Где и когда?

Вот вы решили приступить к астрономическим наблюдениям. Объект наблюдения выбран, ночь ясная. Остается выяснить, где на небе искать выбранный вами объект. С чего следует начать?

Земля шарообразна и, кроме того, одновременно участвует в двух главных движениях - вращается вокруг оси и обращается вокруг Солнца. По этим причинам вид звездного неба, или, точнее, видимое расположение звезд на небе по отношению к горизонту, зависит в основном от трех обстоятельств: положения наблюдателя на земном шаре, момента суток и календарной даты. Значит, нельзя ответить на вопрос, где виден тот или иной объект звездного мира, если неизвестно, когда производятся наблюдения. При этом, еще раз подчеркнем, положение наблюдателя на земном шаре, точнее, географическая широта места наблюдателя, считается известным. Для того чтобы разобраться более подробно во всех этих вопросах (что необходимо при пользовании звездными картами), познакомимся в самых общих чертах с некоторыми основными понятиями сферической астрономии.

Простейшие астрономические явления, знакомые каждому еще с детских лет, совершаются "на небе". По небу движутся Солнце и Луна, на чистом ночном небе видны тысячи звезд, а нередко, к досаде астрономов, небо бывает пасмурным.

Слово "небо" так часто употребляется астрономами, что, приступая к наблюдениям звездного "неба", необходимо прежде всего уточнить, что современная наука понимает под этим термином.

Когда мы находимся на открытом месте (например, в поле или на море), весь мир представляется нам как бы разделенным на две части. Под ногами у нас земная поверхность или вода, а все, что мы видим над нею, составляет небо. Можно сказать, таким образом, что небом называется мировое пространство, рассматриваемое сквозь воздушную оболочку Земли - атмосферу.

Земная атмосфера несколько искажает истинную картину космоса. Во-первых, облачные атмосферные образования в большей или меньшей степени препятствуют астрономическим наблюдениям. Во-вторых, из всех лучей, идущих на Землю от Солнца, земная атмосфера сильнее всего рассеивает синие и голубые лучи. Благодаря этому небо в ясную погоду кажется голубым, тогда как при отсутствии атмосферы небо и днем и ночью выглядело бы одинаково черным. В-третьих, наконец, воздушная оболочка Земли слегка изменяет направление светового излучения небесных тел, ослабляет (за счет поглощения) их интенсивность и даже влияет на их цвет. Поэтому, в частности, звезды кажутся мерцающими и переливающимися всеми цветами радуги.

Но все эти искажения невелики, и в целом можно утверждать, что земная атмосфера обладает большой прозрачностью^*.

^* (Имеется в виду видимый глазом участок спектра.)

Небо всегда кажется нам почти сферическим куполом, опирающимся своими краями на земную поверхность. Этот обман чувств послужил причиной для всех древних идей о "небесной тверди" или твердом небосводе. Хотя в настоящее время никто из мало-мальски образованных людей не считает небо твердым куполом, термин "небосвод" сохранился. Мы будем понимать под этим словом то обманчивое восприятие "небесного купола", которое свойственно всем людям.

Столь же широко распространен и другой обман чувств. Мы не ощущаем разницы в расстояниях до Солнца, Луны и звезд. Все небесные светила кажутся нам одинаково удаленными от Земли и движущимися по одному "небосводу".

Поэтому, рассматривая небесные явления, астрономы для удобства рассуждений представляют себе некоторую воображаемую сферу произвольного радиуса с центром в глазу наблюдателя, на поверхность которой проектируются изображения небесных светил. Такая условная сфера получила название небесной сферы.

В некоторых случаях центр небесной сферы совмещают мысленно с глазом не реального, а воображаемого наблюдателя, помещаемого, например, в центре Солнца или другой точке Вселенной.

Небесная сфера - это, разумеется, не какое-то реальное образование, а условное геометрическое построение, введенное для удобства измерений видимых положений светил.

Радиус небесной сферы считается произвольным (и не обязательно очень большим) именно потому, что расстояния до небесных тел при первоначальных наблюдениях не играют роли и приходится ограничиваться угловыми измерениями на небе. А при таких измерениях, как известно, длина сторон угла на величину угла никак не влияет. Представим себе теперь наблюдателя, находящегося на поверхности Земли, и описанную вокруг него небесную сферу (рис. 19). В каждом пункте земной поверхности с помощью отвеса легко определить направление отвесной, или вертикальной линии. Она пересечет небесную сферу в двух точках Z и Z'. Та из них, которая находится прямо над головой наблюдателя, называется зенитом (Z), а противоположная точка Z' - надиром (рис. 20).

Рис.19. Небесная сфера

Рис.20. Горизонтальная система координат

Проведем через центр небесной сферы (глаз наблюдателя) горизонтальную плоскость. Окружность, по которой эта плоскость пересекает небесную сферу, называется истинным или математическим горизонтом.

Нетрудно сообразить, что математический горизонт не совпадает с видимым, или наблюдаемым горизонтом. Последний состоит из точек, в которых луч зрения наблюдателя касается земной поверхности. Так как плоскость математического горизонта расположена над земной поверхностью, то математический горизонт всегда слегка "приподнят" над видимым горизонтом.

В дальнейшем для упрощения чертежей мы на рисунках небесной сферы не будем изображать ни Земли, ни наблюдателя, хотя их присутствие подразумевается.

Введенные понятия вертикальной линии и математического горизонта позволят нам теперь разобраться в простейших видимых движениях небесных светил, в частности звезд.

Общеизвестно, что наблюдаемое нами ежедневно движение Солнца по небосводу есть иллюзия. На самом деле почти равномерно вращается земной шар, и его вращение является причиной суточного движения Солнца, периодической смены дня и ночи.

Вращение Земли вызывает видимое суточное движение не только Солнца, но и всех других небесных светил. В этом легко убедиться путем несложных наблюдений.

Когда Солнце скроется за горизонт и наступит звездная ночь, обратите внимание на какую-нибудь яркую звезду в южной части неба. Заметьте ее расположение по отношению к какому-нибудь земному предмету, а затем повторите (с того же места!) наблюдение через полчаса или через час. Вы обнаружите, что наблюдаемая вами звезда заметно сместилась на небосводе. Легко проверить, что и все остальные звезды испытали при этом подобное же смещение. Следовательно, все звездное небо, как единое целое, кажется вращающимся вокруг Земли.

Возьмем теперь фотографический аппарат, установим его объектив на "бесконечность" и, укрепив неподвижно, направим его в северную часть звездного неба, туда, где виднеется Полярная звезда. Произведем снимок звезд с выдержкой около часа. Звезды благодаря своему видимому движению изобразятся концентрическими дугами, общий центр которых близок к Полярной звезде (рис. 21).

Рис.21. Суточное движение звезд в околополярной области

Таким образом, на небосводе или, точнее, на небесной сфере есть неподвижная точка вокруг которой, как нам кажется, движутся все наблюдаемые нами звезды. Она называется северным полюсом мира. Противоположная, также неподвижная точка небесной сферы называется южным полюсом мира (рис. 22). Прямая, соединяющая оба полюса мира, получила название оси мира. При наблюдении звездного неба создается обманчивое впечатление, что все звезды укреплены на какой-то невидимой прозрачной хрустальной сфере (так думали древние) и эта сфера медленно вращается вокруг оси мира, завершая полный оборот за сутки.

Рис.22. Небесный экватор и небесный меридиан

Если через центр небесной сферы провести плоскость, перпендикулярную к оси мира, то она пересечет небесную сферу по линии, которая называется небесным экватором. Небесный экватор делит небо на два полушария. То из них, в котором находится Полярная звезда, называется северным, а противоположное - южным. Нетрудно сообразить, что небесный экватор имеет такой же радиус, как и небесная сфера. Подобные окружности на поверхности любой сферы называются большими кругами данной сферы.

Видимые пути звезд в их кажущемся движении по небосводу параллельны небесному экватору. То же можно сказать и о видимых суточных путях Солнца и Луны.

Проведем мысленно плоскость через три точки: глаз наблюдателя, зенит и северный полюс мира. Она пересечет небесную сферу по большому кругу, который называется небесным меридианом. Небесный меридиан пересекает математический горизонт в двух точках, из которых ближайшая к северному полюсу мира называется точкой севера, а противоположная - точкой юга. Точки горизонта, отстоящие в обе стороны от этих точек на 90°, называются точками востока и запада. Очевидно, именно в этих точках с математическим горизонтом пересекается небесный экватор.

Прямая, соединяющая точки севера и юга, называется полуденной линией. Легко убедиться, что в полдень тени от всех предметов падают по направлению этой линии.

Наблюдая видимое движение звезд в южной части небосвода, можно заметить, что, проходя через небесный меридиан, они занимают при этом наивысшее положение над горизонтом. Наоборот, на участке небесного меридиана между северным полюсом мира и точкой севера звезда, пересекая небесный меридиан, оказывается в этот момент в наинизшем положении по отношению к горизонту. Первое из этих явлений называется верхней кульминацией звезды (или вообще какого-нибудь светила), а второе-его нижней кульминацией.

Таким образом, кульминацией светила называется его прохождение через небесный меридиан.

Продолжая наблюдения звездного неба, можно заметить, что звезды (для наблюдателя, находящегося в умеренных широтах) можно разделить на три группы. К первой из них отнесем все те звезды, которые в нижней кульминации проходят выше точки севера. Очевидно, что они никогда не пересекают линию горизонта и потому образуют группу незаходящих звезд (рис. 23).

Рис.23. Незаходящие и невосходящие звезды

Есть, разумеется, и такие звезды, верхняя кульминация которых происходит под горизонтом, ниже точки юга. Они принадлежат к группе невосходящих звезд. Наконец, между рассмотренными двумя зонами неба располагается область, в которой все звезды дважды в сутки (при восходе и заходе) пересекают линию горизонта. Они составляют группу восходящих и заходящих звезд.

Как уже говорилось, все звезды при своем видимом суточном движении, вызванном осевым вращением Земли, перемещаются на небесной сфере параллельно небесному экватору. Так как при этом угловое расстояние любой звезды от небесного экватора остается постоянным, естественно определять положение звезд на небесной сфере не относительно горизонта, а по отношению к небесному экватору. Угловое расстояние звезды от небесного экватора, обозначаемое греческой буквой δ^*, называется ее склонением.

^* (Греческий алфавит см. в Приложении IV в конце книги.)

Таким образом, склонением небесного светила называется угол между направлением из центра небесной сферы на данное светило и плоскостью небесного экватора.

Полуокружности, соединяющие полюсы мира, называются кругами склонения. Через данное светило всегда проходит один из кругов склонения.

Склонение измеряется в градусах, минутах и секундах дуги. Условились считать склонение положительным для светил, находящихся в северном полушарии неба, и отрицательным для светил в его южном полушарии. Легко сообразить, что все точки небесного экватора имеют склонение, равное нулю, а полюсы мира +90° (северный полюс) и - 90° (южный полюс).

Одно склонение еще не может полностью характеризовать положение светила на небесной сфере. Необходима вторая координата, которая вместе со склонением однозначно характеризовала бы положение светила на небесной сфере.

Эта вторая координата названа астрономами прямым восхождением и обозначается греческой буквой α. Поясним, как она определяется.

На небесном экваторе есть точка, в которой Солнце ежегодно бывает в день весеннего равноденствия, 20 или 21 марта. Поэтому данная точка, принимаемая за начало отсчета в экваториальной системе координат, называется точкой весеннего равноденствия. Ее обозначают особым условным значком (который не следует путать с греческой буквой γ).

Проведем через полюсы мира и данное светило круг склонения. Как видно из рис. 24, прямое восхождение светила равно углу между направлением из центра небесной сферы на точку весеннего равноденствия и плоскостью круга склонения данного светила.

Рис.24. Экваториальная система координат

Прямое восхождение светила отсчитывается в направлении против часовой стрелки, если смотреть со стороны северного полюса мира.

Хотя прямое восхождение, как и склонение светила, является некоторым углом, этот угол по ряду причин удобнее измерять не в градусах, минутах и секундах дуги, а в единицах времени.

Так как небесная сфера в своем кажущемся вращении вокруг наблюдателя завершает полный оборот за 24 часа, то отсюда следует, что в часовой мере угол в 360 градусов равен 24 часам. Следовательно, каждый час, как мера угла, соответствует 15 градусам, а каждый градус - 4 минутам времени. Соотношение часовых и градусных единиц выглядит следующим образом:

 360° соответствуют 24 часам, 
 15° соответствуют 1 часу, 
 1° соответствует 4 минутам,
 15' соответствуют 1 минуте, 
 1' соответствует 4 секундам. 

В сокращенной записи прямого восхождения часы, минуты и секунды обозначаются русскими буквами "ч", "м", "с" или латинскими "h", "m", "s" (например, 5^Ч12^М6^С или 5^h12^m6^s).

Прямое восхождение и склонение светила называются его небесными экваториальными координатами.

Небесные экваториальные координаты весьма похожи на географические координаты, причем прямое восхождение подобно долготе, а склонение - широте. Географические координаты, в сущности, также могут быть названы экваториальными, так как они определяются по отношению к земному экватору.

Как при вращении Земли широта и долгота городов остаются неизменными, так и при суточном вращении небесной сферы не меняются склонение и прямое восхождение всех звезд. В звездных каталогах, содержащих справочные сведения о различных звездах, указываются их экваториальные координаты. Что же касается "странствующих" небесных светил, перемещающихся на фоне звездного неба (Солнца, Луны, планет и др.), то их прямые восхождения и склонения, естественно, все время изменяются, как меняются и географические координаты земных путешественников.

Географические карты испещрены координатной сеткой - меридианами и параллелями. Подобный вид имеют и карты звездного неба.

При путешествии вдоль какого-нибудь географического меридиана легко заметить, что угловая высота Полярной звезды над горизонтом не остается постоянной. По мере продвижения на юг она уменьшается и Полярная звезда постепенно приближается к горизонту. Наоборот, при путешествии на север Полярная звезда приближается к зениту.

Подобным образом изменяется и высота над горизонтом северного полюса мира, рядом с которым находится Полярная звезда.

Легко доказать, что высота северного полюса мира над горизонтом всегда равна географической широте места.

Рассмотрим рис. 25, на котором изображен земной шар. В любой точке Земли ось мира параллельна земной оси, и поэтому высота полюса мира и географическая широта данного пункта являются углами с взаимно перпендикулярными сторонами (ось мира всегда перпендикулярна к плоскости земного экватора, а радиус Земли, проведенный в пункт наблюдения, перпендикулярен к касательной горизонтальной плоскости).

Рис.25. Теорема о высоте полюса мира

Следовательно, эти углы равны, то есть высота северного полюса мира равна географической широте места. Этот вывод иногда называют теоремой о высоте полюса мира.

Отсюда, как неизбежное следствие, вытекает, что вид звездного неба и видимые движения небесных светил на различных широтах существенно различны.

Мы уже познакомились с видом звездного неба и движением небесных светил в умеренных широтах (например, в Москве). Посмотрим, как изменится наблюдаемая картина при нашем воображаемом перемещении на Северный полюс и на земной экватор.

По мере нашего продвижения к северу высота полюса мира и Полярной звезды будет непрерывно увеличиваться. Когда мы окажемся на Северном полюсе Земли, то северный полюс мира совпадет с зенитом, а небесный экватор - с горизонтом. При этом высота полюса мира будет равна 90°, то есть географической широте Северного полюса Земли.

Так как при своем кажущемся суточном движении все звезды перемещаются параллельно небесному экватору, то на Северном полюсе Земли они будут двигаться параллельно горизонту. Здесь нет восходящих и заходящих звезд. На Северном полюсе все звезды северного полушария неба являются незаходящими, а южного полушария неба - невосходящими.

На Северном полюсе Земли теряет смысл понятие сторон горизонта. Здесь всюду юг, так как, тронувшись с Северного полюса Земли в любом направлении, мы непременно пойдем вдоль какого-нибудь меридиана, то есть на юг. На Северном полюсе Земли бессмысленно говорить о кульминациях звезд, - ведь их высоты в течение суток не изменяются.

На Южном полюсе Земли, в центре Антарктического материка, можно наблюдать подобную же картину. Над головой будут видны только звезды южного полушария неба, а южный полюс мира будет совпадать с зенитом. Однако здесь, как и на Северном полюсе, все звезды в течение суток описывают на небесной сфере пути, параллельные горизонту.

Иная картина будет наблюдаться на земном экваторе. Географическая широта всех его точек равна нулю. Следовательно, нулю должна быть равна для наблюдателя и высота северного полюса мира. Таким образом, на земном экваторе полюсы мира совпадают с точками севера и юга, а ось мира лежит в горизонтальной плоскости, совпадая с полуденной линией. Небесный экватор здесь проходит через зенит, и его плоскость перпендикулярна к плоскости горизонта. Отсюда следует, что и все звезды для наблюдателя на земном экваторе будут двигаться в течение суток по окружностям, плоскости которых перпендикулярны к горизонтальной плоскости. На земном экваторе нет невосходящих звезд. Здесь все звезды в течение суток дважды пересекают линию горизонта, а если бы не мешало Солнце, за сутки можно было бы увидеть все звездное небо.

Земля обращается вокруг Солнца, и потому в разные моменты года Солнце при наблюдениях с Земли проектируется на различные участки звездного неба. Так возникает еще одна иллюзия, вызванная обращением Земли вокруг Солнца, - кажущееся годовое движение Солнца на фоне звезд.

Путь, по которому Солнце перемещается на фоне созвездий, называется эклиптикой (рис. 26).

Рис.26. Небесный экватор и эклиптика

Эклиптика представляет собой окружность, пересекающуюся с небесным экватором под углом в 23½ градуса. Точки пересечения небесного экватора и эклиптики называются точками весеннего равноденствия (обозначается символом ) и осеннего равноденствия (обозначается символом ). Точки солнцестояний (летнего и зимнего) отстоят по эклиптике от точек равноденствий в обе стороны на 90°.

Взаимное расположение эклиптики и небесного экватора изменяется так медленно, что в большинстве случаев их можно считать относительно друг друга неподвижными. Неподвижна (в первом приближении) и точка весеннего равноденствия относительно звезд. Иначе говоря, эта воображаемая и ничем не отмеченная на небе точка ведет себя, как звезда: восходит, заходит и кульминирует.

На звездном небе эклиптика проходит по 12 созвездиям, называемым зодиакальными, или просто зодиаком. Вот их названия: Рыбы, Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей^*. Большинство из этих созвездий имеют названия животных. Поэтому в древности их и назвали "зодиаком", что в переводе означает "пояс животных".

^* (Есть на небе и тринадцатое - не зодиакальное - созвездие, через которое проходит небольшой участок эклиптики, - созвездие Змееносца.)

Благодаря годовому движению Солнца по созвездиям вид звездного неба в течение года непрерывно изменяется. Созвездие, в котором в данный момент находится Солнце (точнее, на которое оно проектируется с Земли), наблюдению недоступно, так как восходит и заходит вместе с Солнцем, кульминируя в полдень. Наоборот, созвездие, противоположное Солнцу (например, в декабре созвездие Тельца), отлично видимо всю ночь и кульминирует в полночь. Через месяц кульминирует область неба, имеющая прямое восхождение, большее на 2 часа (созвездие Близнецов, см. карты Приложения V) и т. д.

Так как Солнце непрерывно движется по эклиптике, то в полночь в разные месяцы года будут кульминировать разные созвездия. Поэтому, например, летом по вечерам видны одни созвездия (кроме незаходящих), зимой - другие. Странствуя на фоне звездного неба, Солнце своим присутствием как бы "гасит" одно созвездие за другим. Через некоторое время Солнце возвращается к исходной точке эклиптики, и снова начинается прежний цикл уже знакомых изменений. Одновременно с этим и Земля полностью завершает свой очередной оборот вокруг Солнца.

Познакомимся теперь с основными принципами измерения времени. Оказывается, ответ на вопрос "когда?" далеко не так прост, как может показаться с первого взгляда.

Период полного оборота Земли вокруг Солнца, называемый годом, служит единицей для измерения крупных отрезков времени. Меньшие промежутки времени измеряют сутками и их долями - часами, минутами и секундами. Основой для таких измерений служит осевое вращение Земли, которое происходит почти идеально равномерно. Именно поэтому астрономы рассматривают земной шар как естественные часы, "ход" которых более равномерен, чем ход любого хронометра.

Вращение Земли, как уже говорилось, порождает видимые суточные движения небесных светил. Их расположение на небе по отношению к небесному меридиану можно охарактеризовать так называемым часовым углом t (см. рис. 24).

Часовой угол - это угол между плоскостью круга склонения, проходящего через данное светило, и плоскостью небесного меридиана. Часовые углы светил, как и их прямые восхождения, отсчитываются в единицах времени, но в противоположном направлении: от южной части небесного меридиана к западу, то есть в сторону суточного движения светил.

Например, когда точка весеннего равноденствия заходит (в точке запада), ее часовой угол равен 6 часам, а когда она восходит (в точке востока) - 18 часам.

Часовые углы небесных светил непрерывно изменяются пропорционально времени, и поэтому их используют при измерении времени.

Практическая жизнь человека связана с Солнцем, с его видимым движением по небосводу. Основной единицей при измерении времени по Солнцу служат так называемые истинные солнечные сутки.

Истинными солнечными сутками называется промежуток времени между двумя последовательными верхними кульминациями центра видимого диска Солнца. Так как момент верхней кульминации Солнца называется истинным полднем, то можно сказать, что истинные солнечные сутки равны промежутку времени между двумя смежными истинными полуднями.

За начало истинных солнечных суток принимается момент верхней кульминации центра Солнца, то есть истинный полдень. Измерив часовой угол Солнца, можно узнать, чему равно истинное солнечное время в данный момент.

Величина истинных солнечных суток не остается постоянной и слегка колеблется в течение года довольно сложным образом. Объясняется это тем, что измерение времени по Солнцу связано с движением вокруг него нашей Земли, которое (по второму закону Кеплера) неравномерно. Следовательно, и движение Солнца по эклиптике неравномерно, и из-за этого, а также из-за наклона эклиптики к небесному экватору в разные периоды года истинные солнечные сутки имеют разную продолжительность. Измерять отрезки времени переменной единицей масштаба, конечно, неудобно. В практической деятельности человека пользуются поэтому в качестве единицы времени не истинными, а так называемыми средними солнечными сутками.

Средними солнечными сутками называется средняя величина за год истинных солнечных суток. Эта величина всегда остается постоянной, как и ее доли (часы, минуты и секунды). Время, измеряемое средними солнечными сутками, называется средним солнечным временем. Это и есть то время, которое показывают наши часы. Оно достаточно хорошо связано и с наблюдаемым движением Солнца по небосводу, так как истинное солнечное время расходится со средним в разные дни года по-разному, но не более чем на четверть часа.

Точное время можно измерить не только по Солнцу, но и по звездам, наблюдая их кажущееся суточное движение. Основной единицей при этом считаются звездные сутки, равные промежутку времени между двумя последовательными верхними (или нижними) кульминациями одной и той же звезды. Время, измеряемое звездными сутками и их долями (звездными часами, минутами и секундами), называется звездным временем. Нетрудно догадаться (рис. 27), что между звездным временем 5 в данный момент, часовым углом t некоторой звезды и ее прямым восхождением ооооооа существует простая зависимость

Рис.27. Связь звездного времени и часового угла

Следовательно, в момент верхней кульминации звезды это уравнение приобретает вид S =α, то есть звездное время равно прямому восхождению кульминирующих звезд.

Если бы Солнце не перемещалось на фоне неба по эклиптике с запада на восток, солнечные сутки были бы равны звездным. На самом деле первые из них длиннее вторых, и легко сообразить, по какой причине: если, скажем, сегодня Солнце кульминирует одновременно с какой-нибудь звездой, то завтра этого уже не будет - Солнце слегка сместится к востоку, отстанет от звезды и солнечные сутки окажутся почти на четыре минуты длиннее звездных. На следующий день разница возрастет до 8 минут и т. д.

Зная положение Солнца на звездном небе, можно несложными вычислениями перейти от звездного времени к солнечному и обратно^*.

^* (См. в кн.: Астрономический календарь: Постоянная часть. - М.: Наука, 1981 и Астрономический календарь: Переменная часть на любой год.)

Проблема измерения времени осложняется еще и тем, что в один и тот же момент времени на разных географических меридианах кульминируют разные светила.

Допустим, что в некотором пункте (рис. 28) земного шара Солнце в данный момент находится в верхней кульминации, в плоскости небесного меридиана, которая совпадает с плоскостью географического меридиана данного пункта. Иначе говоря, в этом пункте - истинный полдень. Тогда очевидно, что на противоположном меридиане будет истинная полночь, а в пунктах, отстоящих от пунктов А и В по долготе на 90°, соответственно 6 ч утра и 6 ч вечера.

Рис.28. Местное время и долгота

Следовательно, на каждом земном меридиане есть свое местное время. Возникли бы, очевидно, большие неудобства и недоразумения, если бы каждый пункт земного шара жил по местному времени. Поэтому давно уже введено так называемое поясное время.

Астрономы условно разделили поверхность земного шара на 24 части, которые получили наименование часовых поясов. Нулевой часовой пояс выбрали так, чтобы его средний, центральный меридиан проходил через Гринвичскую обсерваторию (вблизи Лондона). Нумерация поясов возрастает от запада к востоку, таким образом, например, Москва оказалась во втором часовом поясе. Время, отсчитываемое на нулевом гринвичском меридиане, называется мировым временем.

Договорились в пределах одного и того же пояса жить по единому времени, а именно по местному времени центрального меридиана данного пояса. Вот это время и называется поясным временем.

Так как ширина каждого часового пояса по долготе составляет 1^Ч (или 15°), то местное время какого-нибудь пункта внутри данного часового пояса отличается от поясного не более чем на полчаса в ту или иную сторону^*. За полчаса смещение Солнца на небосводе весьма невелико, и потому поясное время, достаточно хорошо отражая движение Солнца по небосводу, вместе с тем практически весьма удобно. Благодаря поясному времени путешественник должен переставлять свои часы не непрерывно, а только при переезде в другой часовой пояс.

^* (По политическим и географическим причинам границы часовых поясов не всегда совпадают с меридианами, и потому указанная разница может иметь и несколько большую или меньшую величину.)

В 1930 г. декретом Совнаркома СССР все часы в Советском Союзе были переведены на 1^ч вперед по отношению к поясному времени. Это декретное время сохранилось и поныне. Благодаря декретному времени предприятия раньше кончают работать, а население раньше ложится спать. Во все месяцы года, кроме зимы, этим достигается значительная экономия электроэнергии, а практически декретное время почти так же удобно, как и поясное. Для той же цели весной и летом вводится летнее время. В нашей стране перевод часовой стрелки на час вперед осуществляется в последнее воскресенье марта, а возврат к декретному времени - в последнее воскресенье сентября.

Таким образом, например, часы любого москвича с октября по март показывают поясное время третьего часового пояса, а с апреля по сентябрь - время четвертого часового пояса.

Для упорядочения отсчета суток договорились, что каждые новые сутки начинаются на линии, частично совпадающей со 180-м меридианом. Эта линия, проходящая через Берингов пролив по пустынным областям Тихого Океана, называется линией изменения даты. Следовательно, раньше всех новый год и новый день встречают жители Советской Чукотки, а позже других - жители Аляски.

С помощью специальных (так называемых пассажных) инструментов астрономы с максимально возможной точностью фиксируют момент верхней кульминации звезд с известным прямым восхождением. Тем самым становится известным звездное время в данный момент и в данном месте, а отсюда путем вычислений можно получить соответствующие моменты любого другого времени - истинного солнечного, среднего солнечного и т. п. Полученное из наблюдений точное время хранится затем с помощью высокоточных часов (механических, кварцевых, атомных).

Вот теперь, после краткого экскурса в область сферической астрономии, легко понять и устройство звездных карт и задачи звездных каталогов.

Для первоначального общего знакомства с созвездиями наиболее удобна подвижная звездная карта, прилагаемая к школьному учебнику астрономии.

С помощью такой подвижной звездной карты можно определить вид звездного неба для любого момента времени. Надо помнить, что фигуры созвездий на карте несколько искажены (вследствие проекции сферы на плоскость).

Для более подробного знакомства с главными достопримечательностями в конце книги (см. Приложение V) читатель найдет пять звездных карт. На картах показаны звезды до 5-й зв. величины и все главные достопримечательности, о которых рассказано в книге.

Углубленному изучению созвездий помогут гораздо более подробные звездные атласы, имеющиеся в продаже. Их можно найти и во многих библиотеках.

1. Михайлов А. А. Звездный атлас, четыре карты звездного неба по 50° южного склонения, содержащие все звезды до 51/2 зв. вел.,-4-е изд. - М.: Наука, 1965.

2. Михайлов А. А. Атлас звездного неба, содержащий 20 карт со звездами 6,5 зв. вел. - М.: Наука, 1974.

3. Марленский А. Д. Учебный звездный атлас (даны звезды до 6-й зв. вел.). - М.: Просвещение, 1970.

До сих пор мы подчеркивали, что экваториальные координаты звезд - их прямое восхождение и склонение - неизменны. На самом деле это не совсем так: эти координаты звезд хотя и медленно, но непрерывно меняются. Вызвано это особым движением земной оси, открытым уже давно и называемым прецессией.

Хорошо известно, что нашу планету можно называть шаром только в самом грубом приближении. На самом деле Земля слегка сплюснута у полюсов и вытянута в экваториальной зоне. Говоря более строго, во втором приближении, Землю надо считать сфероидом, то есть телом, получающимся при вращении эллипса вокруг его малой оси.

Земная ось наклонена к плоскости орбиты под углом 66½ градусов, а Солнце, притягивая экваториальную "выпуклость" Земли, стремится как бы повернуть Землю - сделать так, чтобы земная ось стала перпендикулярной к плоскости орбиты. Но Солнцу это не удается. Не удается потому, что Земля вращается вокруг оси. В результате "поворачивающего" влияния Солнца и осевого вращения Земли и возникает прецессия - медленное конусообразное движение земной оси.

Прецессия - явление очень сложное, и объяснение, которое мы ему дали, лишь поясняет суть дела, оставляя в стороне многие существенные подробности. Но для нас сейчас важно одно - благодаря прецессии изменяется положение точки весеннего равноденствия, а значит, непрерывно меняются и экваториальные координаты всех звезд.

Поворачивается земная ось очень медленно: к первоначальному положению она возвращается почти через 26 000 лет (рис. 29). Однако положение звезд на небе астрономы должны знать с большой степенью точности и не учитывать прецессию они не могут.

Рис.29. Прецессионное перемещение мира по созвездиям

Звездные карты и атласы имеют сетку экваториальных координат, отнесенную к какому-нибудь определенному моменту времени. Например, Малый атлас А. А. Михайлова (издания 1958 г.) составлен из карт "эпохи равноденствия 1950 года". Это выражение означает, что экваториальные координаты звезд на картах атласа относятся к дню равноденствия 1950 г. Чтобы рассчитать координаты звезд для другого момента времени, в звездных атласах даются специальные "таблицы прецессии". Зная положение звезды на небе для эпохи атласа, можно с помощью "таблиц прецессии" легко рассчитать поправки в координатах (α и по δ) для любого промежутка времени.

При общем знакомстве со звездным небом и главным образом в процессе решения некоторых простейших задач сферической астрономии иногда используют звездный глобус. Однако даже самые совершенные из звездных глобусов никогда не заменят звездной карты, в частности и потому, что на глобусе все созвездия изображены, так сказать, "вывернутыми наизнанку" - наблюдатель предполагается помещенным в центр глобуса.

Несколько слов об обозначениях объектов звездной карты. Сложились они постепенно, при разных обстоятельствах, и потому даже на самой современной звездной карте можно столкнуться с наслоениями различных эпох.

Наиболее яркие звезды в созвездиях обозначаются буквами греческого алфавита, причем последовательность букв алфавита соответствует последовательности звезд с постепенно убывающим блеском. Правда, это правило имеет нередкие исключения. Например, в созвездии Близнецов самая яркая звезда - Поллукс - обозначается буквой β, а вторая по блеску звезда - Кастор - буквой α.

Небольшое число звезд, как правило, самых ярких, кроме буквенного обозначения, имеют и собственное имя. Так, например, звезда α из созвездия Большого Пса именуется Сириусом, звезда α из созвездия Скорпиона - Антаресом. Иногда даже у слабых звезд сохранены их древние имена. Такова Альциона - главная звезда в Плеядах. Иначе она известна как звезда η из созвездия Тельца.

Для ряда звезд, главным образом переменных, введены обозначения буквами латинского алфавита: R, N, S, .. ., а также двойные - RR, АЕ, ТТ и т. п.

Вообще многообразие обозначений звезд очень велико. Так, например, в дальнейшем мы расскажем о звездах Вольф 359, Лаланд 21185 и т. п. На языке астрономов эти названия обозначают звезды, записанные в каталог астронома Вольфа под номером 359 или в каталог астронома Лаланда под номером 21185. А иногда какие-нибудь уникальные объекты фигурируют в официальных справочниках как "звезда Каптейна" или "летящая звезда Барнарда".

Формы учета "небесного хозяйства" далеки от совершенства, и ситуация покажется еще более запутанной, если упомянуть, что одна и та же звезда иногда имеет одновременно несколько разных обозначений. Несколько проще принципы обозначения звездных скоплений и туманностей, о чем мы уже говорили.

Когда объект выбран на звездной карте и выяснено, где он должен в данный момент времени быть виден на небе, далеко не всегда удается сразу же отыскать его. Новичка здесь сбивает и разница в масштабах реального и изображаемого и черный фон неба, так непохожий на белый фон карты, и многое другое. Тут, как, впрочем, и во всем, нужен навык, приобретаемый только продолжительной практикой.

Общий же совет начинающему - надо всегда от известных звезд и созвездий переходить постепенно к новым, неизвестным объектам.

Для того чтобы полнее представлять картину звездного неба и лучше ориентироваться в расположении созвездий, рекомендуем читателю иметь перед собой карты звездного неба Приложения V. На этих картах перечеркнутыми кружками обозначены физические двойные и кратные звезды, кружками с ободком - физические переменные.