Луна может покрывать как звезды, так и планеты. В этом случае имеет смысл проводить не только визуальные, но и фотографические наблюдения. Большой интерес представляют наблюдения покрытий звезд планетами. Из-за наличия у планет атмосферы исчезновение звезды при покрытии происходит постепенно. При наблюдении планеты Сатурн иногда может особенно повезти — вы увидите покрытие звезд кольцами планеты. Но такие наблюдения требуют особой тщательности — следует фиксировать малейшие изменения в яркости звезды, даже если звезда все время остается видимой. О покрытии звезд малыми планетами (астероидами) мы расскажем далее.
Солнце
Солнце — настолько яркое небесное тело, что при его наблюдении необходимо соблюдать особые меры предосторожности. Ни невооруженным глазом, ни в какой-либо прибор на него нельзя смотреть без защитных приспособлений. Даже при пользовании небольшой линзой в глаз попадает настолько много света, что это может привести к длительной потере зрения или полной слепоте. Любому из нас приходилось неоднократно убеждаться в этом, когда солнечные лучи попадали на лицо и слепили глаза. Яркость Солнца значительно меньше, когда оно находится низко над горизонтом, но и в этом случае при наблюдении следует быть предельно осторожным.
Безопаснее и проще всего спроектировать изображение Солнца на белый экран. Наиболее удобен для этих целей небольшой рефрактор. Рефлекторы, если они не сконструированы особым образом, не годятся для таких наблюдений. (При отсутствии телескопа вы вполне можете воспользоваться половиной бинокля.) В целях безопасности перед наблюдением убедитесь, что искатель телескопа (или объектив второй половины бинокля) закрыт крышкой. Экран с белым листом бумаги жестко прикрепите за окуляром перпендикулярно оптической оси. Используя тень телескопа как гидирующее устройство, наведите телескоп на Солнце. Перемещением экрана вдоль оптической оси добейтесь нужного размера изображения Солнца, а его резкость подрегулируйте, соответствующим образом подбирая и перемещая окуляр. Телескоп нельзя оставлять наведенным на Солнце слишком долго, поскольку солнечные лучи, сконцентрированные на окуляре, могут так разогреть его, что он выйдет из строя, особенно если окуляр представляет собой сложную систему склеенных линз.
Использование простого экрана не совсем удобно даже при наличии защиты от прямого солнечного света. Экран лучше поместить в легкий корпус и жестко закрепить его на окулярной части. Изображение Солнца рассматривается через специальное отверстие. Пытайтесь так подобрать размер проекционной камеры и окуляра, чтобы изображение Солнца имело стандартный диаметр — 152 мм.
При визуальных наблюдениях Солнца в телескоп не вздумайте пользоваться обычными светофильтрами — они не безопасны. Это относится даже к стеклянным, так называемым солнечным фильтрам, которыми снабжены небольшие рефракторы. Особенно опасны фотографические нейтральные и поляризационные фильтры, так как они могут пропускать невидимое, но вредное для глаз инфракрасное излучение.
Безопасны только специальные отражательные фильтры. Они представляют собой стеклянную пластинку с отражательным металлическим покрытием или специальную майларовую пленку, которые крепятся перед объективом. Такие фильтры пропускают менее 1% света. Отражаясь от фильтра, солнечный свет не попадает внутрь телескопа и не нагревает его, что весьма существенно при наблюдениях. Хотя эти фильтры пропускают малое количество света, все же приходится уменьшать апертуру телескопа.
Наиболее удобна для наблюдения Солнца экваториальная установка телескопа. В этом случае легко следить за суточным перемещением Солнца по небу и его ориентацией. При наблюдении изображения Солнца, спроецированного на экран, иногда возникают трудности с его ориентацией. Чтобы правильно сориентироваться, достаточно слегка сместить изображение Солнца поочередно вдоль каждой из осей. Если вы не пользуетесь специальными приспособлениями, то ориентация изображения Солнца на экране отличается от истинной (видимой невооруженным глазом) только тем, что западный и восточный края солнечного диска меняются местами.
Рис. 90. Единственный безопасный способ визуального наблюдения Солнца — спроецировать его изображение на белый экран (показано устройство простейшей проекционной камеры).Рис. 91. Этот любительский снимок Солнца сделан с помощью специальной установки (спектрогелиографа), которая создает изображение Солнца на определенной длине волны спектра. Чтобы получить изображение протуберанцев, видимых на лимбе, потребовалась длительная экспозиция, что привело к передержке и потере деталей на изображении солнечного диска.
На экране заранее нарисуйте окружность — контур изображения Солнца нужной величины — и нанесите на нее слабую сетку из прямых линий. Такой же контур с отчетливой сеткой начертите на отдельном листе и в дальнейшем подкладывайте его под полупрозрачный лист бумаги, на котором будете делать зарисовки Солнца. Благодаря такому нехитрому приспособлению можно точно наносить на рисунок расположение наблюдаемых деталей солнечной поверхности. Приступая к наблюдениям, отрегулируйте положение проекционной камеры таким образом, чтобы северный и южный края солнечного диска лежали точно на линиях сетки. (При азимутальной монтировке телескопа регулировку придется производить неоднократно на протяжении всего наблюдения.)
При наличии отражательных фильтров можно вполне удовлетворительно заниматься фотографированием Солнца. Не фотографируйте Солнце через длиннофокусные объективы без упомянутых выше мер предосторожности, поскольку солнечное тепло может вывести из строя затвор фотокамеры.
Детали солнечной поверхности
Солнце представляет собой типичную, сравнительно небольшую звезду (его диаметр составляет 1392 530 км). Оно находится на расстоянии одной астрономической единицы от Земли (1 а.е. = 147 597 870 км), а его видимый угловой диаметр равен всего лишь примерно 30'. И тем не менее Солнце — единственная звезда, которую мы можем изучать в деталях, наблюдая на ее поверхности много интересных образований.
Видимую поверхность Солнца называют фотосферой. Самые заметные структурные образования на ней — пятна. Они обычно состоят из темного центрального ядра (тень), окруженного менее темной областью (полутень). При благоприятных условиях в полутени удается различить радиальные структуры. При длительных наблюдениях (в течение нескольких дней) можно заметить перемещение пятен поперек солнечного диска, что обусловлено вращением Солнца вокруг собственной оси. Так как Солнце представляет собой раскаленный газовый шар, разные его части вращаются с разной скоростью; экваториальные области — быстрее приполярных; средний период вращения Солнца вокруг своей оси составляет 27,27 суток. Видимое перемещение солнечных пятен по диску зависит от наклона оси вращения Солнца относительно оси вращения Земли. На лимбе пятна кажутся сплюснутыми.
Солнечные пятна кажутся темными потому, что они холоднее окружающей поверхности. Солнечные пятна — это области с особенно сильным магнитным полем, часто два пятна с противоположной полярностью магнитного поля объединяются в тесную пару. Наблюдаются также сложные группы пятен, охватывающие значительные области солнечной поверхности. Отдельные солнечные пятна представляют собой короткоживущие образования, которые через несколько дней полностью исчезают. В отличие от этого группы пятен и центры активности обычно более устойчивы; их эволюцию можно проследить день за днем на протяжении 7-10 суток, когда они хорошо видны на диске Солнца. Наиболее долгоживущие группы пятен могут скрываться и вновь появляться из-за лимба в течение нескольких периодов вращения Солнца. Подсчет числа активных областей на солнечном диске — задача довольно простая, но вместе с тем весьма важная.
Рис. 92. К числу основных деталей, видимых на поверхности Солнца, относятся пятна и факелы, а также общее потемнение солнечного диска к краю.
Число и распределение солнечных пятен меняется примерно с одиннадцатилетним периодом; его называют 11-летним циклом солнечной активности. Этот цикл действительно отражает общую солнечную активность, и изменение пятен — лишь незначительная, хотя и наиболее заметная ее черта. В начале каждого цикла небольшие пятна появляются сначала в обоих полушариях Солнца — на широтах выше 35°. В дальнейшем центры активности и пятнообразования медленно перемещаются к экватору, причем максимальное число пятен образуется на широте ±15°. Достигнув максимума, число пятен начинает уменьшаться. В то время как старые области активности продолжают медленно смещаться к экватору, на высоких широтах зарождаются пятна и центры активности нового цикла.
