км.

1 ноября 1977 г. астроном обсерватории Хейла в США (ранее известных как Маунт Вилсон и Маунт Па-ломар) Чарльз Коуэл открыл астероид с очень медлен-

ным видимым движением. Вычисления его орбиты пока­зали, что она лежит между орбитами Сатурна и Урана, лишь на небольшом участке заходя внутрь орбиты Са­турна. Альбедо и точные размеры этого астероида, на­званного Хироном, неизвестны; его диаметр заключен в пределах от 160 до 640 км. Не исключено, что в этой части Солнечной системы движется не только Хирон, но и другие астероиды.

Спутники планет по массе и размерам образуют как бы «переходную группу» между планетами земной груп­пы и астероидами.

Для Солнечной системы характерен ряд закономер­ностей. Орбиты больших планет имеют почти круговую форму и лежат почти в одной плоскости (некоторое от­клонение имеется у Плутона и Меркурия), все планеты вращаются в одном направлении, совпадающем с направлением вращения Солнца и почти всех планет (исключения — Венера и Уран). Наконец, распреде­ление расстояний планет от Солнца также, по-видимому, следует определенной закономерности. Это было под­мечено еще в конце XVIII в., когда Тициусом и Боде был предложен эмпирический «закон» планетных рас­стояний, выражаемый формулой

Rn =0,4+0,15x2^n-1 (1)

где n – порядковый номер планеты, а Rn – ее расстояние от Солнца в астрономических единицах.

В 1946 г. акад. О. Ю. Шмидт вывел иную формулу планетных расстояний, имеющую вид

(корень из)Rn =a+b(n-1) (2)

причем постоянные а и b для обеих групп больших планет различны, и номер планеты п считается для каждой группы отдельно.

В 1951 г. акад. В. Г. Фесенков предложил новую формулу для планетных расстояний, согласно которой расстояние каждой планеты от Солнца выражается так:

Rn = R_n-1 [1+Kc(Mn/Mc)^1/3 (2)

где Мп — масса планеты, Mc — масса Солнца, Кc — постоянная. Зависимость В. Г. Фесенкова хорошо представляет не только расстояния всех планет Солнеч-

Таблица 2

	Расстояние от Солнца
	по формуле
Планета	Тициуса — Боде	Шмидта	Фесенкова	наблюденное
Меркурий Венера Земля	0,55 0,70 1,00	0,39 0,67 1,04	0,43 0,64 0,98	0,39 0,72 1,00
Марс	1,60	1,49	1,55	1,52
Церера Юпитер Сатурн Уран Нептун Плутон	2,80 5,20 10,00 19,60 38,80 77,20	5,20 10,76 18,32 27,88 39,44	2,65 5,20 11,00 19,60 29,0 40,0	2,77 5,20 9,54 19,19 30,07 39,52

ной системы, включая астероиды, по применима и к системам спутников Юпитера, Сатурна и Урана.

В таблице 2 мы даем сопоставление планетных рас­стояний, полученных из наблюдений и на основании трех приведенных выше формул.

Все описанные закономерности имеют большое зна­чение для решения вопроса о происхождении планет Солнечной системы.

Заканчивая общий обзор Солнечной системы, не­обходимо отметить еще одно очень важное обстоятель­ство. Наша Солнечная система является системой устой­чивой, по крайней мере в течение нескольких сотен мил­лионов лет. Это означает, что формы, размеры и взаим­ная ориентировка орбит тел, ее составляющих, не могут значительно измениться с течением времени, претерпе­вая лишь периодические колебания около своих сред­них значений. Такой вывод был получен Ж. Лагран-жем, а затем П. Лапласом на основании рассмотрения вопроса о возможных изменениях планетных орбит под влиянием взаимных возмущений планет. Конечно, глав­ная причина устойчивости Солнечной системы заключа­ется в том, что 99,87% всей ее массы сосредоточено в Солнце.

Но Солнце — лишь одна из бесчисленных звезд, поэтому представляет интерес сравнить размеры и мас-

сы планет и звезд, чтобы яснее представить себе место планет во Вселенной среди других небесных тел.

Массы звезд составляют от 50—60 масс Солнца у сверхгигантов до 0,08 у некоторых карликов. Таким образом, на нашей «шкале масс» (см. рис. 5) звезды за­нимают крайнюю правую область, не перекрывающуюся с областью, занятой планетами. Наименее массивная из звезд все же в 80 раз превосходит по массе крупней­шую из известных нам планет — Юпитер.

Что говорят нам наблюдательные данные о сущест­вовании планет у других звезд?

Наличие у звезд темных спутников известно давно из наблюдений затменных переменных звезд. Однако определение размеров и масс этих спутников показы­вает, что это звезды, излучающие слабее, чем главная звезда; их массы того же порядка, что и у ярких звезд.

Только в 1938 г. шведский астроном Э. Хольмберг, изучив движение ряда ближайших к нам звезд, устано­вил существование у них невидимых спутников срав­нительно небольшой массы, лишь в 10—15 раз превы­шающей массу Юпитера.

В числе этих звезд — Проксима Центавра, 70 Зме­еносца, 61 Лебедя и др.

В дальнейшем эти звезды были подвергнуты более тщательному изучению. Подробное исследование звез­ды 61 Лебедя было произведено А. И. Дейчем на Пулковской обсерватории. Большие ряды наблюдений звезды Лаланд 21185, «летящей» звезды Барнарда, 61 Лебедя и некоторых других были получены на обсер­ватории Спроул (США) под руководством П. ван де Камла. Результаты упомянутых работ не только под­твердили существование планетоподобных спутников у этих звезд, но и дали более точные значения их масс и элементов орбит.

Таким образом, мы уже можем с определенностью сказать, что наша Солнечная система не одинока. Не приходится сомневаться в том, что дальнейшие иссле­дования дадут новые доказательства существования планетных систем в нашей Галактике

Г Л А В А II

МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ ПЛАНЕТ

§ 4. ОПРЕДЕЛЕНИЕ МАСС И ДИАМЕТРОВ ПЛАНЕТ

При изучении планет с физической точки зрения прежде всего необходимо знать их размеры и массу. Зная то и другое, можно легко вычислить и среднюю плотность планеты.

Определение масс планет, имеющих спутники, про­изводится на основании III закона Кеплера в его точной форме. Если М — масса Солнца, т1 и т2 — массы пла­неты и спутника, Т1 и Т2 — периоды обращения пла­неты вокруг Солнца и спутника вокруг планеты, а1 и а2 — большие полуоси их орбит, то III закон Кеплера можно написать в таком виде:

Т1²(М + m1)/ Т1²(m1+m2)=a1 ² /a2 ² (1)

Поскольку массы планет во много раз меньше массы Солнца,а массы спутников, как правило, ничтожны по сравнению с массами планет, мы можем пренебречь вторыми слагаемыми в скобках и получить отношение масс планеты и Солнца:

m1/ М =Т1²/Т2² x a2 ³ /a1 ³ (2)

Зная массу Земли, мы по этой формуле можем найти массу Солнца, а затем и тех планет, у которых имеются спутники.

Определение масс планет, не имеющих спутников, а также масс самих спутников и астероидов представляет собой более трудную задачу.

Массы Меркурия и Венеры были первоначально определены по тем возмущениям, которые они вызыва­ют в движении других планет. Полеты к этим планетам космических аппаратов позволили существенно уточ­нить значения их масс по их воздействию на траекторию аппарата. Масса Плутона до последнего времени была известна лишь весьма приблизительно, и лишь недавно, после открытия спутника Плутона, ее удалось уточнить. Масса Лупы была найдена пе воздействию на Землю, под влиянием которого Земля описывает маленький эл­липс вокруг их общего центра тяжести. Массы крупных спутников Юпитера можно определить по их взаимным возмущениям. Для остальных спутников, а также для астероидов приходится делать только приближен­ную оценку массы и диаметра по их блеску (см. § 7).

Линейный диаметр планеты легко определить, зная расстояние и измерив ее угловой диаметр. Так как уг­ловые диаметры планет очень малы (меньше 1'), мы можем написать:

D = Δsin d = Δd” sin 1”= Δd” /206 265 (3)

где Δ — расстояние планеты от Земли, d" — ее угловой диаметр, выраженный в секундах дуги, D — линейный диаметр.

Измерение угловых диаметров планет производится с помощью специального измерительного прибора — микрометра, помещаемого в фокусе телескопа. Наиболее употребительным является нитяной микрометр. Устрой­ство его таково. На неподвижной рамке укреплены пер­пендикулярно друг к другу две тонкие нити. Вдоль рамки, в направлении горизонтальной нити, может перемещаться другая рамка с вертикальной питью, параллельной вертикальной неподвижной нити. Дви­жение этой нити осуществляется с помощью микро­метрического винта, один оборот которого передвигает рамку на строго определенную величину (на так назы­ваемый шаг винта).

Для измерения углового диаметра планет микро­метр поворачивается так, чтобы направление горизон­тальной нити соответствовало измеряемому диаметру, поскольку у планет, имеющих значительное сжатие,

видимые диаметры, полярный и экваториальный, заметно отличаются друг от друга. Точность измерения у длиннофокусных телескопов доходит до сотых долей секунды дуги.

С помощью нитяного микрометра измеряются не только угловые диаметры всех планет, имеющих види­мые диски, но и их полярное сжатие, величина фазы, а также положение темных полос на Юпитере, протяжен­ность полярных шапок Марса и т. д.

Другим прибором, применяемым для измерений угловых диаметров и фаз планет, является гелиометр. Он представляет собой телескоп-рефрактор, объектив которого распилен по диаметру пополам, причем обе половинки могут раздвигаться с помощью микромет­рического винта вдоль их общего диаметра. Кроме того, вся система может поворачиваться вокруг оптической осп телескопа.

При раздвигании обеих половин объектива в окуля­ре вместо одного изображения планеты возникают два. Вращая микрометрический винт, можно добиться того, чтобы оба изображения планеты касались друг друга. Тогда, очевидно, одно из них будет смещено относитель­но другого как раз на величину углового диаметра пла­неты. Зная цену оборота винта гелиометра и произведя отсчет, мы получим нужную нам величину.

Понятно, что гелиометр сложнее нитяного микромет­ра, так как требует специальной оптики, тогда как последний может быть приспособлен к любому телес­копу. Кроме того, необходимость распиловки объек­тива гелиометра ограничивает его возможные разме­ры. Однако точность, с которой можно выполнять изме­рения, у гелиометра выше.

Измерения угловых диаметров планет можно произ­водить и по фотопластинкам. В этом случае приме­няются лабораторные измерительные приборы, глав­ными частями которых являются: столик, на который кладется пластинка, два микрометрических винта, пе­ремещающих ее по двум взаимно перпендикулярным направлениям, и микроскоп для рассматривания пла­нетных дисков, имеющих подчас очень малые размеры.

Чтобы перевести измеренные на пластинке величины в угловые единицы, надо знать масштаб снимка. Если снимок получен в фокусе объектива, то его масштаб

определяется соотношением

1"= F/206 265, (4)

т. е. 1" на снимке имеет длину, равную 1/206 265 фокус­ного расстояния объектива. Для объектива с фокусным расстоянием 2 м это будет всего лишь 0,001 мм, а для самого длиннофокусного в мире рефрактора Йоркской обсерватории — около 0,1 мм.

Если фотографирование производится с дополни­тельным увеличением, например, при помощи окуляра, то нужно определить постоянную увеличительной си­стемы, т. е. узнать, во сколько раз она увеличивает изображение. Эта величина дается формулой:

υ=r/f-1 (5)

где f — фокусное расстояние окуляра, а r — его рас­стояние от пластинки при фотографировании. Надо сказать, что получение снимков планет с большим увеличением (более 10 раз) ограничивается уменьшени­ем освещенности изображения (см. ниже § 6).

При серьезных работах вместо обычных окуляров для увеличения размеров изображения используют спе­циальные оптические системы. Например, можно при­менить вогнутую (рассеивающую) линзу (линзу Барлоу,), которая уменьшает угол схождения лучей и тем самым как бы увеличивает фокусное расстояние объектива, а стало быть, и размеры изображения планеты. Следует отметить, что вообще диски планет на фотографиях весьма невелики. Так, например, на снимках Марса, полученных в 1909 г. Г. А. Тиховым с 30-дюймовым рефрактором Пулковской обсерватории (F=14 м), диаметр изображения планеты равен примерно 1,5 мм. При использовании увеличительной системы даже со столь крупными телескопами можно получить диск Марса размером в 8—10 мм, а диск Юпитера — до 15 мм.

В таблице 3 даны угловые диаметры планет и неко­торых спутников при их наименьшем и наибольшем расстоянии от Земли.

Для крупнейшего в мире рефрактора предел точности измерений теоретически равен 0",1, но в реальных

Таблица 3

	Угловой диаметр		Угловой диаметр
Планета	наиболь­	Наимень­	Планета	наиболь­	наи­
	ший	Ший		ший	мень­ший
Меркурий Венера Марс Юпитер Сатурн Уран Нептун	12",9 65,8 25,5 50,1 20,7 4,0 2,5	4",9 10,0 3,5 30,7 15,0 3,3 2,2	Плутон Церера Юнона Ганимед Европа Титан Тритон	0,1 0,6 0,2 1,8 1,0 0,8 0,3

условиях наблюдений, из-за неспокойствия атмосферы и других искажений, он возрастает до О",2. Поэтому, как видно из табл. 3, Плутон среди больших планет, Тритон среди спутников и Юнона среди малых планет лежат па пределе возможности измерения из угловых диаметров.

Как уже говорилось выше, для оценки размерен небольших или удаленных от нас тел (спутников, асте­роидов) приходится применять косвенные способы, главным образом фотометрические (см. § 7).

§ 5. НАБЛЮДЕНИЯ ПОВЕРХНОСТЕЙ ПЛАНЕТ В ТЕЛЕСКОП

Этот метод, применяемый в астрономии с момента изобретения телескопа, т. е. уже почти 370 лет, вначале был почти единственным способом получать какие-либо сведения о поверхностях и атмосферах планет. Но даже в наше время, несмотря па развитие фотогра­фии, а также фотометрического и спектрального мето­дов исследования, метод непосредственных визуаль­ных наблюдений еще не потерял своего значения.

При визуальных наблюдениях планет большое зна­чение имеют основные оптические характеристики те­лескопа; диаметр объектива и применяемое увеличение, а также, разумеется, качество оптики.

Для того чтобы можно было хорошо рассмотреть диск планеты и детали на нем, важно, чтобы объектив телескопа был возможно большего диаметра. От диа­метра объектива целиком зависит его разрешающая сила,

т. е. способность показывать раздельно детали, нахо­дящиеся на очень близком расстоянии друг от друга. Разрешающая сила обычно выражается наименьшим угловым расстоянием, на котором детали еще видны раздельно. Для объектива идеального качества она вы­числяется по формуле

R=14”/D(см) (6)

Наконец, большое значение имеет увеличение, которое дает телескоп. Увеличение равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра. Таким образом, длин­нофокусный объектив при том же окуляре даст большее увеличение, чем короткофокусный.

Несомненно, что при большом увеличении можно лучше рассмотреть мелкие детали, однако применение больших увеличений имеет свою оборотную сторону. Во-первых, свет, собранный объективом, распределя­ется на значительно большую площадь и изображение становится менее ярким. Во-вторых, в такой же про­порции увеличиваются колебания изображения из-за неспокойствия атмосферы, сквозь которую мы смотрим на светило. Поэтому обычно наблюдатель, перепробовав в начале наблюдения несколько увеличений, останав­ливается на том из них, которое дает наилучший ре­зультат.

Чтобы избежать вредного влияния атмосферы на изображения, современные астрономические обсервато­рии строят обычно па высоких горах, где воздух чист,;

прозрачен и сравнительно спокоен. Примерами таких обсерваторий являются Астрофизическая обсерватория на горе Канобили (около Абастумани), французская обсерватория на горе Пик-дю-Мйди в Пиренеях и др.

Наблюдения планет в телескоп заключаются чаще всего в зарисовке вида планеты. При зарисовке наблю­датель старается возможно точнее передать то, что он видит. Рисунок обычно сопровождается тщательным описанием, цель которого — дополнить изображенное па рисунке (например, указать цвет деталей, поскольку рисунок делается обычно одноцветным).

Сравнение нескольких рисунков, сделанных раз­личными наблюдателями в одну ночь и даже с одним и тем же инструментом, показывает подчас большие раз-

2*

личия между ними. Это зависит от многих причин: от опытности наблюдателя, от его состояния, от манеры зарисовки и даже, как это ни странно, от той гипотезы строения поверхности планеты, которой придержива­ется наблюдатель. Как бы ни старался наблюдатель объективно передать вид планеты, он бессознательно будет в сомнительных случаях решать вопрос в пользу разделяемой им гипотезы. Ярким примером этого яви­лась дискуссия о каналах Марса, когда одни наблюда­тели видели на Марсе геометрическую сеть прямых линий, а другие, обладавшие более мощными инстру­ментами и наблюдавшие при лучших атмосферных ус­ловиях, не замечали ее.

Все это показывает, что визуальные наблюдения планет весьма субъективны, и делать из них какие-либо выводы можно только на основании длинного ряда наблюдений, желательно нескольких наблюдателей.

Вместе с тем визуальные наблюдения имеют то преи­мущество перед фотографированием планет, чт