Главная > Астрономия > Планеты и их наблюдение
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

§ 25. НАБЛЮДЕНИЯ МАРСА

Небольшой видимый диаметр Марса сильно ограничивает возможность наблюдения его любителями. Серьезные результаты могут быть получены с помощью телескопов в 200 мм и более.

Какие же наблюдения Марса могут проводить любители астрономии с пользой для науки?

Рис. 48. График таяния полярной шапки Марса в 1956 г. по наблюдениям на обсерватории Волгоградского планетария.

Задачу этих наблюдений можно сформулировать так: регистрация сезонных изменении на Марсе и явлений в его атмосфере (появление и перемещение облаков, пылевые бури и др.). Наблюдения таяния полярной шапки. Та из полярных шапок, где наступает весна, а затем лето, начинает таять. Ее граница отступает к полюсу. Задачей нападений является определение скорости таяния полярной шапки, ее формы и положения центра.

Для этош надо тщательно зарисовывать положение границы полярной шапки, по возможности несколько раз в течение ночи. Еще лучше будет, если в эту работу включатся несколько коллективов любителей, расположенных на равных долготах: наблюдая Марс в разные моменты (по всемирному времени), они смогут изучать положение границы шапки на разных долготах планеты.

По окончании периода наблюдений строится график, подобный приведенному на рис. 48. Для этого нам нужно знать на каждый день наблюдений расстояние L границы шапки от полюса.

Размеры шапки можно определять не только по рисункам, но и измеряя ее окулярным микрометром. Об устройстве микрометра было сказано в § 4. Нужно измерять видимую ширину шапки я полярный диаметр планеты (измерению экваториального диаметра может помешать эффект фазы). Пусть мы получим из этих измерений (их надо делать не менее 10 за ночь) видимую ширину шапки b и видимый диаметр диска d (в любых единицах: секундах дуги, оборотах винта микрометра и т. д.). Составляем пропорцию

откуда вычисляем В в километрах, подставив км. По значению В нетрудно вычислить расстояние границы шапки от полюса (или от центра шапки)

где R — радиус Марса. После этого наносим L на график в функции времени и с его помощью определяем скорость таяния полярной шапки.

Наблюдения облаков. Облака в атмосфере Марса бывают двух типов: бело-голубые, состоящие, по-видимому, как и земные облака, из капелек воды и кристалликов льда, и желтые, пылевые. Белоголубые облака лучше всего выделяются в синий светофильтр, желтые — в оранжевый или красный. Желая с определенностью различить облако, надо предварительно в течение не менее чем двух месяцев систематически наблюдать Марсх чтобы освоиться с видом основных его деталей — «морей» и материков.

Тогда появление облаков будет легче распознать по изменению очертаний «морей», закрытых облаком или облаками. Облака над материками выделяются как яркие или светлые пятна. Пылевые облака обычно возникают именно над материками, чаще всего над Аргире, Ноахис, Элладой. Замеченное облако надо как можно тщательнее нанести на рисунок, а если есть возможность — сфотографировать планету сквозь светофильтры (см. § 29). За облаком надо следить в течение нескольких суток, пока оно не исчезнет. По таким наблюдениям можно составить карту перемещения облака, а по ней — определить скорость ветра на Марсе.

Наблюдения пылевых бурь. Как уже говорилось в § 15, на Марсе иногда возникают мощные пылевые бури, охватывающие порой целое полушарие и длящиеся от двух недель до нескольких месяцев. Такие бури наблюдались в 1956, 1971, 1973 и 1975 гг. Раньше их замечали только во время великих противостояний, но в последние годы удалось выяснить, что пылевые бури чаще возникают вблизи перигелия, когда нагрев Марса лучами Солнца, а значит, и энергия переходящая в ветровые движения в его атмосфере, максимальны. Поэтому наблюдателям, желающим «выследить» начало пылевой бури, рекомендуется начинать наблюдения за полтора месяца до прохождения Марса через перигелий. (К сожалению, даты прохождения Марса через перигелий в «Астрономическом Календаре» ВАГО не приводятся, но их можно без труда определить по приводимой в календаре таблице значений радиуса-вектора Марса , т. е. его расстояний от Солнца. Эти значения приводятся через 5-суточные интервалы. Выбрав дату с минимальным значением , мы определим тем самым дату перигелия с ошибкой не более двухтрех суток.)

Пылевые бури на Марсе происходят обычно в южном полушарии, где прохождение планеты через перигелий приходится на лето (см. § 15). Они начинаются с появления светлых пылевых облаков над одним из материков. Эти облака перемещаются, число и площадь их растут. Иногда (как это было в 1956 г.) область пылевой бури захватывает полярную шапку, и шапка исчезает, скрывается под пеленой пыли.

Изменяются привычные контуры «морей» и материков. Потом постепенно пыль оседает и детали альбедо снова принимают свой прежний вид, хотя бывают и «рецидивы» (повторные вспышки) пылевой бури.

От наблюдателей требуется как можно точнее регистрировать все изменения на диске Марса: изменения контуров деталей, появление и перемещение светлых пятен, их яркость, усиление или ослабление контрастов между «морями» и материками, между светлыми пятнами и окружающей местностью.

Для регистрации интенсивности деталей Марса рекомендуется применять следующую шкалу, предложенную американским астрономом (французом по национальности) Ж. Вокулером.

В этой шкале темный фон ночного неба принимается за 10, а яркость полярной шапки в период марсианской весны — за 0. Но так как наблюдателю трудно запомнить яркость шапки весной на весь период наблюдений, можно принять в качестве второй основной точки шкалы среднюю яркость материков близ центра диска, равную 2. Таким образом, значение баллов этой шкалы будет примерно таково:

— 1 — наиболее яркие участки полярной шапки;

0 — средняя яркость полярной шапки;

1 — светлые пятна, выделяющиеся своей яркостью на общем фоне материков;

2 — материки близ центра диска;

3 — наиболее слабые темные пятна: «моря», «озера» (например, Гесперия, Нильское озеро);

4 — средние по интенсивности «моря» (например, Море Крона, Эритрейское море);

5 — более темные «моря» (Киммерийское море, Большой Сирт);

6 — особенно темные «моря» и отдельные участки в них (Море Сирен, залив Гомера на северной оконечности Киммерийского моря);

7 — наиболее темные участки «морей» (главным образом в период весеннего таяния полярной шапки);

8 и 9 — детали такой интенсивности на Марсе не встречаются;

10 — фон ночного неба.

Необходимо, однако, иметь в виду, что интенсивность «морей», перечисленных выше, изменяется в довольно широких пределах.

Поэтому интенсивность темных и светлых деталей надо сравнивать с интенсивностью материков близ центра диска, разделив мысленно интервал между ней и фоном неба на восемь частей. Точность оценки в начале наблюдений составляет около 0,5 балла, но затем повышается, доходя у опытных наблюдателей до 0,2 балла.

Наблюдения желательно проводить не только в общих лучах, но и через светофильтры: красный, желтый, зеленый и синий. Независимые оценки интенсивности деталей при наблюдениях со светофильтрами дадут представление и об их цвете, и об изменениях цвета в период пылевой бури. Кроме того, при наблюдениях в рефрактор светофильтры уменьшают вредное влияние хроматической аберрации.

При зарисовках Марса надо обязательно указывать направление суточной параллели в виде стрелки (для этого надо подвигать изображение планеты взад-вперед ключом по часовому углу). Это необходимо для ориентировки рисунка.

Ближайшее великое противостояние Марса наступит лишь 29 сентября 1988 г. Весьма удобным для наблюдений будет также предшествующее ему противостояние 10 июля 1986 г. Однако наблюдатели, имеющие хорошие инструменты (самодельный рефлектор более 200 мм) или могущие наблюдать на народной обсерватории, должны использовать и «обычные» противостояния Марса, тем более, что в 80-х годах условия видимости планеты с каждым противостоянием будут улучшаться.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление