П. Г. КУЛИКОВСКИЙ
СПРАВОЧНИК
ЛЮБИТЕЛЯ
АСТРОНОМИИ
ИЗДАНИЕ ЧЕТВЕРТОЕ,
ПЕРЕРАБОТАННОЕ И ДОПОЛНЕННОЕ
ИЗДАТЕЛЬСТВО «НАУКА»
ГЛАВНАЯ РЕДАКЦИЯ
ФИЗИКО-МАТЕМАТИЧЕСКОЙ ЛИТЕРАТУРЫ
МОСКВА 1971

52
К 90
УДК 520
Куликовский Петр Григорьевич
Справочник любителя астрономии
М., 1971 г., 632 стр с илл
Редакторы И. Е. Рахлин, JT. С. Куликов
Техн редактор В. Н Кондакова Корректоры Е. А. Белицкая, Т. А. Панькова
Сдано в набор 15/1Х 1970 г. Подписано к печати 29/Ш 1971 г Бумага 60x907ie Физ.
печ л 39,5+18 вкладок. Условн печ л 45,25. Уч.-изц л 52,18. Тираж 28 000 экз.
Т-03999. Цена книги 2 р 37 к Заказ N<- 2576.
Издательство «Наука»
Главная редакция физико-математической литературы
Москва, В - 7 1, Ленинский проспект, 15
Ордена Трудового Красного Знамени
Первая Образцовая типография имени А А. Жданова
Главполиграфпрома Комитета по печати при Совете Минис1ров СССР
Москва, М 54, Валовая 28
Отпечатано с матриц во 2-й типографии издательства «Наука» Москва, Шубинский пер., 10.
•2 ь-1
45 — 7 1

СОДЕРЖАНИЕ
Предисловие 9
Введение 11
Краткая хронология астрономии 19
Глава I. Общие сведения о Земле, Луне, Солнце, Солнечной системе и Вселенной
1. Земля 29
Земная атмосфера C9) Приливы D 5)
2. Луна 46
3. Пылевые спутники Земли 57
4. Солнце 58
5. Солнечная система 75
6. Планеты 78
Меркурий G9) Венера G9) Марс (81) Малые планеты (84) Юпитер (88).
Сатурн (91). Уран (93) Нептун (94) Плутон (95)
7. Кометы 96
8. Метеоры Метеориты. Зодиакальный свет 103
9. Происхождение планет. Происхождение комет 111
10. Звезды 114
Созвездия A14) Звездные атласы A 15). Блеск звезд A 15) Цвета и тем-
температуры звезд A19). Спектры звезд A22). Расстояния и светимости звезд
A27) Диаграмма «спектр — светимость» A30) Диаметры звезд A34).
Движения звезд A 36) Двойные и кратные звезды A38) Массы звезд A 43).
Плотности звезд A46) Напряжение силы тяжести на поверхности звезды
A47). Магнитные поля звезд A47). Вращение звезд A48). Переменные
звезды A49).
11. Млечный Путь 156
12. Звездные скопления 160
13. Звездные ассоциации 165
14. Галактические туманности 166
15. Подсистемы и составляющие Галактики 171
16. Галактика Ее форма, вращение 173
17. Галактики 175
18. Радиоастрономия 186
19. Происхождение и эволюция звезд 194
Глава II. Некоторые сведения по математике 200
1. Обозначения больших и малых чисел 200
2. Измерение углов 201
3. Элементы сферической тригонометрии 202
4. Конические сечения 205
5. Интерполирование и экстраполирование 206
6. Об ошибках наблюдений 210
7. О представлении распределения гауссовой кривой. Распределение
Пуассона - 212
8. Корреляция 215
9. Способ наименьших квадратов 215
1- 3

Глава Ш. Краткие сведения из общей астрономии 218
1 Астрономические координаты 218
Рефракция B2 6) Сумерки B28)
2. Измерение времени 230
Звездное время B30) Видимое движение Солнца среди звезд и измерение
времени B32) Международная линия изменения даты B 37). Календарь
B38). Мировой календарь B40).
3. Прецессия. Нутация 241
Прецессия B41). Нутация B43).
4. Движение Луны. Затмения 244
5. Движение планет и комет 251
Элементы планетных и кометных орбит B58). О вычислении эфемерид B60).
6. Об основах спектрального анализа 264
Определение температур B65). Лучевые скорости B68) Магнитные
поля B69).
Глава IV. Астрономические инструменты. Подготовка к наблюдениям. Уточ-
Уточнение координат места наблюдений 270
1. Астрономические трубы и телескопы 270
Бинокль B7 8) Любительский рефрактор B79) Менисковые телескопы
B82).
2. Изготовление оптики для самодельного астрономического телескопа
(составлен Г. М. Поповым) 284
3. Вспомогательные приборы 293
Кольцевой микрометр B93) Проволочный микрометр (составлен Ф Кё-
бкэ) B95) Фотометры B96) Светофильтры B98). Спектроскоп B98)
4. Об установке параллактического штатива трубы 299
5 Служба времени наблюдателя 302
"• Часы C02) Определение поправки часов по радиосигналам времени C03)
6. Астрономический календарь 305
7. О приметах перемен погоды 306
Глава V. Астрономические наблюдения 308
1. Наблюдения Солнца 308
Визуальные наблюдения Солнца C09). Наблюдения факелов C16) Фото-
Фотографические наблюдения Солнца C16) Наблюдения солнечных затмений
C18)
2. Наблюдения Луны 319
Фотографирование Луны C23). Покрытие звезд Луной C23) Наблюде
ния лунных затмений C25)
3. Наблюдения планет 326
Венера C28) Марс C29). Малые планеты C31). Юпитер C32) Сатурн
C35).
4. Наблюдения комет 335
Фотографирование комет C38)
5. Наблюдения метеоров (составлен Б. Ю. Левиным) 339
Общие указания к наблюдениям C39) Организация наблюдений C40).
Основные задачи наблюдений C41). Изучение метеорных потоков C41).
Изучение спорадических метеоров C43). Определение высот метеоров C45)
Наблюдения метеорных следов C45). Счет метеоров активных потоков C46)
Счет метеоров слабых потоков и спорадических метеоров C4 8) Двойной
счет метеоров C49). Изучение радиантов слабых потоков C51) Наблюде-
Наблюдения с целью определения высот метеоров C53) Фотографирование метео-
метеоров C55) Наблюдения следов метеоров C56).
4

6. О сборе метеоритов и о наблюдении явлений, сопровождающих паде-
падения метеоритов 358
7. Наблюдения переменных звезд 360
Визуальные наблюдения C60). Счет времени C63) Световое уравнение
C64). Средняя кривая Световые элементы C64). О фотографических
наблюдениях переменных звезд C68).
Заключение 371
Глава VI. Астрономическая библиография 372
История астрономии C72) Книги общего характера C73). Учебники,
пособия и книги по различным разделам астрономии C74) Солнце C75)
Планеты и спутники C76). Кометы, метеоры, метеориты C76). Звезды,
галактики, Вселенная C77) Радиоастрономия C77) Космогония C78).
Жизнь во Вселенной. Внеземные цивилизации C 78) Обсерватории. Ин-
Инструменты C78). Карты, атласы, инструкции для наблюдений C79).
Аннотированный перечень некоторых изданий и каталогов с употреби-
употребительными в астрономической литературе сокращениями их названий . 380
ТАБЛИЦЫ
Общий отдел
1. Астрономические знаки и обозначения 385
2. Греческий и латинский алфавиты 386
3. Единицы длины 386
4. Некоторые математические величины 387
5. Некоторые физические постоянные 388
6А. Химические элементы 388
6Б. Распределение электронов в атомах различных этементов ... 391
7. Международная система единиц СИ 391
8. Астрономические постоянные 392
Солнечная система 394
9. Данные о Земле 394
10. Геохронология (геологическое летосчисление) 395
11. Изменение с высотой атмосферного давления, плотности воздуха,
числа молекул или атомов в еж3, длины свободного пробега, темпера-
температуры 395
12. Разность географической и геоцентрической широт, длина дуги ме-
меридиана и длина дуги параллели 396
13. Продолжительность самого длинного и самого короткого дня на раз-
разных широтах 396
14. Продолжительность полярного дня и полярной ночи на разных широтах 397
15. Данные о Луне 397
16. Фазы Луны 399
17. Освещенность, создаваемая Луной при разных углах фазы на поверх-
поверхности, перпендикулярной к направлению падающих лучей .... 400
18 Затмения Луны с 1970 по 1985 г 400
19. Данные о Солнце 401
20 Относительное содержание некоторых химических элементов в ат-
атмосфере Солнца 402
21. Годовые числа солнечных пятен с 1749 по 1968 г 403
22. Солнечные затмения с 1970 по 1985 г 404
23 Элементы орбит планет Солнечной системы 405
24 Физические характеристики планет Солнечной системы 406
25 Условия солнечного облучения и освещенности на разных планетах 408
26. Физические характеристики спутников планет 409
27. Элементы спутников планет 410
28 Кометы, возвращение которых к Солнцу наблюдалось 412
29 Кометы (с периодами меньше 200 лет), возвращение которых к Солнцу
не наблюдалось 414
30. Элементы некоторых малых планет 415
Ь

31. Постоянные метеорные потоки 416
32. Метеорные потоки, которые в отдельные годы давали большое число
метеоров 416
33. Новые потоки 417
34. Кометные радианты, недостаточно подтвержденные метеорными на-
наблюдениями 417
35. Смещение радиантов некоторых метеорных потоков 418
Координаты Солнца 419
36. Геоцентрическая долгота Солнца, координаты центра истинного
Солнца, уравнение времени, угловой радиус Солнца для 1950 г. ... 419
37. Геоцентрическая долгота Солнца, прямоугольные координаты Солнца
и его радиус-вектор для 1950 г 422
38. Поправка за начало года 425
39. Физические координаты Солнца 425
40А.Поправка гелиографической долготы 426
43Б.Поправка гелиографической широты 426
Прецессия 427
41. Годовая прецессия по склонению 427
42. Прецессия по склонению за 100 лет 427
43. Годовая прецессия по прямому восхождению 428
44. Прецессия по прямому восхождению за 100 лет 430
Звезды, звездные скопления, туманности 431
45. Названия и обозначения созвездий 431
46. Названия созвездий (в алфавитном порядке латинских названий) . . 433
47. Собственные имена некоторых ярких звезд 434
48. Двадцать самых ярких звезд неба 435
49 Ближайшие к Солнцу звезды (до 4,00 пс) 436
50 Каталог всех звезд ярче 4т,5 в системе V 437
51 Список звезд ярче У=4т,5, расположенных в порядке возрастания
прямых восхождений 495
52. Северный Полярный Ряд . 504
53 Яркие члены звездного скопления Плеяды 506
54 Фотометрические стандарты в системе UBV (звездные скопления) . . 508
55. Некоторые яркие двойные звезды 523
56. Некоторые яркие двойные звезды с резким различием цветов . . . 527
57 Список короткопериодических цефеид и затменных переменных, реко-
рекомендуемых для наблюдений в бинокль или небольшую трубу .... 528
58А Список некоторых ярких переменных звезд разных типов .... 535
58Б.Звезды сравнения для переменных типа U Gem и вспыхивающих пе-
переменных звезд 540
59. Яркие галактические рассеянные скопления 544
60. Звездные ассоциации 545
61. Яркие шаровые скопления Галактики 546
62А.Яркие галактические планетарные туманности 548
62Б.Яркие диффузные туманности 549
63. Яркие галактики 550
64А.Галактические источники радиоизлучения 552
64Б.Внегалактические источники радиоизлучения 554
64В.Список пульсаров, открытых до 1971 г 555
65. Местная группа галактик 556
66А.Некоторые скопления галактик 557
66Б.Яркие члены скопления галактик в созвездии Девы 557
Некоторые астрофизические данные 558
67. Поглощение света в земной атмосфере 558
68А.Средняя рефракция 559
6

68Б.Поправка к средней рефракции за температуру воздуха 559
68В.Поправка к средней рефракции за барометрическое давление . . . 560
69. Распределение энергии в спектре Солнца 560
70. Основные линии солнечного спектра, наблюдаемого с поверхности
Земли 561
71. Относительная спектральная чувствительность глаза 561
72. Визуальные абсолютные звездные величины звезд различных после-
последовательностей диаграммы Герцшпрунга — Рессела 562
73. Болометрические поправки в зависимости от спектрального класса
и класса светимости 563
74. Эффективные температуры звезд в зависимости от спектрального
класса и класса светимости 563
75. Нормальные показатели цвета (В — V)o и (U — В)о звезд в зависи-
зависимости от спектра и класса светимости 564
76. Массы, радиусы, средние плотности звезд и ускорении силы тяжести
на их поверхности 564
Некоторые звездно-астрономические данные 565
77. Соотношение между абсолютной звездной величиной и светимостью 565
78. Соотношение между модулем расстояния, параллаксом и расстоя-
расстоянием в парсеках 566
79. Перевод разностей звездных величин двух звезд в отношения блеска 568
80. Нахождение звездных величин компонентов двойной звезды по их
суммарному блеску и разности блеска. Нахождение общей звездной
величины двух звезд по разности блеска и звездной величине более
яркой звезды 569
81. Переход от экваториальных координат к галактическим в новой
системе галактических координат 570
Счет времени. Переводные таблицы 576
82. Перевод промежутков среднего времени в промежутки звездного.
Поправка звездного времени для разных долгот 576
83. Перевод промежутков звездного времени в промежутки среднего 577
84. Порядковый счет дней в году 578
85. Доля года, протекшая к Oh мирового времени каждого дня (в тысяч-
тысячных долях года) 579
А. Обыкновенный год E79). Б. Високосный год E8 0).
86. Юлианский период 581
87 Перевод долей дня в часы 583
88. Перевод часов, минут и секунд в доли суток 584
89. Перевод минут и секунд градусной меры (или часовой) в доли гра-
градуса (или часа) 585
90. Перевод часовой меры углов в градусную 586
91. Перевод долей градуса (или часа) в минуты и секунды 586
92. Перевод градусной меры углов в часовую 587
Математические таблицы 588
93. Натуральные значения тригонометрических величин 588
94. Натуральные значения синуса и косинуса по аргументу, выраженному
в часовой мере 594
95. Длина дуги круга в радианах 595
96. Частота в нормальном распределении 596
97. Коэффициенты к интерполяционной формуле Стирлинга 597
98. Значения е* и е~х 598
Астрономические инструменты и фотообъективы 599
99 Обозначения советских астрономических приборов и инструментов 599
1С0. Характеристики некоторых советских фотообъективов 601
7

Астрономические организации 602
Астрономические обсерватории и институты СССР Астрономический
совет АН СССР. Радиосовет АН СССР. Всесоюзное астрономо-геодези-
ческое общество (ВАГО). Планетарии. Международный Астрономи-
Астрономический Союз (MAC) 602
101 Отделения Всесоюзного астрономо-геодезического общества (ВАГО) 604
102. Телеграфный код, принятый для международных астрономических
телеграмм MAC в 1964 г 605
ПРИЛОЖЕНИЯ
I. Полная карта Луны. Список главнейших образований на поверхности
Луны. Кратеры 609
II. Карта поверхности Марса и список основных деталей на ней 613
III Звездный атлас (пять звездных карт всего неба) 614
IV. Карта экваториальных созвездий 614
V. Планисфера В В Каврайского 615
VI. Сетка для приближенного определения г, /, А и h небесных светил . . 616
VII. Ортографическая сетка для обработки наблюдений Солнца 618
VIII. Координатные сетки для наблюдений Марса и Юпитера 618
IX. Равновеликая проекция небесной сферы 618
X. Номограмма для решения уравнения Кеплера 618
XI. Номограмма для приближенного перевода экваториальных координат
в галактические 618
XII. Номограмма для приближенного определения момента звездного вре-
времени (М. С. Зверев) 618
XIII. Номограмма для определения светового уравнения (М. С. Зверев) и
проекции орбитальной скорости Земли на луч зрения (Э. А. Витри-
ченко) 618
Алфавитный указатель 620

ПРЕДИСЛОВИЕ
История астрономии знает немало примеров того, как простой
интерес к науке превращался в серьезное увлечение и любитель ас-
астрономии, приобретя необходимые знания и навыки, становился спе-
специалистом. Задача «Справочника» — всемерно способствовать процессу
превращения любителей в серьезных научных работников, а также
расширить круг интересующихся астрономией.
Несмотря на попытку дать последовательное изложение основ
астрономии (гл. III) и обзор современных данных о Вселенной (гл. I
и Таблицы), «Справочник» не может дать полного изложения всех
деталей рассматриваемых вопросов. Книги, указанные в гл. VI,
позволят углубить полученные знания.
Для 4-го издания все фактические данные, а также описания на-
наблюдений различных объектов пересмотрены, добавлен ряд новых
разделов и некоторые таблицы (в частности, каталог звезд расширен
до 4^,5 и содержит данные многоцветной фотоэлектрической фотомет-
фотометрии). Заменены многие рисунки, добавлены новые. В Приложении I
дана «Полная карта Луны» и перечень основных образований на ви-
видимой и на обратной сторонах Луны.
Автору пришлось посчитаться с тем, что «Справочник» используется
в учебной работе средних школ и педагогических вузов, а также
в какой-то мере профессионалами разных специальностей.
4 октября 1957 г. началась новая, космическая эра в истории чело-
человечества и, разумеется, в истории науки. Развитию освоения космоса,
совершенствованию средств космических исследований, запускам ис-
искусственных спутников Земли, Солнца, Луны, автоматических меж-
межпланетных и лунных станций, полетам отважных космонавтов, пока
лишь советских и американских, научным итогам «исследования кос-
космоса» посвящена большая литература, отражаемая в недавно орга-
организованном Реферативном журнале «Исследование космического

пространства». В этой книге упомянуты лишь те результаты этой гран*
диозной программы, которые исправили либо пополнили данные,
полученные «земной астрономией», а также те открытия, которые не-
невозможно было сделать, находясь на дне воздушного океана — на по-
поверхности Земли.
Быстрое развитие науки может сделать некоторые сведения уста-
устаревшими. Читатель может постоянно пополнять свои знания знаком-
знакомством с новой литературой. Иногда в тексте даются краткие ссылки
на статьи в журналах, подробно освещающие данный вопрос.
Всем оказавшим содействие «словом и делом» во время подготовки
4-го издания автор приносит глубокую благодарность. С благодар-
благодарностью будут встречены также критические замечания и добрые
пожелания читателей справочника.
Март 1970 г. Я. Куликовский

«Как ни совершенно крыло птицы,
оно никогда не смогло бы поднять ее
ввысь, не опираясь на воздух. Фак-
Факты — это воздух ученого, без них вы
никогда не сможете взлететь».
Акад. И. П. Павлов
ВВЕДЕНИЕ
Астрономия*) — наука о строении и развитии небесных тел и Все-
Вселенной. Астрономия представляет собой одну из физико-математиче-
физико-математических наук, которая, используя достижения математики, физики и
техники, изучает окружающую нас безграничную материальную Все-
Вселенную, состоящую из звезд и их систем, планет, их спутников, комет
и метеорных тел, межпланетной, межзвездной и межгалактической
среды, включая излучение и энергетические поля**).
Астрономию можно, несколько условно, подразделить на ряд
отделов.
Сферическая астрономия разрабатывает математические методы
для изучения видимого расположения и видимого движения небесных
светил (и влияния на них некоторых физических явлений, например,
рефракции световых лучей в атмосфере, вращение и движение Земли),
а также для определения точного времени, географических коорди-
координат и т. д.
Практическая астрономия рассматривает методы определения по-
положений небесных светил на небесной сфере и отсюда положения
наблюдателя на поверхности Земли, а также теорию соответствующих
астрономических инструментов и способы учета инструментальных
и личных ошибок.
Иногда сферическую астрономию и практическую астрономию объ-
объединяют в одну науку — астрометрию, основной задачей которой
является создание инерциальной системы координат на основе катало-
каталогов точнейших определений звездных положений и определение фун-
фундаментальных астрономических постоянных. Астрометрическне ката-
каталоги важны для изучения движения небесных тел и врашсния Земли.
Звездные каталоги необходимы также для геодезических работ, для
Службы времени, для определения географических координат и нави-
навигации, для изучения движения звезд и звездных систем.
Небесная механика изучает теорию движения тел Солнечной систе-
системы под действием их взаимного притяжения и применяет ее для
*) От греческих слов: астрон — звезда и номос — закон.
**) Пределы доступной исследованиям области Вселенной расширяются по мере
совершенствования средств наблюдения (включая радиоастрономические).
11

вычисления орбит планет, комет и других небесных тел (включая искус-
искусственные спутники Земли, Луны и Солнца — астродинамика), для пред-
вычисления их положений на небе (так называемое вычисление эфеме-
эфемерид), а также для определения формы небесных тел и их масс.
Астрофизика, опираясь на достижения экспериментальной и тео-
теоретической физики (в особенности на фотометрию и спектральный
анализ), изучает внутреннее строение, химический состав и физиче-
физические свойства небесных тел, химический состав и состояние атмосфер
Солнца, звезд и планет, источники звездной и солнечной энергии,
диффузную материю в межзвездном пространстве. Практическая аст-
астрофизика касается техники и методики разнообразных астрофизиче-
астрофизических наблюдений и теории соответствующих инструментов. Теорети-
Теоретическая астрофизика исследует внутреннее строение небесных тел
(включая недавно открытые квазары, квазаги и пульсары) и источники
их энергии, строение и состав звездных и планетных атмосфер, эво-
эволюцию звезд, свойства межзвездной среды.
Последние десятилетия бурно развивается новая отрасль астро-
астрономии — радиоастрономия, которая исследует радиоизлучение небес-
небесных тел и межзвездной материи, а также использует радиолокацион-
радиолокационные методы для изучения метеоров и ближайших соседей Земли. Обна-
Обнаружение космических источников рентгеновских лучей, гамма-излу-
гамма-излучения и нейтрино породило понятия о рентгеновской астрономии,
гамма-астрономии (НиЧ*), 1966, 326—335) и даже нейтринной
астрономии.
Звездная астрономия, используя результаты исследований всех
отделов астрономии, изучает статистическими методами закономер-
закономерности распределения в пространстве звезд и их систематических дви-
движений, сопоставляя их с различными характеристиками, изучает
строение нашей звездной системы — Галактики, других галактик и
их скоплений, иначе говоря, строение и состав всей известной части
Вселенной.
Космогония занимается вопросами происхождения и развития (эво-
(эволюции) небесных тел — звезд, Солнца, планет, в том числе и Земли,
а также происхождения и развития звездных систем. Космогония опи-
опирается в своих выводах и заключениях на наблюдательный материал,
накопленный астрономами всех специальностей, и на достижения
теоретической физики.
Космология**)—физическое учение о Вселенной как целом,
включающее в себя теорию всей охваченной астрономическими наблю-
наблюдениями области пространства как части Вселенной.
Изучение некоторых групп небесных тел выросло в самостоятель-
самостоятельные разделы астрономии; так, например, иногда говорят о кометной
астрономии, метеорной астрономии, планетной астрономии (или пла-
нетоведении), внегалактической астрономии и т. д. Определение гео-
*) Список сокращений названий изданий см. на стр. 380.
**) В литературе иногда можно встретить этот термин в старом его значении,
как совокупности представлений о мироздании, например, космология древних гре-
греков, индийцев и т. д.
12

графических координат астрономическими методами выделяют в по-
полевую астрономию, определение местоположения корабля в море —
в мореходную астрономию, методы астроориентировки самолета в воз-
воздухе — в авиационную астрономию, методы вычисления невозмущен-
невозмущенных орбит небесных ^ел — в теоретическую астрономию, являющуюся
введением в небесную механику. Использование различных ИСЗ, ИСЛ
и ракет для астрономических целей выделяют во внеатмосферную
астрономию.
Астрономия зародилась на заре человеческой культуры. Интерес
к астрономическим явлениям и начало систематических наблюдений
над ними относятся к далекой древности, не оставившей письменных
свидетельств. Практические запросы жизни (счет времени, летосчис-
летосчисление, ориентировка во время пути на суше и на море, а позднее —
определение местоположения на Земле) обусловили развитие астро-
астрономии. С попытками объяснения наблюдаемых явлений было связано
возникновение религиозных представлений, за грозными явлениями
природы наивно предполагались сверхъестественные силы и существа.
В частности, обожествлялись Солнце, Луна и другие небесные светила.
Повсеместно рождались религиозные легенды и представления, сооб-
сообразные с внешней средой и образом деятельности людей в различных
климатических и природных условиях. Дальнейшая история астро-
астрономии проходила в борьбе с первоначальными наивными космологиче-
космологическими идеями, которые зачастую находили поддержку в более поздних
формах религии. Эта борьба, как известно, имела своих мучеников
и своих героев. Борьба с пережитками религии в настоящее время
заключается не только во всестороннем научном объяснении явлений
природы, но и в анализе и разъяснении процессов происхождения
и развития самих религиозных представлений, столь различных у раз-
разных народов мира и столь сходных в своей основе.
Ф. Энгельс писал в «Диалектике природы»: «Необходимо изучить
последовательное развитие отдельных отраслей естествознания.—
Сперва астрономия, которая уже из-за времен года абсолютно необхо-
необходима для пастушеских и земледельческих народов». (Госполитиздат,
1950, 145).
«Необходимость вычислять периоды разлития Нила создала еги-
египетскую астрономию, а вместе с тем господство касты жрецов как ру-
руководителей земледелия» (К. Маркс и Ф. Энгельс, Сочинения,
т. XVII, 1937, стр. 562). Действительно, астрономия в древнем мире —
в Египте, в Ассирии и Вавилоне и в других странах — находилась
в руках жрецов, которые за тысячи лет систематических наблюдений
неба накопили много астрономических сведений. Подметив смену фаз
Луны, определив продолжительность года, периодичность солнечных
и лунных затмений, периодичность в движениях планет, они научи-
научились предсказывать эти астрономические явления. За 355 лет
до н. э. в Китае астроном Ши-Шень составил первый известный нам
звездный каталог — список положений 800 звезд.
13

В Древней Греции, где широкое развитие получка математика,
в частности геометрия, были хорошо известны закономерности видимых
движений планет среди звезд, был открыт так называемый жетонов
цикл в 19 лет, по истечении которого Солнце и Луна занимают преж-
прежние положения среди звезд (иначе говоря, фазы Луны приходятся на
те же даты года). Во II в. до н. э. греческий ученый Гиппарх обна-
обнаружил медленное перемещение плоскости небесного экватора, вызы-
вызывающее смещение точек равноденствий (прецессия) и составил звездный
каталог, включающий около 850 звезд. Греки пытались построить
общую картину мироздания. Однако гениальные догадки некоторых
греческих ученых о движении Земли вокруг Солнца (Аристарх Самос-
ский — III в. до н. э.) и о вращении Земли вокруг своей оси (Герак-
лид Понтийский — IV в. до н. э.) были забыты, и более полутора
тысяч лет астрономия зиждилась на геоцентрической системе мира,
сформулированной в окончательном виде во II в. н. э. Клавдием Пто-
Птолемеем (ок. 87—165) в его книге «Великое построение» (по-арабски
«Альмагест»). Согласно «Альмагесту» Земля помещалась в центре мира,
а для объяснения сложных петлеобразных видимых движений планет
были введены добавочные вспомогательные круги — эпициклы, центры
которых двигались вокруг Земли по основным кругам — деферентам,
причем плоскости эпициклов и деферентов не совпадали. В дальнейшем
чем точнее становились наблюдения планет, тем более сложной и гро-
громоздкой становилась система эпициклов.
В эпоху застоя науки в средневековой Европе астрономия полу-
получила развитие в странах Востока. Крупный вклад в науку сделали
астрономы народов Средней Азии VIII — XV вв. Среди них особо
надо отметить великого энциклопедиста Востока Бируни (973—1048),
который писал (в XI в.!) о возможности объяснения всех сложных
видимых движений планет движением Земли вокруг Солнца и ее вра-
вращением. Поэт и философ Омар Хайям A048—1123) предложил проект
календаря, более точного, чем григорианский; он писал о бесконеч-
бесконечности мира в пространстве и во времени. Правитель Самарканда
Улугбек A394—1449) создал прекрасную обсерваторию с гигантским
угломерным инструментом. Здесь были составлены новый каталог
положений 1018 звезд и таблицы планетных движений.
В эпоху Возрождения и великих географических открытий практи-
практические потребности выдвинули перед астрономией новые задачи, кото-
которые требовали новых методов и новых инструментов, новых представ-
представлений о мироздании.
В середине XVI в. гениальный польский ученый Николай Копер-
Коперник A473—1543) в своем великом труде «О вращениях небесных сфер»,
установив более правильное представление о мире, поставил Солнце
в центре планетной системы, лишив Землю ее исключительного, цент-
центрального положения. Все наблюдаемые особенности видимых движе-
движений планет получили свое естественное объяснение. Коперник опреде-
определил относительные расстояния и впервые дал и научно обосновал
правильное представление о Солнечной системе и движениях планет.
Переворот, произведенный Коперником, имел громадное значение
14

не только для астрономии. «Революционным актом, которым исследо-
исследование природы заявило о своей независимости и как бы повторило
лютеровское сожжение папской буллы, 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 естество-
естествознания от теологии...» (Ф. Энгельс, Диалектика природы, Гос-
политиздат, 1950, стр. 5).
Учение Коперника было запрещено в 1616 г., его последователи
преследовались церковью, в особенности проповедники философских
выводов из нового учения — о множественности обитаемых миров.
Итальянский ученый и философ Джордано Бруно A548—1600), издав-
издавший в 1584 г. свое замечательное произведение «О бесконечности,
вселенной и мирах», погиб 17 февраля 1600 г. в Риме на костре ин-
инквизиции. Великого итальянского ученого Галилёо Галилея
A564—1642) также подвергли преследованиям за пропаганду учения
Коперника.
7 января 1610 г. Галилей первый направил зрительную трубу
(независимо от других им изобретенную) на небо и тем самым превра-
превратил ее в астрономическую трубу — телескоп. Он открыл горы на Луне,
пятна на Солнце, фазы Венеры, спутников Юпитера, открыл причину
свечения Млечного Пути, состоящего из множества слабых звезд.
Открытия Галилея, начавшие новую эпоху в астрономии — эпоху
телескопической астрономии, знаменитые законы движения планет,
открытые Иоганном Кеплером A571—1630) на основе анализа наблю-
наблюдений Марса, сделанных Тихо Браге A546—1601) и им самим, наконец,
«Математические начала натуральной философии» Ньютона
A643—1727), вышедшие из печати в 1687 г., завершили ломку старых
понятий и утвердили идеи Коперника. В своих замечательных «Нача-
«Началах» Исаак Ньютон описал открытый им закон всемирного тяготения,
управляющий движением небесных тел, и тем самым заложил прочную
основу небесной механики. Оказалось возможным изучать не только
видимые движения небесных светил, но и их действительные движения
в пространстве. Наблюдательная астрономия получила новое разви-
развитие со времени изобретения Христианом Гюйгенсом A629—1695) маят-
маятниковых часов A655) и применения Пикаром A620—1682), а затем
Рёмером A644—1710) зрительных труб к угломерным инструментам.
С конца XVII в. в разных странах учреждаются крупные госу-
государственные астрономические обсерватории A675 — Гринвичская в
Англии, 1671 —Парижская во Франции, 1725 — академическая обсер-
обсерватория в Петербурге), которые начинают систематические наблюдения,
имевшие целью определения точных положений звезд и изучение дви-
движения Луны, необходимые в первую очередь для нужд морской нави-
навигации и картографирования. В течение первой половины XVIII в.
возросшая точность астрономических измерений привела к открытию
в 1718 г. собственных движений звезд (Галлей, 1656—1742), открытию
в 1728 г аберрации звезд (Брадлей, 1693-1762), открытию нутации
земной оси (Брадлей, 1747). В 1753—1772 гг. член Пе1ербургской
15

Академии наук Л. Эйлер A707—1783) разработал сюю знаменитую
теорию движения Луны.
Большое значение для всего естествознания имела идея естествен-
естественной эволюции, развития в природе, впервые выдвинутая в области
астрономии. В 1755 г. Кант создал свою гипотезу эволюции первона-
первоначальной метеоритной туманности и образования планетной системы.
В это же время эволюционные идеи были высказаны великим русским
ученым М. В. Ломоносовым A711—1765), в частности, в области
геологии. В 1796 г. в «Изложении системы мира» Лапласа A749—1827)
была предложена идея образования планет из колец, отделяющихся
по мере сжатия вращающейся газовой туманности. Гипотезы Канта
и Лапласа имели большое прогрессивное значение для своего
времени.
В 1761 г., наблюдая прохождение Венеры по диску Солнца,
М. В. Ломоносов открыл атмосферу на Венере, положив этим начало
изучения физики планет. С конца XVIII в. началась деятельность
выдающегося английского астронома В. Гершеля A738—1822) с гро-
громадными по тому времени рефлекторами, которые он сам изготовлял.
Гершель открыл много туманностей,— галактических и внегалактиче-
внегалактических, много двойных звезд, открыл в 1781 г. планету Уран*), обнару-
обнаружил движение Солнца в пространстве среди окружающих его звезд
A785), изучал строение Галактики.
XVIII в., в особенности его вторая половина, отмечена бурным
расцветом небесной механики в трудах Эйлера, Клеро A713—1765),
Лагранжа A736—1813), Лапласа. Открытие 1 января 1801 г. Пиацци
первой малой планеты — Цереры — дало новый толчок развитию
наблюдательной и теоретической астрономии.
В 20-х гг. XIX в. началась научная деятельность основателя и
первого директора Пулковской обсерватории (открыта в 1839 г.)
Василия Яковлевича Струве A793—1864). Разработанные им много-
многолетние планы работы Пулковской обсерватории имели следующие
особенности: строгая специализация инструментов (каждый инстру-
инструмент был предназначен только для одной задачи), большое внимание
к выявлению неизбежных инструментальных ошибок и большая одно-
однородность многолетних рядов наблюдений. С течением времени были
составлены каталоги особо точных определений положений звезд,
создавшие Пулкову мировую славу. Пулково заслуженно получило
название «астрономической столицы мира». Струве много сил посвятил
изучению двойных звезд, а в 1835—1838 гг. первый измерил параллакс
звезды (Беги). В 1847 г., изучая строение нашей звездной системы,
Струве высказал предположение (полностью впоследствии оправдав-
оправдавшееся) о наличии межзвездного поглощения света. Это открытие,
опубликованное в его книге «Этюды звездной астрономии», было
забыто современниками, и поглощение света было открыто вновь лишь
в XX в. От первых пионерских работ В. Гершеля и «Этюдов»
*) Название предложил Боде A747—1826) вместо гершелевского «звезда Георга»
(в честь английского короля).
1Ь

В. Я. Струве ведут свое начало исследования, посвященные строе-
строению нашего звездного мира и бесчисленных внегалактических туман-
туманностей, каждая и^ которых представляет собой самостоятельную
звездную систему.
Торжеством теоретической астрономии и небесной механики и
одновременно торжеством материалистической науки, утверждающей
материальность мира й познаваемость его законов, было открытие
в 1846 г. Леверье A811—1877) «на кончике пера», т. е. вычислительным
путем, новой планеты, названной Нептуном. Вблизи от указанного
Леверье места Галле нашел планету среди звезд. Одновременно и
независимо от Леверье ту же задачу решил молодой английский астро-
астроном Адаме A819—1892).
В 1844 г. Бессель заподозрил существование спутников у Сириуса
и у Проциона по тому влиянию, которое они оказывали на собствен-
собственное движение этих ярких звезд. Их увидели в телескопы значительно
позже.
Некоторые другие важные открытия первой половины XIX в.
указаны в хронологической таблице (стр. 19), которая является из-
известным дополнением к этому краткому историческому очерку.
К середине XIX в. относится изобретение фотографии и начало
применения ее в астрономии. Фотография необыкновенно способство-
способствовала бурному развитию астрономии и новой отрасли этой науки —
астрофизики. Если не считать некоторых работ в области астрофото-
метрии, астрофизические исследования начались в середине XIX в.,
вскоре после открытия Кирхгофом и Бунзеном спектрального анализа.
Спектроскопия звезд началась работами А. Секки A818—1878), В. Хэг-
гинса A824—1910), А. А. Белопольского A854—1934); физика Солн-
Солнца—после открытия Жансеном A824—1907) и независимо от него
Локьером A836—1920) в 1868 г. способа наблюдений солнечных про-
протуберанцев вне затмений.
В последней трети XIX в. крупнейший русский астроном
Ф. А. Бредихин A831—1904) создал свое учение о кометах и метеорных
потоках, теорию кометных форм и дал первую классификацию комет-
ных хвостов A862—1877).
В конце прошлого века A894—1899) А. А. Белопольский провел
лабораторную проверку принципа Доплера и применил его к изучению
спектрально-двойных и переменных звезд.
Основой для дальнейшего изучения звезд и нашей звездной сис-
стемы — Галактики — явились обширные звездные каталоги, содер-
содержащие точные определения блеска звезд и их спектров. В 1884 г.
на Гарвардской обсерватории (США) были заложены основы ныне
широко применяющейся спектральной классификации. В 1895 г.
В. К. Цераский A849—1925) в Москве определил нижнюю границу
температуры Солнца на основе своих опытов с большим зажигатель-
зажигательным зеркалом, а в 1903—1905 гг. провел определение его звездной ве-
величины.
В 1905—1913 гг. выявилось деление звезд на карлики и гиганты
и связь светимое?^йаз*и»ез^^ (иначе,
17

со спектрами звезд). Это дало толчок к развитию нового метода опре-
определения звездных расстояний — по спектру звезд (метод определения
спектральных параллаксов). В 1908 г. была открыта зависимость
между периодами переменных звезд типа б Цефея (цефеид) и их свети-
мостями. Эта зависимость легла в основу нового мощного метода
определения расстояний, действующего не только в пределах нашей
Галактики, но и далеко за ее пределами (определение цефеидных
параллаксов).
В 1927 г. было открыто (Я. Оортом) вращение Галактики. (Мате-
(Математическая теория вращения, разработанная еще в 1859 г. казанским
астрономом М. А. Ковальским A821—1884), была к этому времени
забыта.) В 1930 г. было вновь открыто поглощение света в межзвездном
пространстве. Как было сказано выше, это открытие еще в 1847 г.
предвидел В. Я. Струве.
Успешно развивается теоретическая астрофизика, исследующая
внутреннее строение звезд и законы их излучения. Центр тяжести
интересов современной астрономии все больше переносится на вопро-
вопросы строения звезд и истории их развития, вопросы строения и разви-
развития звездных систем и вопрос об источниках энергии, которую излу-
излучают в мировое пространство звезды и Солнце в течение миллиардов
лет. В последние годы открыты новые удивительные объекты —
квазары и пульсары, поставившие перед наукой новые сложные
проблемы.
В хронологической таблице (стр. 19) отмечен ряд крупных откры-
открытий XX в. Они касаются прежде всего звезд и внегалактических ту-
туманностей, оказавшихся (как это было окончательно установлено
в 1924 г.) звездными системами, подобными нашей Галактике. Все
больше в астрономии используется новая техника наблюдений, со-
совершенствуются астрономические телескопы, дающие возможность
еще дальше проникать в глубь Вселенной. С 30-х гг. начинается бур-
бурное развитие радиоастрономии, которой принадлежит большое бу-
будущее.
С 4 октября 1957 г. началась новая эпоха не только в истории нау-
науки, но и во всем развитии человеческой культуры — эпоха космиче-
космических полетов и освоения межпланетного пространства. В этот день
в СССР был запущен первый искусственный спутник Земли. Об основ-
основных этапах этого бурно развивающегося наступления на космос см.
литературу (стр. 372). В хронологии отмечен лишь вклад космических
исследований в развитие наших представлений о «ближнем» и «даль-
«дальнем» космосе.
* *
*
Продолжая материалистические традиции русской науки, совет-
советские астрономы, астрофизики и радиофизики успешно работают над
разрешением сложнейших проблем современной астрономии. Послед-
Последние десятилетия выдвинули их в первые ряды исследователей Все-
Вселенной и покорителей космоса.
\Ь

После Великой Октябрьской социалистической революции в нашей
стране был создан рад новых астрономических учреждений: Астроно-
Астрономический институт в Ленинграде, ныне Институт теоретической астро-
астрономии АН СССР A920)V Китабская широтная станция имени Улугбе-
ка A930), Государственный астрономический институт им. П. К. Штерн-
Штернберга в Москве A931), Абастуманская астрофизическая обсерватория
АН Грузинской ССР A932), Астрофизический институт АН Таджик-
Таджикской ССР A933) [ЗиВ 1967, № 1—6].
После Великой Отечественной войны были не только восстановлены
разрушенная Пулковская обсерватория и сожженная и разграбленная
Симеизская астрофизическая обсерватория, но и создан ряд новых
крупных астрономических обсерваторий: Бюраканская обсерватория
АН Армянской ССР A946); Астрофизический институт с Горной обсер-
обсерваторией АН Казахской ССР A949), Главная астрономическая обсер-
обсерватория АН Украинской ССР в Голосееве под Киевом A949), Крым-
Крымская астрофизическая обсерватория АН СССР близ села Партизан-
Партизанского A945) и некоторые другие. Завершается строительство «Специаль-
«Специальной астрофизической обсерватории» (САО) близ станицы Зеленчук-
ской на Северном Кавказе, где будет установлен самый большой в мире
телескоп с зеркалом диаметром 6 м.
В главе I «Справочника» найдут свое отражение многочисленные
успехи, достигнутые за последние годы советскими астрономами в раз-
разных областях астрономии.
КРАТКАЯ ХРОНОЛОГИЯ АСТРОНОМИИ
Доисторическая эпоха Наскальные астрономические рисунки.
До 4-го тысячелетия Астрономические рисунки древних майя (Центральная
до н. э. Америка)
4-е тысячелетие до н. э. Каменная обсерватория Стонихендж (Южная Англия).
3379 15 февр. до н. э. Затмение Луны, зарегистрированное древними майя.
ок. 3400 до н. э. Астрономическая ориентировка пирамиды Хеопса (Еги-
(Египет).
Ок. 3000 до н. э. Первые астрономические записи в Египте, Вавилоне
и Китае.
Ок 2500 до н. э. Установление египетского солнечного календаря.
2-е тысячелетие до н э. Звездная карта, высеченная на камне (Китай). Таблицы
Венеры Аммизадуга (Вавилон) Лунно-солнечный ка-
календарь. Круг зодиакальных созвездий (Вавилон).
Ок. 1100 до н. э. Определение наклона экватора к эклиптике (Чу Конг,
Китай).
763 до н. э Наиболее старое из известных наблюдений полного
солнечного затмения (Вавилон).
VII—VI вв. до н. э Установление периода повторяемости солнечных и лун-
лунных затмений сароса (Вавилон).
^-535 г. до н. э. Возникновение идеи о шарообразности Земли (Пифа-
(Пифагор, Греция).
585 г. B8 мая) до н. э. Солнечное затмение в Малой Азии, предсказанное Фа-
лесом Милетским (Греция).
433 г. до н. э. Установление 19-летнего цикла лунных фаз (Метон,
Греция).
19

IV в. до н. э.
IV в до н. э.
IV в. до н. э.
Ок 355 г. до н. э.
301 г. до н. э.
III в. до н. э.
265 г. до н. з.
240 г. до н. э
150—123 г. до н. э.
46 г. до н. э
Ок. 140 г. н. э.
V в.
VII в.
725 г.
827 г.
964 г.
Конец X в — начало
XI в
1 пол. XI в
Конец XI в — начало
XII в.
1136 г.
1252 г.
Середина XIII в.
1279 г.
1437—1449 гг.
Первая теория движения планет — концентрические
сферы (Евдокс, Греция).
Идея вращения Земли вокруг своей оси (Гераклид
Понтийский).
«О небе» Аристотеля (Греция). Доводы в пользу шаро-
шарообразности Земли, Луны и других небесных тел.
Составление первого каталога 800 звезд «Синг-Чинг»
(Ши-Шень, Гань Гун, Китай)
Первое упоминание о солнечных пятнах в китайских
летописях.
Начало систематических определений положений звезд
(Аристилл, Самос, Тимохарис, Александрия). Замена
вращающихся сфер Евдокса кругами. Начало теории
эпициклического движения (Аполлоний Пергский, Гре-
Греция).
Идея о движении Земли вокруг Солнца, первые оценки
расстояния от Земли до Солнца A200 земных радиусов)
и Луны (Аристарх Самосский, Греция).
Определение размеров земного шара (Эратосфен, Алек-
Александрия).
Открытие прецессии, первые таблицы движения Солнца
и Луны, звездный каталог около 850 звезд (Гиппарх,
Греция).
Введение в римской империи юлианского календаря,
разработанного Созигеном из Александрии.
«Синтаксис»,— по-арабски «Альмагест» Клавдия Пто-
Птолемея (Александрия), содержащий теорию эпицикли-
эпициклического движения планет в геоцентрической системе
мира, а также планетные таблицы, звездный каталог
1025 звезд, разделенных на шесть величин по блеску.
Равноденствие 138 г. до н. э.; точность ±15'.
Индийские ученые Ариабхата и Варахамихара утвер-
утверждали шарообразность Земли и ее вращение вокруг оси.
«Космография» и теория календаря (Анания Ширака-
ци, Армения).
Попытка определения длины градуса меридиана (Нань
Гун-шо, Китай).
Определение размеров земного шара по градусным из-
измерениям между Тигром и Евфратом (ученые Багдад-
Багдадской обсерватории калифа Аль-Мамуна).
Каталог Ал-Сухи (каталог Птолемея с учетом прецессии).
Составление Гакимитских таблиц движения Солнца, Лу-
Луны и планет (арабский астроном Ибн Юнус в Каире).
Трактат о летосчислении и определение размеров Земли
новым методом: длина меридиана 41 500 км (хорезмий-
ский ученый Бируни).
Проект календаря, книга стихов «Вселенная и ее
познание» философа, ученого и поэта Омара Хай-
Хайяма.
Календарный трактат Кирика Новгородца «Учение им
же ведати человеку числа всех лет».
Составление «Альфонсовых таблиц» движения планет и
астрономической энциклопедии (еврейские и мавритан-
мавританские ученые, Кастилия, Испания).
«Эльханские таблицы» движения планет (Нассирэддин
Туей, Марата, Азербайджан)
Создание Пекинской обсерватории (Китай).
Звездный каталог 1018 звезд (эпоха 1437,5) и таблицы
движения планет (Самаркандская обсерватория Улуг-
бека).
20

1471 г. Планетные таблицы астронома и математика Региомон-
тана (Нюрнберг, Германия)
1515 г. Первое изложение системы мира Коперника в его «Ма-
«Малом комментарии» (Польша).
1528 г. Первое в Европе измерение длины градуса меридиана
(Ж- Фернель, Франция).
1540 г. «Первый рассказ» И. Ретика об учении Коперника.
1543 г. «О вращениях небесных сфер» Н. Коперника.
1576—1597 гг. Создание Тихо Браге двух богато оснащенных обсерва-
обсерваторий на острове Вэн (Дания).
1582 г. 15 окт. Введение в ряде стран Европы григорианского кален-
календаря (подготовленного советником папы Григория XIII
Христофором Клавиусом).
1584 г. «О бесконечности, вселенной и мирах», содержавшее
утверждение бесконечности Вселенной и множествен-
множественности обитаемых миров (Джордано Бруно, Италия).
1603 г. Звездный атлас «Уранометрия» с обозначением ярких
звезд греческими буквами (Иоганн Байер, Германия).
1609—1610 гг. Первые телескопические наблюдения. Открытие гор на
Луне, фаз Венеры, спутников Юпитера, установление
звездной природы Млечного Пути (Г. Галилей,
Италия).
1609 г. Два закона движения планет вокруг Солнца (И. Кеплер
«Новая астрономия, причинно обоснованная»).
1611 г. Обнаружение вращения Солнца по видимому переме-
перемещению солнечных пятен по диску Солнца (Фабрициус,
Голландия).
1614—1617 гг. Метод триангуляции и его применение к градусным из-
измерениям (Снеллиус, Голландия).
1619 г. Третий (гармонический) закон движения планет (И. Кеп-
Кеплер).
1630 г. Обнаружение зависимости периода вращения Солнца
от гелиографической широты (Шейнер, Германия).
1632 г. «Диалог о двух главнейших системах мира» Г. Галилея—
популяризация системы Коперника.
1647 г. «Селенография» Яна Гевелия (Польша).
1655—1659 гг. Изобретение маятниковых часов, открытие первого
спутника Сатурна (Титана), открытие колец Сатурна
(Хр. Гюйгенс, Голландия).
1661 — 1701 гг. Звездный каталог A564 звезды) —точность ±2'! Впер-
Впервые даны а и 6 (Гевелий, Польша).
1662 г. Первые опыты разложения солнечного света призмой
(Ньютон, Англия).
1665—1666 гг. Открытие осевого вращения Марса и Юпитера (Д. Кас-
сини, Италия).
1668 г Первый зеркальный телескоп (Ньютон, Англия).
1671 г. Открытие Парижской обсерватории (первый директор
Д. Кассини).
1671 —1673 гг. Первое определение параллакса Солнца (9",5) по наблю-
наблюдениям Марса в противостояниях (Д. Кассини, Ж- Ри-
ше, Франция).
1673 г. Первый том «Небесного строения» (Я. Гевелий, Поль-
Польша).
1675 г. Определение скорости света (О. Рёмер, Дания).
1675 г. Открытие деления кольца Сатурна «щелью Кассини»
(Франция).
1675 г. Основание Гринвичской обсерватории (первый директор
Д. Флемстид, Англия).
1678 г. Первый каталог звезд южного неба (Э. Галлей, Англия)-.
1687 г. Звездный каталог 1564 звезд (Я. Гевелий, Польша).
21

1687 г. «Математические начала натуральной философии» Нью-
Ньютона с обоснованием закона всемирного тяготения
(Англия).
1689 г. Первый меридианный инструмент (О. Ремер, Дания).
1692 г. Первая русская астрономическая обсерватория
(А. А. Любимов, Холмогоры).
1693 г. Формулировка трех законов вращения Луны (Д. Кас-
сини, Франция).
1705 г. Установление периодичности возвращения некоторых
комет к Солнцу (Галлей, Англия).
1718 г. Открытие собственных движений звезд (Галлей, Англия).
1725 г. Основание астрономической обсерватории Петербург-
Петербургской Академии наук.
1725—1728 гг. Открытие аберрации звезд (Д. Брадлей, Англия).
1733 г. Первое научное описание протуберанцев (Вассениус,
Швеция).
1743 г. «Теория фигуры Земли» А. Клеро (Франция).
1746 г. Таблицы лунного движения (Л. Эйлер).
1748 г. Открытие нутации (Брадлей, Англия).
1748 г. Общая формулировка законов сохранения вещества и
движения (М. В Ломоносов).
1749 г. Теория прецессии и нутации (Даламбер, Франция).
1753—1772 гг. Разработка теории движения Луны (Л. Эйлер).
1755 г. Каталог 3268 звезд (точность ±0s,16 по а, ±1",3 по 6)
(Д. Брадлей, Англия).
1755 г. «Всеобщая естественная история и теория неба» И. Кан-
Канта (Германия) — гипотеза происхождения небесных тел
и их систем из рассеянной материи.
Первое определение масс планет, не имеющих спутников
(А. Клеро, Франция).
Изобретение ахроматического астрообъектива (Доллонд,
Англия).
Открытие М. В. Ломоносовым атмосферы на Венере.
«Космологические письма» И. Ламберта (Германия) —
идея структурной бесконечности Вселенной.
Каталог 10 035 южных звезд (Н. Лакайль, Франция).
Вывод параллакса Солнца (8",67) из наблюдений про-
прохождений Венеры по диску Солнца в 1761 и 1769 гг.
(С. Румовский, Россия).
Определение массы Земли из наблюдений отклонений
отвеса вблизи горы (Н. Маскелайн, Англия).
Найдено правило, которому подчиняются расстояния
планет от Солнца (И. Тициус, И. Боде, Германия).
Каталог 103 «туманных объектов» («ловец комет»
Ш. Мессье, Франция).
Открытие планеты Уран (В. Гершель, Англия).
Первый каталог B69) двойных звезд (В. Гершель).
Открытие движения Солнца среди звезд, определение
координат солнечного апекса (В. Гершель)
1785 г. Исследование строения Млечного Пути методом звездных
подсчетов в избранных площадках (метод «черпков»)
(В. Гершель).
1786 г. Первый каталог A000) туманностей (В. Гершель).
1794 г. Установление космического происхождения метеоритов
(Степлинг, Чехия).
1796 г. «Изложение системы мира» П. Лапласа (Франция).
Гипотеза образования планет из вращающейся газовой
туманности.
1797 г. Усовершенствование методов вычисления кометных ор-
орбит (Г. Ольберс, Германия).
22
1757
1758
1761
1761
г.
г.
г. 26 мая
г.
1763 г.
1764—1771 гг.
1774
г.
1766—1772 гг.
1781
1781
1782
1783
г.
г.
г.
г.

1798 г.
1799 г.
1800 г.
1801 г. 1 янв.
1802 г. 28 марта
1802 г.
1802 г.
1808 г.
1809 г.
1813—1852 гг.
1814—1815 гг.
1816—1855 гг.
1817 г.
1818 г.
1822 г.
1833 г.
1835—1840 гг.
1837 г.
1839 г 19 авг.
1839 г.
1842 г.
1843 г.
1844 г.
1844 г.
1845 г.
1846 г 23 сент.
1847 г
1850—1864 гг.
Определение средней плотности и массы Земли из
опытов с крутильными весами (Г. Кавендиш, Англия).
Выход в свет первых двух томов «Небесной механики»
П. Лапласа (Франция).
Открытие инфракрасного излучения Солнца (В. Гер-
шель).
Открытие первой малой планеты Цереры (Д. Пиацци,
Италия).
Открытие второй малой планеты — Паллады (Ольберс).
Определение параллакса Солнца (8",56) по параллакти-
параллактическому неравенству Луны (Лаплас).
Открытие семи темных линий в спектре Солнца (В. Вол-
ластон, Англия).
Открытие кристаллической структуры (видманштет-
теновы фигуры) метеорного железа (Видманшгеттен,
Австрия).
«Теория движения небесных тел, обращающихся вокруг
Солнца по коническим сечениям». Метод определения
орбит по трем наблюдениям (К- Ф. Гаусс, Германия).
Всесторонние исследования двойных звезд, опублико-
опубликованные в трех больших трудах A827, 1837, 1952; В. Я.
Струве, Россия).
Описание линий поглощения в солнечном спектре
(Й Фраунгофер, Германия).
Определение длины дуги меридиана от Ледовитого
океана до Дуная (дуга Теннера — Струве)
Луна и планеты имеют солнечный спектр — доказатель-
доказательство того, что они светят отраженным светом (Фраунго-
фгр, Германия).
«Фундаментальная астрономия» (Каталог 3220 звезд —
обработка наблюдений Брадлея) (Ф. Бессель,Германия).
«Новый атлас неба», в котором впервые не было «изо-
«изображений» созвездий (Гардинг, Германия).
Первое установление радианта метеорного потока и его
периодичности (Д. Олмстед, США)
Первые определения параллаксов звезд (В Я. Струве,
Россия; Ф. Бессель, Германия; Г. Гендерсон, Англия).
Установление периодичности (ЗЗа) метеорного потока
Леонид (Г. Ольберс).
Открытие Пулковской обсерватории (первый директор
В. Я. Струве)
Первая попытка фотографировать Луну (Л. Дагер,
Франция).
Первое обнаружение изменяемости широт на Земле
(X. Петере, Россия).
Обнаружение эффекта Доплера по смещению линий
восточного и западного краев диска Солнца (Авст-
(Австрия).
Установление периодичности появления солнечных пя-
пятен (Г. Швабе, Германия).
Установление существования «невидимых» (тогда) спут-
спутников Сириуса и Проциона (Ф. Бессель, Германия).
Открытие спиральной структуры некоторых туманно-
туманностей (лорд Росс, Ирландия).
Открытие Нептуна по предвычислениям У. Леверье
(Франция) (И. Галле, Германия).
«Этюды звездной астрономии» В. Я Струве; обнаружение
межзвездного поглощения света.
Начато применения фотографии в астрономии (США,
Англия, Россия).
23

1851 г. Маятник Фуко — прибор для наглядного показа вра-
вращения Земли (Франция).
1854 г. Обнаружение противосияния (Т. Брорзен, Германия).
1856 г. Изобретение химического способа серебрения зеркал
астрономических рефлекторов (Ю. Либих, Германия).
1859 г. В сочинении «О законах собственного движения звезд
каталога Брадлея» М. А. Ковальский (Россия) высказал
идею вращения нашей звездной системы.
1859—1862 гг. Атлас и каталог 324 000 звезд северного неба «Боннское
обозрение» (BD) (Аргеландер, Германия).
1859—1864 гг. Открытие спектрального анализа (Р. Бунзен, Г. Кирх-
Кирхгоф, Германия).
1860—1863 гг. Начало спектроскопии звезд (В. Хэггинс, Англия);
первая классификация спектров звезд (А. Секки,
Италия).
1860 г. Первое успешное фотографирование короны и протубе-
протуберанцев во время солнечного затмения (А. Секки, Италия;
В Деларю, Англия).
1862—1904 гг. Изучение физической природы комет. Классификация
кометных хвостов (Ф. А. Бредихин, Россия).
1864 г. Получен эмиссионный спектр планетарной туманности
в созвездии Дракона, что доказало газовую природу
некоторых туманностей. Открытие зеленых эмиссионных
линий в спектрах туманностей, приписанных неизвест-
неизвестному элементу, названному небулием (В. Хэггинс, Анг-
Англия).
Обнаружено отсутствие астероидов с периодами в 1/2
и 1/3 периода обращения Юпитера (Д. Кирквуд, США).
Создание способа наблюдений протуберанцев Солнца
вне полных затмений-(Н. Локьер, Англия; П. Жансен,
Франция)
Открытие на Солнце гелия (Локьер).
Первое наблюдение «спектра вспышки» (Юнг, США).
Получение первой фотографии звездного спектра
(Г. Дрэпер, США).
Первые фотометрические звездные каталоги (Э. Пике-
ринг, США; В. К Цераский, Россия).
Установление связи метеоров с кометами. Открытие
«каналов» на Марсе (Д Скьяпарелли, Италия).
Открытие крошечных спутников Марса — Фобоса
(Страх) и Деймоса (Ужас) (А. Холл, США)
Теория приливов. Приливная гипотеза эволюции лун-
лунной орбиты после отделения Луны от Земли (Д. Дарвин,
Англия).
Теория рассеяния света в атмосфере (лорд Рэлей, Ан-
Англия).
Принятие поясного времени 26 странами (конференция
в США).
Открытие «серебристых облаков» (В К. Цераский).
«Канон затмений», содержащий вычисление 8000 солнеч-
солнечных и 5200 лунных затмений с 208 г. до н э по 2163 г.
н. э. (Т. Оппольцер, Австрия)
Первое наблюдение затмения Солнца с воздушного шара
(Д. И Менделеев, Россия).
Начало составления «Фотографического атласа неба»
(Международная конференция в Париже)
«Общая теория фигуры Земли» (Ф. А. Слудский,
Россия)
Открытие периодичности колебаний земных полюсов
(С. Чандлер, США, Ф Кюстнер, Германия).
24
1866
1868
1868
1870
1872
1876-
1877
1877
г.
г.
г.
г.
г.
-1884 гг
г.
г.
1879—1881 гг,
1881
1884
1885
1887
1887
1887
1888
г.
г.
г.
г.
г.
г.
г.
1888—1891 гг

1889 г.
1891 г.
1894 г.
1894—1899
1895 г.
1896 г.
1896—1908
1898 г.
1898 г.
1900—1910
1901 г.
1903—1912
1903—1905
1904 г.
1905—1913
1908 г.
1908—1910
1909 г.
1909—1910
1910 г.
1910—1914
1911 — 1913
1912 г.
1912 г.
1913 г.
1913 г.
1914 г.
1914 г.
гг.
гг.
гг.
п.
гг.
гг.
гг.
гг.
гг
гг
1914 г.
Открытие спектрально-двойных звезд (А. Мори, Э. Пике-
ринг, США; Фогель, Шейнер, Германия).
Изобретение спектрогелиографа (Дж. Хэйл, США,
А. Деландр, Франция).
Спектральное доказательство метеоритного строения
колец Сатурна (А. А. Белопольский, Россия).
Экспериментальное доказательство принципа Доплера.
Открытие изменений лучевых скоростей у цефеид
(А. А. Белопольский).
Экспериментальное определение нижнего предела тем-
температуры Солнца C500°) (В. К- Цераский).
Международное соглашение астрономов о величине
параллакса Солнца 8",80
Установление зависимости формы солнечной короны от
числа солнечных пятен (А П Ганский, Россия).
Первое измерение гепла от звезд (Никольс, США)
«Новые методы небесной механики» (А. Пуанкаре,
Франция).
Экспериментальное доказательство давления света на
пылевые и газовые частицы (П. Н. Лебедев, Россия).
Установление спектральной классификации звезд на
Гарвардской обсерватории (А. Кэннон, США).
«Исследование мировых пространств реактивными при-
приборами» (К- Э Циолковский, Россия).
Определение звездной величины Солнца (Цераский).
Открытие стационарных линий межзвездного кальция
(И. Гартман, Германия).
Обнаружение звезд-карликов и звезд-гигантов (Э. Герц-
шпрунг, Дания; Г. Рессел, США).
Открытие магнитного поля солнечных пятен (Дж.
Хэйл, США).
Первые исследования лунных приливов в земной коре
(А. Я- Орлов, Россия)
Открытие влияния вращения компонентов затменных
двойных на кривую лучевых скоростей (Э. Шлезингер,
США).
Применение светофильтров к изучению поверхности
Марса, открытие избирательного (селективного) меж-
межзвездного поглощения света (Г. А. Тихов, Россия).
Начало фотоэлектрических наблюдений с селеновым
фотоэлементом (Д. Стеббинз, США).
Начало разработки теории звездных атмосфер
(К- Шварцшильд, Германия).
Диаграмма «спектр — светимость» (Герцшпрунг, Рес-
Рессел).
Открытие зависимости «период — светимость» у цефеид
(Г. Ливитт, США).
Первые определения лучевых скоростей галактик
(В. Слайфер, США).
Обнаружена перемена знака полярности у солнечных
пятен нового цикла (Хэйл, США).
Теория строения атома водорода, позволившая рас-
расшифровать серии линий в звездных спектрах (Н. Бор,
Дания).
Пульсационная теория цефеид (X. Шепли, США).
Метод определения спектральных параллаксов (абсо-
(абсолютных звездных величин) (В. Адаме и А. Коль-
шюттер, США).
Начало разработки теории зодиакального света
(В. Г. Фесенков, Россия).
25

1915 г. А. Эйнштейн показал, что в поле тяготения Солнца от-
отклонение светового луча у края диска дслжно быть Г,75
(аффект Эйнштейна).
Открытие первой звезды — белого карлика (В. Адаме,
США).
Начало теоретического исследования внутреннего строе-
строения звезд (А Эддингтон, Англия).
Оценка расстояния Солнца от центра Галактики в
30 000 световых лет (X. Шепли, США).
Открытие источника звездной энергии: реакция превра-
превращения водорода в гелий (Ж. Перрэн, Франция).
Наблюдательная проверка ебщей теории относительно-
относительности Эйнштейна — обнаружение «эффекта Эйнштейна» —
отклонения световых лучей в поле тяготения Солнца
(А. Эддингтон).
Образование Международного Астрономического Союза
(MAC)
Теория ионизации в звездных атмосферах — основа ин-
интерпретации звездных спектров (М. Саха, Индия).
Измерение диаметров некоторых звезд интерферометром
(А. Майкельсон, США).
Модель мира Фридмана (А. А. Фридман, СССР).
Установление зависимости «масса — светимость» у звезд
(Герцшпрунг, Рессел, Эддингтон).
Открытие первого планетария Бауэрсфельда (фирма
Цейсе, Германия).
Разрешение (разделение) на звезды галактик М 31 и
М 33 (Э. Хаббл, США).
Изучение вращения Галактики (Б. Линдблад, Швеция;
Я Оорт, Голландия)
Физическая теория газовых туманностей (В. А. Амбар-
цумян, СССР; X. Цанстра, Голландия).
Разработка метода изучения вращения звезд (Г. А. Шайн,
СССР и О. Струве, США).
Открытие закона «красного смещения» в спектрах
галактик (Хаббл).
Изобретение способа алюминирования зеркал распыле-
распылением в вакууме (Д. Стронг, США).
Окончательное установление существования межзвезд-
межзвездного поглощения света (Р. Тремплер, США).
Открытие Плутона (К- Томбо, США).
Изобретение Б Шмидтом (Германия) новой системы
телескопа.
Первые фотографические наблюдения солнечной коро-
короны вне затмения (Б Лио, Франция).
Открытие космического радиоизлучения на волне 15 м
(радиоинженер К. Янский, США).
Метод определения расстояний до планетарных туман-
туманностей (Б. А Воронцов-Вельяминов, СССР).
Вывод элементов советского эллипсоида Земли
(Ф Н. Красовский, СССР).
Теория термоядерных реакций синтеза в звездных
недрах как источников звездной энергии (Г. Бете,
США; К Вейцзеккер, Германия).
Конструкция первого радиотелескопа (Г. Рибер, США)
и обнаружение дискретных источников космического
радиоизлучения.
Исследования изотопа углерода С13 в атмосферах
звезд поздних спектральных классов (Г. А. Шайн,
СССР).
26
1915
1916
1918
1919
1919
1919
1920
1923
г.
г.
г.
г.
г.
г.
г.
г.
1923 г.
1923—1924
1923
1924
г.
г.
1926—1927
1927—1932
1928
1929
1929
1930
1930
1931
1931
1931
1932
1936-
1937
г.
г.
г.
г.
г. 13 »
г.
г.
г.
г.
-1940
г.
1937—1940
1940
г.
гг.
гг.
гг.
ларта
гг.
гг.

1940—1944 гг. Метод учета межзвездного поглощения света (П. П. Па-
ренаго, СССР).
1941 г. Изобретение менисковых оптических систем (Д. Д.
Максутов, СССР).
1942 г. Отождествление многих линий спектра солнечной ко-
короны с запрещенными линиями многократно ионизован-
ионизованных атомов Са, Fe, Ni и некоторых других элементов
(В. Эдлен, Швеция).
1942—1944 гг. Независимые открытия радиоизлучения Солнца на вол-
волне 187 см (Саутворт, Англия; Д. Хей, Г. Рибер, США).
Крабовидная туманность — остаток сверхновой звезды
1054 г. (Н. Мейолл, США; Я- Оорт, Голландия).
1943—1946 гг. Изучение подсистем в Галактике, имеющих различный
возраст, происхождение и пути их развития (Б. В. Ку-
каркин, СССР).
1944 г. Разрешение на звезды ядер некоторых спиральных га-
галактик и установление звездной природы некоторых эл-
эллиптических галактик; разделение звездного населения
на два типа (В. Бааде, США).
1944 г. Предсказание возможности существования космического
радиоизлучения нейтрального водорода на волне 21 см
(X. ван де Холст, Голландия).
1945 г. Теория точного определения фигуры реальной Земли
(М. С. Молоденский, СССР).
1945 г. Радиолокация метеоров (Хей и Стьюарт, США).
1946 г. Радиолокация Луны (Венгрия, США). Обнаружение
собственного радиоизлучения Луны.
1947 г. Открытие интенсивных и знакопеременных магнитных
полей у звезд (Гораций Бэбкок, США).
1947 г. Открытие глобул (Б. Бок, Э. Рейли, США).
1947—1948 гг. Открытие звездных ассоциаций (В. А. Амбарцумян,
СССР).
1948 г. Теоретическое обоснование возможности наблюдения
космического радиоизлучения на волне 21 см
(И С Шкловский, СССР).
1948 г. Обнаружение поляризации света звезд (В. Хилтнер и
Д Холл, США; В А. Домбровский, СССР).
1948 г. Обнаружение с помощью приборов на ракетах рентге-
рентгеновского излучения солнечной короны (Тауси, США).
1948 г. Фотографирование ядра Галактики в инфракрасных
лучах (В. Б. Никонов, А А. Калиняк и В. И. Кра-
совский, СССР).
1949—1953 гг. Обнаружение большого числа новых газовых (водород-
(водородных) туманностей в Галактике и в галактиках
(Г. А. Шайн и В. Ф. Газе, СССР).
1949 г. Завершение постройки крупнейшего в мире 5-метрового
телескопа (США).
1951 г. 29 сент. Открытие XII спутника Юпитера (С. Никольсон, США).
1951 г. Открытие предсказанного теоретически радиоизлучения
межзвездного водорода на волне 21 см (X. Ивен
и Э. Парселл, США, Голландия, Австралия).
1951 г. Первые успехи электронной фотографии (А. Лальман,
Франция).
1951 г. Первые радионаблюдения спиральной структуры Галак-
Галактики в эмиссии нейтрального водорода на волне 21 см
(X. Ивен, Э. Парселл, США).
1951 г Спиральная структура Галактики по радионаблюдениям
(Я Оорт, Голландия).
1952—1962 гг. Пересмотр шкалы межгалактических расстояний (В. Баа-
Бааде, А. Сендидж, США).
27

1954 г.
1955 г.
1956 г.
1956 г., дек.
1957 г. 4 окт.
и 3 ноябре
1957 г.
1958—1960 гг.
1958 г.
1959 г. апр.
1961 г. 26 апр.
1961 г., май
1961 г.
1963 г., начало
1963 г , сент —
ноябрь
1963 г., весна
1965 г.
1965 г.
1965 г.
1965 г.
1965 г. 20 июня
1965 г. 16 июля
1966 г.
1966 г. 3 февр.
1966 г. июнь
1966 г 15 дек.
1967 г.
1969 г.
Начало баллонной астрономии (О. Дольфюс, Франция).
Открытие радиоизлучения Юпитера (Б. Бьюрке и К.
Франклин, США).
Обнаружение радиоизлучения комет (кометы Аренда —
Ролана) (США, Бельгия).
Завершена постройка большого пулковского веерного
радиотелескопа (С. Э. Хайкин, Н. Л. Кайдановский,
СССР).
Запуск первых в мире искусственных спутников Земли
(СССР).
Установлен крупнейший параболический радиотеле-
радиотелескоп 76 м (Англия).
Открытие радиационных поясов Земли (Д. Ван Аллен,
США; С. Н. Вернов, А. Е. Чудаков и др., СССР).
Ядра галактик играют важную роль в эволюции галак-
галактик (В. А. Амбарцумян, СССР).
Радиолокация Солнца (Стэнфордский ун-т, США).
Открытие космического 7-излучения (США).
Первые радиолокационные определения расстояния до
Венеры (Англия, СССР, США).
Открытие пылевых спутников Земли — пылевых обла-
облаков, находящихся близ точек либрации L4 и Lh (ср. с
троянцами) (К- Кордылевский, Польша).
Открытие квазаров (М. Шмидт, США).
Радиолокация Юпитера на расстоянии 1200 млн. км
(СССР, США).
Обнаружение первых двух источников рентгеновского
излучения — Крабовидной туманности и ХР-1 Sco
(X. Фридман и др., внеатмосферные исследования с ра-
ракетами, США).
Открытие квазагов (А. Сэндидж, США).
Обнаружение атмосфер на спутниках Юпитера Ио,
Европе и Ганимеде (А. А. Калиняк, СССР).
По радиолокационным наблюдениям Меркурия получе-
получено новое значение периода вращения планеты 59d,3±2d
[самый большой неподвижный радиотелескоп C05 м в
диаметре) Корнельского ун-та в Петенгилле (Ареси-
бо), Пуэрто-Рико, США].
Обнаружение предсказанного теорией «горячей вселен-
вселенной» реликтового теплового излучения 2°,7К (А. Пен-
зиас и Р. Вилсон, США).
Фотографирование обратной стороны Луны «Зондом-3»
(СССР).
Открытие кратеров на Марсе (телепередача с «Мари-
нер 4», США)
Открытие первого точечного источника космических
лучей Лебедь CmR-1 (Д. Датни, США).
Передача по радио лунного ландшафта «Луной-9», осу-
осуществившей мягкую посадку
Самый мощный источник рентгеновского излучения отож-
отождествлен со звездой 13т— остатком сверхновой (в Скор
пионе).
Открыт десятый спутник Сатурна, названный Янусом
(О Дольфюс, Франция)
Открытие первого пульсара (Э. Хьюиш, Ж. Белл и др.,
Англия).
Обнаружение радиолинии Н2О от галактического источ-
источника (А. Чеунг и др., США).

ГЛАВА I
ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О ЗЕМЛЕ, ЛУНЕ, СОЛНЦЕ,
СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ И ВСЕЛЕННОЙ
1. Земля
Первые астрономические явления, которые с детства знакомы
каждому, это — смена дня и ночи, восход и заход Солнца. Объяснение
этих явлений связано с вопросом о форме и вращении нашей Земли.
На смену представлениям о плоской неподвижной Земле и «небесной
тверди» пришло признание шарообразности и вращения Земли и без-
безграничности небес. Доказательства шарообразности Земли черпались
из наблюдений округлой формы края земной тени на диске Луны во
время лунных затмений, из наблюдений постепенного появления или
исчезновения морских судов при их приближении или удалении от
берега, изменения высоты Полярной звезды при перемене широты
места наблюдения, из факта расширения горизонта по мере подъема
вверх. Идея шарообразности Земли возникла еще у древних греков
(Пифагор, VI в. до н. э.; Парменид, VI — V вв. до н. э.; Аристотель,
IV в. до н. э.), но потом оставалась в забвении более полутора тысяч
лет, до времен Колумба и кругосветных путешествий XVI в.
Размеры земного шара впервые были определены около 240 г.
до н. э. Эратосфеном B76—194 гг. до н. э.) в Александрии. Он нашел,
что в день летнего солнцестояния в Сиене (южный Египет) Солнце
в полдень проходит через зенит, а в Александрии — на расстоянии
1/50 окружности G°,2) от него. Расстояние между этими городами,
расположенными приблизительно на одном меридиане, составляло
5000 греческих стадий. Следовательно, полная окружность равна
250 000 стадий, а радиус земного шара #=40 000 стадий. Принимая
наиболее вероятную длину стадии равной 160 ж, получаем #==6400 км.
Современные определения дают #=6378 км. Однако форма Земли
отличается от шара (стр. 34).
Вращение земного шара самым естественным образом объясняет
смену дня и ночи, восход и заход светил. Можно привести следующие
доказательства вращения Земли вокруг своей оси: поворот с течением
времени плоскости качаний маятника Фуко относительно окружающих

его предметов во всех местах земного шара, кроме его экватора, сплюс-
сплюснутость Земли, обнаруживаемая из градусных измерений, отклонение
падающих тел к востоку, размыв правых берегов рек, текущих в се-
северном полушарии Земли, и левых — в южном полушарии (закон
Рис. 1. Фотография Земли с космического летательного аппарата «Зонд-5», сделанная с расстоя-
расстояния около 90 тыс. км в 12 час 8 мин по московскому времени 21 сентября 1968 г.
Бэра), северо-восточные пассаты в северном полушарии Земли и юго-
восточные— в южном, круговые движения в циклонах (против часовой
стрелки в северном и по часовой стрелке — в южном полушариях
Земли; обратные этим движения в антициклонах), изменение силы
30

тяжести с широтой (частично объясняемое сплюснутостью Земли)
и т. д.*).
Некоторые греческие ученые догадывались и о годичном движении
Земли вокруг Солнца. Аристарх Самосский еще в III в. до н. э. счи-
считал, что Земля обращается вокруг Солнца. Однако эта идея также
оставалась в забвении полторы тысячи лет. Следующие явления можно
назвать доказательствами обращения Земли вокруг Солнца: годичный
параллакс звезд, годичную аберрацию звезд и смещение линий в спект-
спектрах звезд с периодом в один год**).
Рис 2 Влияние парал-
параллакса на положение звез-
звезды близ полюса эклипти-
эклиптики (параллаксы звезд
меньше 1").
Рис 3 Влияние абер-
аберрации на положение
звезды близ полюса
эклиптики
Годичное движение Земли перемещает наблюдателя и этим вызывает
видимое смещение более близких звезд относительно более далеких.
В течение года близкие звезды описывают на небе параллактические
эллипсы (рис. 2). Большая ось такого эллипса всегда параллельна
плоскости земной орбиты, т. е. плоскости эклиптики (см. стр. 224),
а величина оси зависит от расстояния звезды (чем меньше расстояние,
тем она больше); величина малой оси зависит, кроме того, и от угло-
углового расстояния звезды от плоскости земной орбиты, т. е. от астроно-
астрономической широты звезды. Годичные параллаксы звезд (см. стр. 127)
меньше 1". Самая близкая к нам звезда имеет параллакс 0",76.
*) При точных астрономических наблюдениях можно обнаружить такие связан-
связанные с вращением Земли явления, как суточная аберрация звезд, суточный параллакс
Луны; из измерений положений спектральных линий — суточные колебания лучевых
скоростей звезд и т. д.
**) К этому можно еще добавить периодичность изменения периодов затменных
звезд и аналогичные изменения в моментах наступления затмений спутников Юпитера.
31

Годичное движение Земли вызывает, кроме того, аберрационное
смещение звезд; все звезды описывают за год аберрационные эллипсы,
большие оси которых всегда равны 41" и параллельны эклиптике,
а величины малых осей зависят от астрономической широты звезды
(рис. 3). Это аберрационное смещение является результатом сложения
движения Земли по ее орбите (в среднем со скоростью 29,8 км/сек)
с движением света (скорость около 300 000 км/сек), идущего от звезды.
В каждый данный момент звезда смещается в направлении движения
Земли, к так называемому апексу орбитального движения Земли. Этот
апекс всегда лежит в плоскости земной орбиты приблизительно
под прямым углом к Солнцу на запад от него.
Рис. 4. Земля обращается вокруг Солнца по эллипсу.
Годичное движение Земли вызывает также периодическое смещение
линий в спектрах звезд. Наибольшее смещение линий к красному кон-
концу спектра, которое согласно принципу Доплера (стр. 268) означает
наибольшую скорость удаления от звезды, бывает в тот момент, когда
геоцентрическая долгота (стр. 226) звезды на 90° больше долготы Солн-
Солнца, наибольшее смещение к фиолетовому концу — при долготе звезды,
на 90° меньшей долготы Солнца.
Пренебрегая влиянием притяжения Луны на Землю, можно ска-
сказать, что Земля движется вокруг Солнца по эллипсу (рис. 4) с эксцен-
эксцентриситетом 0,16724 (около 1/60)*). Солнце находится в одном из фоку-
фокусов эллипса земной орбиты**). Расстояние Земли от Солнца изменяется
*) Эксцентриситет земной орбиты уменьшается теперь на величину 0,000042
в столетие. Через 24 тысячи лет он станет равным 0,003, а затем в течение 40 тысяч
лет будет увеличиваться до значения 0,077.
**) Точнее, фокус земной орбиты (если пренебречь существованием всех осталь-
остальных планет) находится на расстоянии 417 км от центра Солнца по направлению к
Земле.
32

в течение года на 2,5 млн. км в обе стороны от среднего значения
(на ±1,6%).
Строго же говоря, вокруг Солнца движется центр тяжести системы
Земля — Луна, так называемый барицентр; вокруг этого центра Зем-
Земля и Луна описывают в течение месяца свои орбиты (рис. 12). Дви-
Движение Земли вокруг барицентра с периодом в один месяц вызывает
периодические колебания в долготах и широтах Солнца и планет.
Точное определение амплитуды этих колебаний дает возможность
определить расстояние центра Земли от барицентра (барицентр на-
находится на расстоянии 4672 км от центра Земли по направлению к Луне,
т. е. приблизительно на 1700 км под поверхностью Земли) и отсюда
найти отношение массы Луны к массе Земли.
По радиолокационным наблюдениям последних лет среднее рас-
расстояние Земли от Солнца равно 149 600 000 км A астрономическая
единица — а. е.).
Эта фундаментальная в астрономии величина выводилась раньше
из определений солнечного параллакса. Горизонтальным параллаксом
Солнца называется угол, под которым на расстоянии Земли от центра
Солнца был бы виден экваториальный радиус Земли. Одним из ранних
методов измерения солнечного параллакса было наблюдение из разных
пунктов на Земле явления прохождения Венеры или Меркурия по
диску Солнца (стр. 252). Много раз он определялся из измерений па-
параллаксов малых планет с хорошо изученным движением вокруг Солн-
Солнца. Радиолокационные наблюдения (в СССР и в США) Венеры и Марса
позволили уточнить расстояние до Солнца и, следовательно, солнечный
параллакс. Параллакс Солнца равен 8",794. Аналогичный угол для
Луны (горизонтальный или, иначе, суточный параллакс) составляет
в среднем 57\ Для планет он меньше Г. Для ближайшей звезды соот-
соответственный угол составляет всего 0",00003.
Полный оборот вокруг Солнца Земля совершаете течение 365,25636
суток C65d 6h9m 10s ).Это так называемый звездный, или сидерический год.
Средний промежуток времени от одного весеннего равноденствия
до следующего, называемый тропическим годом (см. стр. 241) равен
365,2422 средних суток C65d5h48m46s *)).
Самая близкая к Солнцу точка орбиты любой планеты называется
перигелием (для Земли расстояние перигелия от Солнца 147 117 000 км),
самая далекая — афелием (для Земли— 152 083 000 км). Их соеди-
соединяет линия апсиду совпадающая с большой осью эллипса планетной
орбиты. Положение линии апсид определяется гелиоцентрической
долготой перигелия. В 1960 г. долгота перигелия земной орбиты была
близка к 102°. Вследствие медленного вращения линии апсид долгота
перигелия возрастает на 61",9 в год. Полный тропический оборот
линия апсид делает в 20 934 года. Сидерический период — 111 270 тро-
тропических лет. В настоящую эпоху Земля проходит через перигелий
*) Вследствие возмущающего влияния притяжения других планет, главным
образом Юпитера и Сатурна, величина тропического года подвержена колебаниям
в несколько минут. Кроме того, средняя продолжительность тропического года умень-
уменьшается на 0s,53 в сто лет.
2 П. Г. Куликовский 33

2—5 января, а через афелий 1—5 июля *). Скорость движения Земли
различна в разных частях орбиты. Средняя скорость движения Земли
по ее орбите около 30 км/сек, или 100 000 км/час; на длину своего попе-
поперечника Земля продвигается за семь минут. Среднее ускорение дви-
движения Земли (всегда направленное к Солнцу) составляет 0,59 см/сек2.
Плоскость земного экватора наклонена на 23°27' к плоскости зем-
земной орбиты, причем земная ось стремится сохранить неизменным свое
направление в пространстве, указывая всегда на северный полюс мира,
находящийся вблизи Полярной звезды. Наклон оси вращения Земли
и постоянство ее направления являются причиной смены времен года
на Земле. Продолжительность времен года зависит от эксцентриситета
земной орбиты и от расположения линии апсид.
Продолжительность астрономических времен года в эпоху около
1950 г. следующая:
весна — от весеннего равноденствия до летнего солнцестояния —
92d,795=92d19h,
лето — от летнего солнцестояния до осеннего равноденствия —
93d,629=93d15h,
осень — от осеннего равноденствия до зимнего солнцестояния —
89d ,806=89d 19h,
зима — от зимнего солнцестояния до весеннего равноденствия —
89d,012=89d00h.
Таким образом, весна и лето в нашем полушарии продолжаются
около 186d,4=186d10h , а осень и зима — 178d,8= 178d20h . За начало
астрономических времен года принимают моменты прохождения цент-
центра Солнца через соответственные точки равноденствий и солнцестояний.
Из градусных измерений было получено, что длина одного градуса
широты у экватора равна 110,6 км, а у полюсов — 111,7 км. Это при-
приводит к заключению о том, что истинная форма Земли близка к сфе-
сфероиду**). Экваториальный радиус этого сфероида а=6378,142 км, a
полярный 6=6356,757 км\ разность их а—6=21,385 км. Изучение
движения искусственных спутников Земли позволило определить,
что южный полюс на 30 м ближе к центру, чем северный.
Сплюснутость земного сфероида характеризуется отношением раз-
разности экваториального а и полярного b радиусов к экваториальному.
Это отношение очень мало:
а ~ а ~~ 298,255 '
что составляет около 0,3%, в то время как сплюснутость Юпитера
около 6%. Если построить модель Земли с экваториальным диамет-
диаметром, равным 1 м, то полярный диаметр будет равен 997 мм, т. е. их
*) Так как барицентр не движется строго по эллипсу вследствие притяжения
планетами Земли (и Солнца; рис. 40), то самое близкое и самое далекое от Солнца
расстояние ке приходится всегда на одни и те же дни года.
**) Сфероид, с точностью до членов порядка сплюснутости совпадает с элли-
эллипсоидом — пространственной фигурой, получающейся при вращении эллипса вокруг
его малой оси.
34

различие на глаз неощутимо*). Точнейшие геодезические измерения,
наблюдения ИСЗ и данные гравиметрии **) приводят к более точному
представлению о фигуре Земли, к понятию о так называемом геоиде***).
Геоид не является правильной геометрической фигурой; за поверхность
геоида принимается некоторая поверхность, в каждой точке перпенди-
перпендикулярная к линии отвеса (уровенная поверхность). Эта поверхность
приблизительно совпадает с невозмущенной приливами поверхностью
океанов и мысленно продолжается на части Земли, занятые матери-
материками****). От поверхности
геоида отсчитывают высоты
различных точек на Земле,
когда указывают «высоту над
уровнем моря»*****).
Сплюснутость Земли соз-
создает некоторое осложнение
при определении широт на ее
поверхности. Угол при центре
Земли между плоскостью
экватора и направлением в
данную точку поверхности
(рис. 5) называется геоцентри-
геоцентрической широтой места ф'.
Астрономическая широта
есть угол между отвесной
на высоте полюса над
Рис. 5. Разность астрономической и геоцентриче-
геоцентрической широт.
и плоскостью экватора и рав-
линией
горизонтом hp. Разность ф—ф' является
функцией ф; она равна нулю для экватора и полюсов и достигает
максимума, равного 1ГЗЗ", при cp=dz45°. Разность ф—ф' наряду с
длиной одного градуса, одной минуты и одной секунды меридиана
и параллели для разных широт дана в табл. 12.
Вследствие неоднородности внутреннего строения земной шар
не занимает неизменного положения относительно своей оси вращения.
Поэтому полюсы Земли описывают на ее поверхности сложные линии
*) Последующие точные исследования привели к представлению о том, что
земной экватор также не круг, а эллипс, т. е. что Земля является как бы трехосным
эллипсоидом. Большая полуось экватора на 213 м больше его малой полуоси и на-
направлена к долготе 7е к западу от Гринвича. Обнаружены и другие неправильно-
неправильности формы Земли.
**) Гравиметрия— наука о гравитационном поле Земли. Гравиметристы из-
измеряют ускорение силы тяжести на земной поверхности и изучают на основе этих
измерений фигуру Земли, а также гравиметрические аномалии, свидетельствующие
об особенностях строения тела Земли и, в частности, о залегании полезных ископа-
емых. Ускорение силы тяжести на поверхности любого небесного тела g=/-^-, где
/ — постоянная тяготения (стр. 255), ЭД1 и R — масса и радиус, выраженные в еди-
единицах массы и радиуса Земли (для планет) или в солнечных единицах (для звезд).
***) Геоид — по-гречески земноподобный.
****) Например, по воображаемым каналам, прорытым сквозь все материки
от одного океана до другого.
*****) Практически средний за много лет уровень, отмечаемый на футштоке водо-
водомерного поста, принимается за нуль шкалы глубин и высот. В СССР — это нуль Крон-
Кронштадтского футштока,

(рис. 6), впрочем, в течение десятилетий не выходившие за пределы
квадрата со стороной 0",8, что соответствует 25 м. Полюс принимает
участие в двух основных движениях: одно совершается по кругу
радиусом 4,5 м в течение 427d (оно связано с периодом так называе-
называемых собственных колебаний земного шара), другое совершается по
вытянутому эллипсу с большой полуосью 5 м я периодом в один год
(оно связано с сезонными явлениями на Земле). 70-летние наблюдения
+Q4-
-+#4
Рис 6. Движение Северного полюса Земли с 1934 по 1940 г. (минималь-
(минимальные колебания полюса) и с 1950 по 1955 г. (максимальные колебания по-
полюса) Сводка К. А. Куликова
Международной Службы широты *) позволили заметить периодические
(период около 42 лет) изменения амплитуды колебания полюса. Начи-
Начиная с 1950 г., неожиданно для специалистов, кривая, описываемая
северным полюсом Земли, превысила указанные пределы (рис. 6)**).
Причины нарушения установившегося равновесия еще не ясны.
*) Международные широтные станции расположены на северной широте 39°8'
в следующих местах: Мицузава (Япония) 141°8' вост. долг., Китаб (СССР) 66°53'
вост. долг., Карлофорте (Италия) 8°19' вост. долг., Гейтерсбург (США) 77°12' зап.
долг., Цинциннати (США) 84°25' зап. долг., Юкайя (США) 123°13' зап. долг. Кроме
того, в изучении движений полюсов принимает участие ряд крупных обсерваторий
мира, в СССР, например, Пулковская, Полтавская, ГАИШ и другие, а также ряд
широтных станций южного полушария (см «Изменяемость широт и долгот» К. А. Ку-
Куликова).
**) И в этом случае площадь полученного квадрата в 12 раз меньше площади
большого футбольного поля.
36

Земная ось принимает участие еще в двух движениях — прецес-
прецессионном (стр. 241) и нутационном (стр. 243).
Вследствие вращения Земли каждая точка экватора имеет линей-
линейную скорость 465 м/сек. На широте ф линейная скорость равна
465cos ф м/сек. Развивающаяся в силу этого центробежная сила
уменьшает силу тяжести на земной поверхности. На экваторе центро-
центробежная сила составляет 1/289 часть силы тяжести. Реально это отно-
отношение достигает 1/190, что объясняется сплюснутостью Земли.
Сплюснутость Земли и ее вращение приводят к тому, что нормаль-
нормальное для данной широты ф ускорение силы тяжести g? имеет следующее
приближенное выражение:
?9 = ?о + (?9о— go) sin2 ф,
где ?о=978,О см/сек2] g90—go=5,3 см/сек2. Лишь одна треть этой раз-
разности объясняется сплюснутостью Земли. Более строгая формула дает
g9 = 978,049 A + 0,005288 sin2 Ф — 0,000006 sin2 2q>).
Иногда ускорение силы тяжести выражают в единицах, носящих
название гал (в честь Галилея). Гал равен 1 см/сек2. Предел точности
современных определений вели-
величины ускорения силы тяжести
=Ь0,Змикрогала. Таким образом,
ускорение силы тяжести опре-
определяется с точностью приблизи-
приблизительно до одной трети миллиард-
миллиардной доли своей величины. Оно
уменьшается на 0,3086 мгл на 1 м
высоты до нескольких сотен км.
Наши представления о внут-
внутреннем строении и физическом
состоянии недр земного шара
основаны на разнообразных дан-
данных, среди которых существен-
существенное значение имеют данные
сейсмологии*). Изучение рас-
распространения в земном шаре
упругих волн, возникающих
при землетрясениях или при
МОЩНЫХ ВЗрЫВаХ, ПОЗВОЛИЛО Рис. 7. Внутреннее строение Земли.
открыть и изучить слоистое
строение земных недр.
Земной шар (рис. 7) имеет раскаленное ядро, однако тепло, которое
каждый сантиметр поверхности Земли получает от ее недр, в 5000 раз
меньше тепла, получаемого от Солнца. При углублении на каждые
33 м внутрь земной коры температура повышается в среднем на один
*) Сейсмология — наука о землетрясениях и законах распространения упругих
волн в земном шаре,
37

градус. Этот геотермический градиент зависит от места на Земле;
он оказывается равным 20 м на о-ве Борнео, 30—35 м в средней Евро-
Европе, 40—45 м Северной Америке. Можно предполагать, что это повы-
повышение температуры происходит лишь в сравнительно тонком слое
земной коры (не глубже 100 км), в котором находятся радиоактивные
вещества. Распад атомов радиоактивных элементов и превращение их
в атомы других элементов сопровождаются выделением тепла. Ядро же
Земли имеет температуру 2000—4000°. Однако при такой температуре
упругость внутренних частей ядра, находящихся под давлением
(до 3V2 млн. атмосфер) вышележащих слоев, в 2V2 раза больше упру-
упругости стали. При этих условиях вещество в ядре Земли находится
в особом «металлическом» состоянии *). Плотность в центре Земли
около 17 г1смъ. Средняя плотность Земли E,52) приблизительно вдвое
больше плотности поверхностных ее слоев B,7).
Толщина земной коры (в которую входят осадочные породы, гранит,
базальт), вплоть до основания базальтов в разных районах земного
шара, составляет от 30 до 60 км (средняя плотность 2,7—2,8 г!см*).
Толщина земной коры в океанах меньше — 4—8 км (т. е. в 3—10 раз
тоньше, чем у континентов). Нижняя граница земной коры называется
границей Мохоровичича. Таким образом, в океанах она залегает на
глубине всего 10—15 км\
Под корой, до глубины 2900 км, расположена мантия, или оболоч-
оболочка. Глубже находится ядро. Вопрос о существовании многих границ
Таблица I
Химический состав Земли
Земля в целом
Атмосфера, гидросфера и литосфера
% по
весу
% по
весу
Железо Fe . . . .
Кислород О ...
Кремний Si ...
Магний Mg ....
Никель Ni . . . .
Кальций Са . . .
Алюминий А1 . .
Сера S
Натрий Na . . .
Хром Сг
Калий К
Фосфор Р . . . .
Марганец Мп . . .
Углерод С ....
Титан Ti
Остальные элементы
,76
,71
,53
,69
,46
,32
,79
,64
,38
,20
,14
,11
,07
,04
,02
,14
Кислород О . . . .
Кремний Si . . . .
Алюминий А1 . . .
Железо Fe . . . .
Кальций Се . . . .
Натрий Na . . . .
Калий К
Магний Mg . . . .
Водород Н . . . .
Титан Ti
Хлор С1
Фосфор Р
Марганец Мп . . .
Углерод С . . . .
Сера S
Остальные элементы
,42
,75
,51
,70
,39
,64
,40
,94
,88
,58
,188
,120
,09
,087
,06
,26
*) Водород, перейдя под действием большого давления в «металлическое» со-
состояние, приобретает плотность, равную единице.

раздела слоев разной плотности в толще Земли в настоящее время под-
подвергается пересмотру. Вероятно, что, помимо границы, залегающей
на глубине 2900 км, где плотность скачком меняется от 5,7 до 9,3,
имеется еще лишь одна граница, на глубине 5000 км, где происходит
новое резкое изменение плотности (от 11,1 до 17).
Химический состав всей Земли в целом и средний состав атмосфе-
атмосферы, гидросферы и каменной оболочки — литосферы — дан в табл. I.
Согласно последним данным советских ученых, использовавших
для оценки возраста самых древних пород земной коры самопроиз-
самопроизвольный распад стронция и аргона с выделением изотопов рубидия-87
и калия-40, этот возраст не менее 3—4 миллиардов лет. Ураново-
свинцовый метод (образование изотопа свинца РЬ-206) давал оценку
5,4-109 лет. Возраст Земли как планеты, естественно, больше.
Земной шар представляет собой магнит, причем магнитная ось
Земли наклонена на угол 11°,5 к оси вращения. Она проходит на рас-
расстоянии около 1200 км от центра Земли; магнитный полюс, находя-
находящийся в северном полушарии Земли, имеет координаты 76° N и 102° W;
другой полюс: 68° S и 145° Е. Напряженность магнитного поля на по-
поверхности Земли зависит от места наблюдения и от времени. При от-
отсутствии возмущений (от Солнца) на северном магнитном полюсе она
редко превышает 0,6 эрстед*), на южном 0,7, а на магнитном эква-
экваторе 0,3 эрстеда.
Земная атмосфера. Воздушный океан, окружающий Землю,—
ее атмосфера,— является ареной, на которой разыгрываются разно-
разнообразные метеорологические явления. Для астрономов атмосфера
является скорее помехой в наблюдательных работах, хотя некоторые
явления, относящиеся к астрономии, протекают в атмосфере (напри-
(например, вспышки метеоров). Воздух рассеивает солнечные лучи, причем
это рассеяние возрастает с уменьшением длины волны. Для видимого
спектра большее рассеяние сине-зеленых лучей обусловливает голубой
цвет неба и не дает возможности наблюдать звезды днем**). В силу
этого же Солнце и Луна близ горизонта (перед закатом и после вос-
восхода) бывают красного или оранжевого цвета. Излучение с длиной
волны короче 290 ммк полностью поглощается слоями озона (О3),
находящимися на рысотах до 45 км (максимум плотности на высоте
21 км). Общая толщина слоя озона, приведенного к нормальным усло-
условиям (т. е. давлению 760 мм ртутного столба и температуре 0е), состав-
составляет всего около 3 мм (меняется в течение года от 2,35 до 3,60 мм).
Он предохраняет живую природу от губительного действия далеких
ультрафиолетовых и других коротковолновых излучений, интенсив-
интенсивность которых в спектре Солнца весьма велика. С помещью лазера
(на 3-дюймовом телескопе; отраженный луч принимался на 12-дюймо-
12-дюймовом телескопе) открыто два пояса частиц, взвешенных в атмосфере:
*) Эрстед — единица напряженности магнитного поля, при которой сила дей-
действия поля на единицу магнитной массы равна одной дине.
**) Рассеяние света молекулами воздуха и мелкими пылинками (меньше \0~ь см
в диаметре) подчиняется закону Х~* (закон Рэлея).
39

\Q8
один на высоте 80 км (местонахождение серебристых облаков), второй—
выше 115 км — в области, где распадаются метеориты.
Атмосфера рассеивает не только коротковолновое излучение небес-
небесных светил, но и не пропускает к нам значительную часть космиче-
космического радиоизлучения. Радиоволны длиной больше 30—15 м отра-
отражаются ионосферой (см. ниже), а короче 3 см — поглощаются водяным
паром. Кроме того, атмосфера значительно ослабляет, а также преоб-
преобразует поток частиц высокой энергии (от 109 до 1018 эв)у идущий к нам
из космоса (так называемые первичные космические лучи). Таким
образом, земная атмосфера — это своеобразный экран, защищающий
поверхность Земли от непо-
непосредственного воздействия
космоса.
Поглощая и рассеивая свет
небесных светил, атмосфера
уменьшает их блеск, причем
поглощение возрастает при
увеличении толщи воздуха,
проходимой лучами *). Толща
увеличивается при возраста-
возрастании зенитного расстояния z
(в первом приближении про-
пропорционально sec z). Поэтому
при сравнении блеска небес-
небесных светил, находящихся на
разных зенитных расстояниях, надо учитывать различие в погло-
поглощении света (табл. 67 на стр. 558). Поглощение в совершенно чистой
атмосфере составляет в зените 0^,21 в визуальных лучах и 0от,44 —
в фотографических. Распределение энергии в спектре Солнца при
изменении его z показано на рис. 8.
Атмосфера вызывает также преломление лучей — рефракцию, ко-
которая влияет на положение светила на небе и заметным образом иска-
искажает форму Солнца и Луны у горизонта. Об учете рефракции см.
стр. 226 и табл. 68.
Свойства земной атмосферы до высоты в 40 км изучены с помощью
самопишущих метеорологических приборов, поднимаемых шарами-
зондами; разнообразные метеоприборы и спектральные аппараты под-
поднимались до высот почти в 500 км специальными метеорологическими
и геофизическими ракетами; наконец, в самые последние годы исклю-
исключительно богатая информация о состоянии верхних слоев атмосферы
получается с искусственных спутников Земли и космических ракет
(см. ниже). Кроме того, высокие слои атмосферы исследуются разными
косвенными методами (наблюдения метеоров, метеорных следов, се-
серебристых облаков, полярных сияний, изучение свечения ночного
неба, сумеречных явлений, лунных затмений), а также при помощи
Q2 Ц4 Ц6 Q8 7,О 7,2 7,4 7,в 7,8 Х,мн
Рис. 8. Распределение энергии в спектре Солнца в
зависимости от зенитного расстояния.
*) Ослабление световых потоков в земной атмосфере в результате комбинирован-
комбинированного действия рассеяния и поглощения называется атмосферной экстинкцией.
40

радиолокации (изучение ионизованных областей, преломляющих и
отражающих радиоволны).
Данные о земной атмосфере до 130 км представлены на рис. 9.
Показаны изменения давления и температуры Т °С с высотой Я в км,
высоты различных облачных образований, области полярных сияний
и полета метеоров. По горизонтали рисунок охватывает дугу мери-
меридиана в 1°. В масштабе рисунка центр Земли отстоит от изображенной
+ 7ООО*
О' 70' 20' 30' 40' 50' 7°
Рис. 9. Литосфера и атмосфера Земли.
части поверхности на расстоянии 4,2 м. Показаны также наибольшие
высоты гор и глубины океанов.
На рис. 10 показаны современные данные о плотности воздуха и
температуре на больших высотах, полученные при помощи шаров-
зондов и ракет. Для поверхности Земли (Н—0) средняя годовая
температура +15°, плотность атмосферы (число молекул или атомов)
2,55-1019 в 1 см9 или 1,22-10~3 г!см* (табл. 11 на стр. 395).
41

Состав сухого воздуха земной атмосферы
Таблица II
Элемент или молекула
Азот N2
Кислород О2 . . .
Аргон Аг
Углекислый газ СО2
Неон Ne
Гелий Не
Метан СН4 . . . .
Криптон Кг . . . .
Закись азота N2O .
Водород Н2 . . . .
Озон О3
Ксенон Хе . . . .
Молек
вес
28,02
32,00
39,94
44,01
20,18
4,00
16,05
83,7
44,02
2,02
48,0
131,3
% по
объему
78,09
20,95
0,93
0,030
0,0018
0,00053
0,00015
0,0001
0,00005
0,00005
0,00004
0,000008
% по весу
75,53
23,14
1,28
0,045
0,0012
0,000073
0,000084
0,003
0,000008
0,000003
0,00007
0,00004
В основном земная атмосфера состоит из азота и кислорода.
В табл. II дано процентное содержание химических элементов, состав-
составляющих атмосферу Земли. Вследствие перемешивания воздуха кон-
конвективными токами *) и ветрами, состав атмосферы почти не меняется
до высоты в 100—150 км. Выше обнаруживается изменение состава
атмосферы: количество тяжелых инертных газов резко падает, а моле-
молекулярные азот и кислород заменяются атомарными. От высоты 480 км
и выше преобладает атомарный кислород, с 800 км преобладает гелий,
а с 1600 км — водород. Как было сказано, до высоты 45 км находятся
слои озона О3. Кроме того, обнаружено наличие в земной атмосфере
молекул N2O, N2O5 и ND **). Помимо этого, в воздухе всегда находится
вода во всех трех своих состояниях ¦— газообразном (водяной пар),
жидком (облака, туман и дождь) и твердом (кристаллики льда), а также
минеральная и органическая пыль (так называемые аэрозоли). Со-
Содержание водяных паров в воздухе колеблется от 0,05 до 4%, в сред-
среднем 0,3%.
Атмосферу Земли условно делят на пять слоев: тропосферу, стра-
стратосферу , мезосферуу ионосферу и экзосферу. Некоторые из этих слоев
частично перекрываются. Тропосфера начинается от поверхности
земли или моря; верхняя ее граница в средних широтах находится
на высоте 9—10 км зимой и 10—12 км летом, а в экваториальной
зоне поднимается до 15—17 км. Тропосфера характеризуется постепен-
постепенным убыванием температуры с высотой; состояние тропосферы опреде-
определяет погоду на поверхности Земли. В тропосфере содержится около
80% массы всей атмосферы, почти вся вода и пыль, взвешенные в ат-
атмосфере. Тонкий слой на границе между тропосферой и стратосферой
*) То есть связанными с переносом тепла, иначе говоря, с вертикальными токами
воздуха, происходящими от нагревания почвы.
**) D обозначает тяжелый водород ХН2 (дейтерий) с атомным весом 2. У обыч-
обычного водорода (Н) атомный вес равен 1.
42

называется тропопаузой. Стратосфера распространяется от 12—15 км
до 35—40 км, где находится стратопауза, выше которой располагается
мезосфера C5—80 км). Стратосфера характеризуется почти постоянной
температурой —55°. В мезосфере температура сначала возрастает
до 0° С, а затем падает до —68° С.
На высоте 80 км находится мезопауза — слой наименьшей темпера-
температуры. Выше мезосферы (немного даже захватывая ее) — от 60 до
-Ю0°
+600° +3/70° t°U
Рис. 10. Слои земной атмосферы, изменение ее плотности и тем-
температуры с высотой Заштрихована область ионосферы
20 000 км — находится ионосфера. Как показывает само название,
в этой последней, помимо нейтральных молекул, находятся ионизо-
ионизованные атомы и свободные электроны. Ионизацию производят коротко-
коротковолновое излучение Солнца и потоки заряженных частиц (корпускул),
летящих от Солнца. Электрические свойства ионосферы, высота и
степень ее ионизации зависят от времени суток, времени года и от фазы
солнечной активности. Ионосфера имеет громадное значение для ра-
радиосвязи на больших расстояниях, которая осуществляется на длин-
длинных, средних и коротких радиоволнах *), многократно отражающихся
*) Короткие радиоволны — от 10 до нескольких десятков метров, длинные —
больше 600 м. Между ними находится диапазон средних волн.
43

(точнее, преломляющихся) от ионизованных слоев ионосферы и от
поверхности Земли (рис. 11).
Представления о строении ионосферы значительно изменились
после запуска искусственных спутников Земли. До этого предпола-
предполагалось, что в ионосфере имеются четыре основных ионизованных
слоя: слой D (на высоте 60—80 км), слой Е A00—140 км), слой Fi
(выше 160 км) и слой F2 B00—350 км). Однако подозревали, что эти
слои имеют клочковатое строение и состоят из отдельных ионизован-
ионизованных облаков. В настоящее время приходится признать, что такого
Рис. 11. Схема отражения радиоволн от различных уровней
ионосферы.
четкого деления на слои (стратификации) в ионосфере нет: от 60 км
до, по крайней мере, 470 км имеется сплошной массив ионизованного
газа с отдельными флуктуациями (неоднородностями) концентрации
ионизованных частиц (в среднем слой D имеет концентрацию 104 элек-
тронов/Ъ*3, слой Е— 105, слой ?х— 5-Ю5, слой F2— 10е электро-
нов/сж3).
Было обнаружено изменение плотности верхних слоев атмосферы
и колебания их температуры в зависимости от изменения солнечной
активности и в разные времена года (так, например, летом в дневные
часы плотность на высоте 200 км в 20 раз больше, чем зимой ночью),
а также в зависимости от широты (плотность в полярных районах в
пять раз больше, чем вблизи экватора на той же высоте). (НиЧ,
1968, 266—283).
Самые высокие полярные сияния наблюдались на высотах 700—1000
и даже 1200 км. Свечение ночного неба обнаруживается на высотах
до 2000 км. Вероятно, верхняя граница земной атмосферы лежит
около 3000—4000 км. Область выше 800—1000 км называется экзо-
сферой (внешняя сфера или сфера рассеяния). Из этой области непре-
непрерывно происходит «утечка» атомов атмосферы (в особенности легких
44

газов — водорода и гелия). Приобретая скорость больше крити-
критической (так называемой скорости ускользания), эти атомы навсегда
покидают Землю*).
Данные, полученные в последнее время с помощью ИСЗ, а также
советских космических ракет, показали, что земной шар окружен
«поясом радиации» — областью резкого увеличения концентрации
заряженных частиц высокой энергии. Концентрация оказалась наи-
наибольшей вблизи плоскости магнитного экватора Земли (как известно,
не совпадающего с географическим) и убывает к магнитным полюсам,
а также зависит от высоты над земной поверхностью. Ближе к Земле
концентрация заряженных частиц (по-видимому, протонов с энергиями
до сотни миллионов электрон-вольт) достигает максимума на высоте
порядка 100 км. Выше этого частицы (вероятно, электроны с энергией
в несколько десятков тысяч электрон-вольт) простираются до высот
в 50—60 тыс. км.
На каждый квадратный сантиметр земной поверхности на уровне
моря воздух давит с силой в 1,0332 кГ (давление в одну атмосферу).
Общая масса атмосферы Земли составляет E,136+0,001)-1021 г, т. е.
около одной миллионной доли массы Земли. Около 0,003 этой массы
составляют водяные пары.
Распределение в атмосфере температуры (определяемой тепловыми
скоростями движений частиц воздуха) характеризуется любопытными
неправильностями — температурными инверсиями: в тропосфере тем-
температура уменьшается приблизительно на 6° с каждым километром
высоты; от тропопаузы до высоты 30 км температура приблизительно
постоянна и равна —55° С; от 30 до 55 км температура постепенно
повышается до 0° С; к высоте 80 км она вновь падает до —68° С и затем
постепенно повышается, достигая 1000 градусов на высоте выше
500 км **). Однако плотность воздуха на этих высотах столь мала, что
температура тела, попавшего туда, будет определяться способностью
тела поглощать энергию солнечных лучей (и излучать ее в окружаю-
окружающее пространство), а не температурой окружающего крайне разрежен-
разреженного воздуха.
Изучение метеорных следов и серебристых облаков обнаруживает
наличие «стратосферных ветров», скорости которых достигают 120 м/сек.
Приливы. Солнце, и в особенности Луна (примерно в два раза
больше, чем Солнце, так как приливообразующая сила пропорцио-
пропорциональна массе тела и обратно пропорциональна кубу расстояния от
*) Критическая скорость для Земли (в космонавтике это — вторая космическая
скорость) около 11 км/сек. Однако если средняя квадратическая скорость равна 1/2
критической, то молекулы атмосферы улетучатся в течение нескольких часов, при ско-
скорости, равной 1/3 — в течение нескольких недель, 1/4 — десятков тысяч лет, 1/5 —
миллиардов лет. При повышении температуры средняя квадратическая скорость
молекул возрастает. Однако до ?°=400° С она не больше 2,89 км1сек, что почти в че-
четыре раза меньше критической. Реально скорость газовых молекул атмосферы Земли
меньше 2,5 км/сек, что предохраняет Землю от потери воздушной оболочки. Крити-
Критическая скорость на поверхности Луны 2,37 км/сек. Естественно, что Луна давно уже
лишилась атмосферы (если она у нее когда-нибудь была).
**) О зависимости температуры от широты ф и времени года см, АВ 1, 231, 1967.
45

него), притягивая подвижную водную оболочку Земли, образуют на
ней как бы два горба, которые, перемещаясь по поверхности Земли
вследствие ее вращения, вызывают два прилива и два отлива в сут-
сутки *) в океанах и открытых морях. Подобные приливы происходят
также в земной коре и в атмосфере. Подробно разработана теория
морских приливов, которая позволяет вычислить заранее календарь
приливов и отливов и их высоту для любого места на Земле. При этом
учитываются не только видимые положения Солнца и Луны, но и осо-
особенности рельефа морского дна и берегов. Наибольшая высота прилива
в открытом океане не превосходит 2 м, но в некоторых проливах и уз-
узких заливах доходит до 15 м (в заливе Фанди на атлантическом побе-
побережье Канады — до 18,6 м). Близ берегов местные условия подвод-
подводного рельефа вызывают запаздывание прилива. Промежуток времени
от момента кульминации Луны до прилива называется прикладным
часом. Его величина, как и другие характеристики приливов, заранее
вычисляются для каждого морского порта (и включаются в лоции).
Приливы в земной коре имеют максимальную амплитуду (на эква-
экваторе) всего 43 см, а приливы в атмосфере создают колебания атмосфер-
атмосферного давления на поверхности Земли в несколько мм ртутного столба.
Постепенное замедление вращения Земли и связанное с ним увеличе-
увеличение продолжительности земных суток (около 0,0016 секунды за сто
лет или 5-Ю"8 сек в сутки) является следствием приливного трения
водной оболочки о поверхность твердой оболочки Земли и приливов
в теле Земли. Отмечены также периодические изменения скорости
вращения Земли с периодом в год, т. е. связанные с метеорологическими
явлениями. Вероятная причина — циркуляция атмосферы, сопровож-
сопровождающаяся передачей момента количества движения от атмосферы самой
Земли. Иногда происходят внезапные изменения скорости вращения,
не получившие еще объяснения. Может быть, они связаны с тектони-
тектоническими процессами в недрах Земли — землетрясениями, изверже-
извержениями вулканов и т. д., вызывающими перемещение масс вещества
относительно центра Земли.
Открытие неравномерности вращения Земли объяснило некоторые
особенности движения Луны, которые в теории Луны учитывались
эмпирически.
В 1956 г. внезапное изменение скорости вращения Земли произошло
после исключительно мощной вспышки на Солнце 25 февраля. Может
быть, изменение излучения Солнца оказало влияние на магнитное
поле Земли, что внезапно изменило период ее вращения.
2. Луна
Второе после Солнца яркое светило и самое близкое к Земле не-
небесное тело, Луна, представляет собой темный шар диаметром в 3474 км.
Его поперечник, следовательно, немногим более 1/4 земного, а объем
*) Точнее, за 24h50m. Наибольшие (сизигийные) приливы совпадают с сизиги-
сизигиями (см. стр. 48), наименьшие — с квадратурами (квадратурные приливы). Первые
в 2,5 раза больше вторых.
46

в 49 раз меньше. Масса Луны составляет 0,01230 или 1/81,30 массы
Земли G,35-1026 г; об определении массы Луны см. стр. 33). Средняя
плотность Луны равна 3,35 г/см3, что соответствует средней плотности
базальтового слоя земной коры, лежащего под тонкой гранитной
оболочкой.
Вероятно, Луна в значительной степени однородна; тогда разность
экваториального и полярного радиусов (вследствие сплюснутости)
составит всего 15 м. Сила тяжести на поверхности Луны приблизи-
приблизительно в шесть раз меньше @,165), чем на Земле. Хотя есть спутники
Первая
четверть
Полнолуние
Рис 12 Движение Земли и Луны вокруг барицентра и фазы Луны.
планет и более массивные, чем Луна,— она самый большой спутник
по сравнению со своей планетой. Часто Землю с Луной называют
двойной планетой. Это отражается и в форме орбиты Луны
относительно Солнца (см. рис. 163 на стр. 245).
Вечный спутник Земли, Луна, обращается вокруг нее на среднем
расстоянии в 384 440 км C0 поперечников земного шара). Полный
оборот Луна совершает в 27,322 суток. Этот промежуток времени на-
называется сидерическим, или звездным месяцем. Из всех спутников
планет Луна имеет наибольший угол между плоскостью своей орбиты
и экватором планеты (меняется от 18°,5 до 28°,5 вследствие движения
линий узлов) и наибольший эксцентриситет орбиты. Освещаемая Солн-
Солнцем Луна меняет свой вид и проходит последовательно следующие
фазы в зависимости от ее расположения относительно Солнца (рис. 12):
новолуние, когда Луна скрывается в лучах Солнца *); первая четверть-
Луиз, на 90° к востоку от Солнца, имеет вид полукруга, обращенного
выпуклостью к западу, к Солнцу; полнолуние — полная Луна и Солнце
находятся в прямо противоположных сторонах неба, последняя чет-
четверть — Луна на 90° к западу от Солнца, полукруг выпуклостью
к востоку. После новолуния Луна видна на западе слева от заходящего
*) В момент новолуния долготы Солнца и Луны совпадают.
47

Солнца в виде тонкого серпа, обращенного выпуклостью к Солнцу.
Это — молодой, растущий месяц (напоминает букву Р, если соединить
рога прямой линией). Перед новолунием серп Луны виден на востоке
утром справа от восходящего Солнца. Это — старый месяц (напоми-
(напоминает букву С). Полнолуние и новолуние называют сизигиями, первую
Рис. 13. Фотография Луны близ полнолуния.
и последнюю четверти — квадратурами (об определении лунных фаз
см. ЗиВ, 1966, № 5, 76—79).
Возрастом Луны называется промежуток времени (выраженный
в сутках и долях суток), отделяющий данный момент времени от пред-
предшествовавшего новолуния (см. табл. 16). Элонгацией Луны называется
угловое расстояние ее от Солнца. Период полной смены фаз составляет
48

Рис 14. Либрация Луны по долготе
29,531 суток и называется синодическим месяцем. Неровная, зазубрен-
зазубренная линия терминатора, отделяющая освещенную часть Луны от
неосвещенной (рис. 13), близка по форме к половине эллипса и лишь
в моменты наступления первой и третьей четвертей превращается
в прямую (конечно, также зазубренную -— см. рис. 22) линию, делящую
диск Луны строго пополам *). Вскоре после новолуния, когда после за-
захода Солнца на западе виден узкий серп «молодого месяца», либо до но-
новолуния перед восходом Солнца, когда на
востоке виден узкий серп «старого меся-
месяца», можно разглядеть и неосвещенную
Солнцем часть Луны. Она светится бледно-
серым, так называемым пепельным светом
Луны,— отраженным светом Земли. Из-
Измеряя его интенсивность, можно опре-
определить альбедо **) Земли (~0,40), которое
меняется от 0,52 до 0,32 в зависимости
от времени года.
Период вращения Луны вокруг своей
оси в точности равен периоду ее обраще-
обращения вокруг Земли, т. е. сидерическому
месяцу, поэтому она всегда обращена к
нам одной своей стороной. Другую сторону мы никогда не видим,
если не считать того, что вследствие эллиптичности лунной орби-
орбиты и небольшого наклона ее оси вращения к плоскости орбиты
Луна как бы несколько качается, давая нам возможность немного
заглядывать за ее видимый край то с одной, то с другой стороны.
Это — либрации Луны.
Вследствие либрации центр видимого диска Луны перемещается в
пределах ±7°54/ долготы по лунному экватору (либрация по долготе)
(рис. 14) и в пределах ±6°50' широты вдоль меридиана Луны (либра-
(либрация по широте). Параллактическая либрация, связанная с перемеще-
перемещением самого наблюдателя вследствие вращения Земли, на ее экваторе
доходит до 57'. Совокупное влияние всех либрации дает возможность
обозреть (разумеется, не одновременно) около 0,6 всей лунной поверх-
поверхности.
Запущенная в СССР 4 октября 1959 г. автоматическая межпланет-
межпланетная станция «Луна-3» совершила облет Луны, сфотографировала
большую часть скрытой от нас стороны лунной поверхности и передала
на Землю впервые полученные снимки. Это поразительное достиже-
достижение позволило составить карту почти всей невидимой стороны лунной
поверхности (рис. 17). Оказалось, что обратная сторона беднее «мо-
«морями»***) и напоминает гористые области видимой стороны Луны.
*) Это так называемая дихотомия.
**) Альбедо («белизна») показывает, какую долю падающего света рассеивает
данная поверхность.
***) На видимой стороне Луны «моря» занимают 40% поверхности, на обратной
стороне — меньше 10%.
49

На первых фотографиях обратной стороны Луны выявилось более
500 деталей, координаты которых были определены привязкой к дета-
деталям изученной стороны Луны. Часть из них отмечена на рис. 17.
20-го июля 1965 г. советская автоматическая станция «Зонд-3» полу-
получила и передала на Землю новые 25 снимков невидимой стороны Луны.
Рис. 15. Фотография участка невидимой с Земли стороны Луны, полученная
с борта советской автоматической межпланетной станции «Зонд 6».
Более четкие, эти снимки (рис. 18) выявили новые детали поверхности
Луны.
На невидимой стороне Луны выявлено более 1000 кратеров, из них
600 с поперечником от 5 до 20 км, около 200 кратеров от 20 до 50 км,
около 40 — от 50 до 100 км и около десятка кратеров свыше 100 км
в диаметре. Так же как и на видимой стороне, встречаются кратеры
с центральными пиками и с системами лучей. Отмечены цепочки
кратеров диаметром в 10—30 км. Некоторые тянутся на 600 и бо-
более км.
50

tfeeep
Сдвер
Юг
Рис. 16. Схематическая карта видимой сто-
стороны Луны. Моря: / — Кризисов, 2 — Пло-
Плодородия, 3 — Нектара, / — Спокойствия,
5 — Ясности, 6 — Дождей, 8 — Облаков,
9 — Влажности, // — Гумбольдта, 12— Хо-
Холода; 7 — Залив Радуги; 10 — Океан Бурь;
горы: / — Кавказ, //— Альпы, ///— Апен-
Апеннины, IV — Карпаты; кратеры: а — Тихо.
Ь— Коперник, с — Кеплер, d — Аристарх,
е — Анаксагор, / — Платон.
Рис. 17, Схематическая карта обратной сто-
стороны Луны. / — Море Москвы, 2 — Море
Восточное, «3 — Море Мечты, 4 — Королев,
5 — Герцшпрунг 6 — Циолковский, 7 —
Жюль Берн, 8 — Мах, 9 — Джордано Бру-
Бруно, 10 — Ом, // -— Аполлон, 12 — Менде-
Менделеев. 13 — Гагарин, 14 — Кэмпбелл, 15 —
Биркхофф, 16 — Д'Аламбер.
Рис. 18 Фотография невидимой с Земли стороны Луны полученная с помощью автоматической
межпланетной станции «Зонд-3». На этом снимке, сделанном 20 июля 1965 г в 5 час 16 мин.
московского времени, показана часть невидимого полушария Луны. Темная полоса на краю
Луны вверху справа — краешек Океана Бурь. Крупное темное пятно справа — кратер Герц-
Герцшпрунг, большое количество мелких кратеров и протяженные цепочки кратеров. В левом
нижнем углу — фотометрическая шкала Изображение улучшено методом прецизионного
маскирования в отделе физики Луны и планет ГАИШ.
51

Луна практически лишена атмосферы. На Луне нет воды, а следо-
следовательно, не может быть облаков,— все детали ее поверхности видны
совершенно отчетливо. Особенно контрастно видны детали лунной
поверхности при косом освещении их солнечными лучами, т. е. ближе
к квадратурам, чем к полнолунию. Различия в яркости деталей лунной
поверхности соответствуют
различным их альбедо *) —
от 0,05 до 0,2; различия в
цвете деталей незначитель-
незначительны. Описанием лунной по-
поверхности занимается селе-
селенография **). Составлены
подробные карты Луны, на
которых занесены и полу-
получили названия более 32 000
различных деталей ***).
Характерной особенно-
особенностью лунной поверхности
являются кольцевые горы,
или кратеры (рис. 19). Боль-
Большим инструментам доступны
кратеры диаметром 1 км\
большинство кратеров, ви-
видимых в небольшие трубы,
имеет диаметры до 150 км\
самый большой кратер, Байе,
имеет диаметр 300 км. Самые
малые, еще различимые в са-
самые мощные телескопы,
имеют 100—200 м в попе-
поперечнике****). Список основ-
основных кратеров и карту всей
Луны см. Приложение I.
Высота кольцевых валов
от 300 до 7000 м. Иногда в
центре кратера возвышается
«центральная горка». Прав-
Правда, высота валов мала по
сравнению с размерами кра-
кратеров, из центра большого
кратера не видно вала, который скрывается за горизонтом вследствие
кривизны поверхности Луны. В последнее время на Луне открыты
Рис. 19. Кольцевые горы на Луне (справа внизу кра-
кратер Птолемей и выше него Альфонс и Арзахель, слева
внизу — Аль-Баттани. Стрелкой отмечена централь-
центральная горка, близ которой Н. А. Козырев обнаружил
выброс газов вулканического происхождения (см.
стр. 56)
*) См. примечание на стр. 49.
**) См. примечание на стр. 78.
***) Еще около 200 000 деталей на картах не обозначены.
****) На фотографиях, полученных с помощью аппаратов «Рейнджер», видны
кратеры диаметром в 1 ж! На панорамах, снятых советскими станциями «Луна-9»
и «Луна-13», видны детали в несколько мм\ (рис. 20).
52

небольшие конусообразные горы с пологими склонами, напоминающие
земные вулканы. Большие темные пятна округлой формы, которые
видны невооруженным глазом,— это широкие равнины, названные
первыми наблюдателями «морями». «Моря», «заливы», «океаны» Луны
носят весьма причудливые названия: Море Кризисов, Море Ясности,
Море Спокойствия, Океан Бурь и т. п. Кратеры в основном носят
имена знаменитых астрономов и других ученых всех времен и наро-
народов (см. Приложение I). На Луне имеются горные хребты, по высоте
Рис. 20. Часть панорамы Луны, переданной на Землю станцией «Луна-9». Различимы детали
размером в несколько миллиметров.
не уступающие земным (до 7—8 км). Их высоты определяются по
измерениям длины их теней при освещении Солнцем, находящимся
близко к горизонту соответствующего места на Луне.
Еще одной особенностью лунной поверхности являются системы
светлых лучей, которые расходятся во все стороны от некоторых
больших кратеров (Тихо, Кеплер, Коперник). Эти светлые лучи ши-
шириной в несколько километров пересекают горы и моря, простираясь
иногда на расстояния до 4000 км от своего центра. Они заметнее всего
в полнолуние, когда солнечные лучи падают на поверхность Луны
под достаточно большими углами; при косом освещении белые лучи
стушевываются. Возможное объяснение их природы заключается
в том, что в результате взрыва, вызванного вулканическими силами
или падением большого метеорита, в некоторых направлениях были
выброшены достаточно крупные осколки, вызвавшие появление вто-
вторичных кратеров размером 100—1000 м. Они расположились вдоль
53

ш-
750-
700-
радиусов, расходящихся от основного кратера — центра системы
белых лучей.
Некоторые кратеры целиком покрыты чем-то светлым и в полнолу-
полнолуние выделяются как светлые пятна, иные окружены светлым кругом
(нимбом или гало). Иногда это сияние располагается лишь с одной
стороны от кратера.
Во многих местах лунной поверхности обнаружены длинные чер-
черные трещины, по всей вероятности, весьма глубокие, и короткие,
менее глубокие борозды. Всего трещин и борозд отмечено более 500.
Интересным объектом представляется «Прямая стена» в Море Облаков.
Это гигантский сброс дли-
Т°К Т? | . ной 120 км с разностью
уровней 500 м.
Измерения температуры
поверхности середины лун-
лунного диска с помощью тер-
термопары в фокусе телескопа
показали, что температура
меняется в зависимости от
фазы Луны приблизитель-
приблизительно от +130° до —170° С
(рис. 21).
Очевидно, что также
меняется температура каж-
каждой точки лунного эквато-
экваториального пояса в зависи-
зависимости от высоты Солнца
над горизонтом этой точки
Луны (рис. 22).
Отсутствие атмосферы
способствует сильному на-
нагреванию поверхности Луны в течение дня (который длится две неде-
недели) и ее охлаждению в течение двухнедельной ночи. Наблюдающееся
быстрое охлаждение Луны во время лунных затмений (на 240 °С за
два часа) говорит о том, что ее поверхность имеет очень малую теп-
теплопроводность.
Радиолокационные исследования Луны в диапазоне от 0,13 до 35 см
и измерения ее собственного радиоизлучения, проведенные в послед-
последние годы под руководством В. С. Троицкого в Горьком, позволили
объяснить исключительно малую теплопроводность лунной поверх-
поверхности тем, что она на глубину 1,5—2 м состоит из пористого вещества
(получившего название лунит) вроде твердой губчатой породы похо-
похожей на пемзу, со средней плотностью 0,5 г/см\ Можно предполагать
что взрывы, сопровождающие падение метеоритов на лунную поверх-
поверхность, вызывают ее дробление и спекание в вакууме в шлакоподобную
массу. у
На глубинах больше метра температура почти не зависит от фаз
Луны, т. е. не подвергается влиянию солнечного излучения. Более
54
00° 780° 270° 0°
00° 700° 270° 0°
Угалфазд/
Рис. 21. Зависимость температуры поверхности в
центре лунного диска от угла фазы. Прерывистой
линией показано падение температуры во время
лолного лунного затмения.

глубокие слои обнаруживают повышение температуры, подобно тому
как на Земле наблюдается геотермический градиент (стр. 38); — на глу-
глубине 20 м температура на 25° выше, чем на глубине 1 м под поверх-
поверхностью. Вероятно, причина сходная — разогревание недр Луны радио-
радиоактивными элементами. Глубже 20—30 ж, по-видимому, находятся
твердые скальные породы.
Методами радиолокационной техники выявлены многочисленные
«горячие» пятна на Луне; большинство их расположено внутри крате-
кратеров. В дальнейшем сканированием *) поверхности Луны (во время
Рис. 22. Температуры ряда точек на Луне.
полных лунных затмений и вне затмений) с очень чувствительной аппа-
аппаратурой обнаружено более 400 «теплых пятен» малых размеров (S&T,
1966, 327—331). Некоторые из них на ~50° теплее окружающей мест-
местности. Более горячими оказались внутренние части многих кратеров,
причем чем меньше кратер, тем большую разность температур он
обнаруживает.
*) Сканирование — это автоматическая регистрация какой-нибудь характери-
характеристики, например, инфракрасного излучения около \0мк при «просматривании» изо-
изображения горизонтальными строчками, подобными полоскам на телевизионном
экране.
55

Изучение форм лунных кратеров приводит к заключению о том,
что не все они образовались в одно и то же время. Некоторые из них
явно старше других и частично разрушены при образовании более
молодых.
Причина образования кольцевых гор долгое время служила пред-
предметом споров. Существовали две гипотезы их происхождения: вулка-
вулканическая и метеоритная. По первой вулканические явления (извер-
(извержения, сжатия, растрескивания почвы) в прошлом происходили весьма
интенсивно. Грандиозные пузыри газов выбивались из недр Луны и,
лопаясь, оставляли на поверхности кольцевые валы и нередко цент-
центральные горки. По другой гипотезе, при падении крупных метеоритов
происходили грандиозные взрывы, которые разбрасывали симметрично
во все стороны почву и образовывали кольцевые горы — кратеры.
На Земле обнаружено более десятка метеоритных кратеров, подобных
лунным, но несравненно меньших размеров. Таковы: кратер Ашанти
(Гана) — диаметр 9,8 км, глубина 350 м, кратер Чабб в Северной Ка-
Канаде (~3,4 км, глубина ~0,4 км), кратер Ротер Камм в Юго-Западной
Африке B,4 км, наибольшая глубина 30 м, вал 90 м), кратер Лонар
в Индии A,8 км, глубина 120 м) — их возраст от 1 до 10 млн. лет,
метеоритный кратер в Аризоне (США) — «Каньон Дьявола» (~1,2 км,
глубина 0,2 км)у семь кратеров на о-ве Саарема Эстонской ССР (наи-
(наибольший диаметр ПО м), кратеры, образовавшиеся во время падения
в тайге на Дальнем Востоке 12 февраля 1947 г. Сихотэ-Алинского
метеорита A20 кратеров и воронок от 1 до 29 м в поперечнике), и др.
(ЗиВ,Ш66, № 4, 22—23; № 5, 59—67).
3 ноября 1958 г. вулканическая теория получила некоторое под-
подтверждение в открытии Н. А. Козырева. Пользуясь \22-см рефлекто-
рефлектором КрАО, он обнаружил в кратере Альфонс свечение газов, по-ви-
по-видимому, исходивших из центрального пика. В спектре этого свечения
были обнаружены характерные линии излучения углерода С3. Оче-
Очевидно, время наблюдения совпало с непродолжительным извержением
газов из лунного вулкана. До этого в 1957 г. в США была получена
фотография Луны, на которой центральная часть кратера Альфонс
покрыта какой-то дымкой. Вероятно, это тоже результат выброса
облака газов. Снимки лунной поверхности с близкого расстояния,
полученные американскими аппаратами «Рейнджер-7, 8, 9» в 1964—
1965 гг. и переданные на Землю, показали, что лунные кратеры, вклю-
включая самые мелкие диаметром всего в 1 м, имеют метеоритное происхож-
происхождение. При этом, помимо основного кратера, образованного падением
метеорита (лучше сказать столкновения метеоритного тела, летящего
со скоростью в несколько десятков км, с лунной поверхностью), раз-
разлетающиеся с громадными скоростями обломки, падая, образуют
вторичные кратеры меньших размеров.
Однако это объяснение не отвергает возможности вулканических
явлений на Луне в прошлом и в настоящем. Радиоактивные элементы
(торий, уран и др.), несомненно, входившие в состав материи, из ко-
которой образовалась Луна, могли, так же как и в глубинах Земли,
повысить температуру, расплавить вещество недр Луны и обусловить
56

возможность вулканических процессов. Трудно отказаться от пред-
представления о том, что поверхность лунных морей есть застывшая уро-
венная поверхность лавового происхождения. Американский ученый
Г. Юри предположил, что моря образовались при столкновении Луны
с кометами, когда поверхность Луны расплавилась вокруг места паде-
падения ядра кометы. Кроме того, на Луне есть образования, очень сход-
сходные с земными кратерами потухших вулканов. Любопытно отметить,
что температура поверхности внутри некоторых кратеров (Тихо, Ко-
Коперник, Кеплер, Аристарх) оказалась на 40—50° выше температуры
окружающих мест.
Таким образом, вопрос о происхождении лунных кратеров до сих
пор еще окончательно не решен. Возможно, что большие кратеры имеют
вулканическое происхождение, а малые — метеоритное. Выяснением
многих вопросов, связанных с происхождением и эволюцией различ-
различных образований лунной поверхности, занимается селенология.
Большой интерес представляет вопрос о происхождении самой
Луны. Прежде считали, что Луна образовалась в результате отторже-
отторжения от Земли части ее массы и даже указывали на впадину Тихого
океана, как на место возможного отрыва Луны. Однако более вероятно,
что Луна образовалась как второй центр конденсации материи при
образовании самой Земли. Вначале этот центр был на небольшом рас-
расстоянии от Земли, а затем, в результате приливного трения, Луна
постепенно удалилась на свое нынешнее расстояние, причем период ее
вращения вокруг оси стал в точности равен периоду ее обращения
вокруг Земли.
Дальнейшую эволюцию системы Земля — Луна под действием
приливной силы можно представить себе следующим образом. Земля
замедлит вследствие приливного трения свое вращение, а Луна увели-
увеличит под действием приливов на Земле скорость своего орбитального
движения и постепенно отдалится от Земли. Когда периоды вращения
Земли и Луны сравняются с орбитальным периодом Луны (примерно
50 суток), наступит некоторое равновесие. Дальнейшая приливная
эволюция будет уже связана только с притяжением Солнца.
3. Пылевые спутники Земли
В 1961 г. К. Кордылевский (Польша) открыл два пылевых облака,
являющихся своеобразными спутниками Земли. Подобно астероидам-
троянцам (рис. 50) они расположены в точках либрации (L4 и L5) —
в углах равносторонних треугольников, стороны которых равны ра-
радиусу лунной орбиты. Их чрезвычайно трудно наблюдать из-за их
очень малой яркости. Однако в 1964 г. американский астроном Д. Симп-
сон на высокогорной обсерватории Локсли, а за ним и другие подтвер-
подтвердили открытие польского астронома и нашли, что размеры облаков
сравнимы с размерами Земли, но масса их в 6-Ю23 раз меньше массы
Земли, т. е. составляет всего 10 000 т. Плотность облаков составляет
приблизительно одну пылинку массой 2-10 г на кубический км\
Пылевые спутники показывают фазы, подобные фазам Луны; облако,
57

движущееся впереди Луны, всего ярче через два дня после первой
четверти Луны, а второе — за два дня до последней четверти. Воз-
Возможно, что области близ либрационных точек представляют собой как
бы гравитационные ловушки, в которых отдельные пылинки проводят
продолжительное время, а затем покидают их, а в ловушки попадают
новые частицы пыли.
4. Солнце
Солнце является самой близкой к нам звездой, оказывающей влия-
влияние на все природные явления на Земле. Среди звезд оно занимает
весьма скромное место. Это желтый карлик — звезда, средняя по своим
размерам, массе, температуре поверхности, плотности и т. д.
Раскаленный вращающийся газовый шар Солнца заключает в себе
99,87% массы всей Солнечной системы (—2-1033 г или ~330 000 Э31б).
Масса планет составляет, таким
образом, всего ~ V750 массы всей
Солнечной системы. Диаметр
Солнца равен 1 392 000 км (в
109,1 раза больше диаметра
Земли).
Температура наружных (по-
(поверхностных) слоев Солнца око-
около 6000°. По современным пред-
представлениям о внутреннем строе-
строении звезд температура должна
возрастать с глубиной, достигая
в центре Солнца около 13 млн.
градусов. Давление в центре до-
достигает 200 миллиардов атмо-
атмосфер, плотность—более 130 г/см3.
Высокая температура и громад-
громадное давление вышележащих сло-
Рис 23. Солнце с большой группой пятен ев создают в недрах Солнца
условия для ядерных реакций,
которые являются источником солнечной энергии (АК 1968, 146—180).
Основным источником энергии, излучаемой Солнцем, может быть
превращение ядер водорода в гелий (см. стр. 195) При превращении
1 г водорода в гелий выделяется 1019 эрг энергии (согласно соотно-
соотношению Эйнштейна Е=тс2 между массой и энергией, где с — скорость
света).
Определив количество энергии, которое получает единица поверх-
поверхности (перпендикулярной к падающим лучам) на среднем расстоянии
Земли от Солнца вне земной атмосферы в единицу времени, можно
рассчитать общее количество энергии, испускаемой Солнцем, и его
температуру.
Для измерения солнечной радиации применяется особый прибор —
пиргелиометр. Учтя поглощение в земной атмосфере (~23% потока),
58

найдем число калорий, получаемых квадратным сантиметром поверх-
поверхности, перпендикулярной к солнечным лучам, в минуту,— эта величина
называется солнечной постоянной. Оказалось, что эта постоянная (на
самом деле она несколько меняется в зависимости от фазы солнечной
активности) в среднем равна 2,00±0,04 малой калории *). Так как
радиус Солнца в 215 раз меньше среднего расстояния от Солнца до
Земли, то площадь поверхности Солнца в 2152=46 225 раз меньше
площади сферы с радиусом 149 600 000 км. Следовательно, один квад-
квадратный сантиметр поверхности Солнца испускает 2,00-46 225=92 450
калорий в минуту или 6,44-1010 эрг!сек. Вся поверхность Солнца излу-
чает~4-1033 эрг/сек. В расчете на грамм Солнце излучает2 эрг/г-сек.
По закону Стефана — Больцмана (стр. 267) квадратный сантиметр
поверхности абсолютно черного тела **) излучает в одну минуту
76,8- Ю~12 Г4 калорий.
Таким образом, эффективная температура Солнца (подробнее см.
стр. 121) равна
если принять, что Солнце излучает как абсолютно черное тело.
Ежеминутно Солнце теряет около 240 млн. т массы на излуче-
излучение ****). На Землю падает 1/2 200 000 000 солнечного излучения
или 2-1024 эрг/сек, что составляет 180 триллионов A80-1012) киловатт.
Около половины этой энергии отражается облаками и поверхностью
Земли, рассеивается и поглощается земной атмосферой.
Общее количество энергии, излучаемое Солнцем во всех длинах
волн, отличается высоким постоянством в течение весьма значитель-
значительных промежутков времени, сравнимых с геологическими периодами.
Однако интенсивность ультрафиолетового излучения Солнца *****)
испытывает колебания: в коротковолновом участке спектра Солнце яв-
является переменной звездой.
Помимо электромагнитного излучения (в том числе и рентгенов-
рентгеновского, см. ЗиВ, 1967, № 4, 2—10), Солнце посылает еще потоки заря-
заряженных частиц вещества (корпускулярное излучение), например, атомов
водорода, которые, двигаясь со скоростями до 3000 км/секу взаимо-
взаимодействуют с земной ионосферой и вызывают полярные сияния, возму-
возмущения магнитного поля Земли («магнитные бури») и нарушения корот-
*) Иное выражение солнечной постоянной — 1,388-106 эрг/сек см2 (получено
с учетом ракетных исследований последних лет).
**) См. примечание на стр. 122.
***) В абсолютной шкале температур (шкала Кельвина), в которой началом
отсчета является — 273°, 16 С (абсолютный нуль).
****) 132-1012 т в год. Один процент своей массы Солнце потеряет за 150 милли-
миллиардов лет.
*****) Ультрафиолетовое и рентгеновское излучения Солнца доступны изучению
только с помощью космических ракет и ИСЗ, снабженных соответствующей аппара-
аппаратурой,
19

коволновой радиосвязи. Это излучение меняется со временем и неоди-
неодинаково в разных частях поверхности Солнца (АК, 1966, 150—165).
Пять процентов энергии солнечного излучения приходится на ней-
нейтрино.
Видимую поверхность Солнца образует так называемая фотосфера
(от греческого слова «фотос» — свет). Это — весьма условная граница
газового солнечного шара, над которой находятся различные слои
солнечной атмосферы. Можно определить фотосферу как весьма тон-
тонкий слой (не более 100—200 км толщиной), глубже которого наш взор
не может проникнуть вследствие очень быстро возрастающей с глуби-
глубиной непрозрачности. Быстрота возрастания непрозрачности с глубиной
и ее абсолютное значение определяют резкость наблюдаемого края
диска Солнца; она зависит от длины
волны света, в которой мы рассмат-
рассматриваем Солнце. У края диска мы про-
проникаем лишь до более высоких и,
следовательно, более холодных слоев,
чем в центре диска (рис. 24). От
этого происходит потемнение к краю
диска — яркость в центре диска боль-
больше средней яркости, а ближе к краю —
меньше, причем коэффициент потем-
потемнения к краю является функцией
длины волны — в красных лучах он
меньше, чем в синих.
Как всякий излучающий газ при
достаточно большой толщине слоя,
фотосфера дает непрерывный спектр;
распределение энергии в нем соот-
соответствует температуре около 6000° К. На поверхности Солнца мы
находим различные образования: солнечные пятна, иногда види-
видимые даже невооруженным глазом, флоккулы и факелы (более яркие,
чем фотосфера) и гранулы, напоминающие разваренные рисовые зерна.
У хорошо развившегося пятна заметна черная тень (или ядро), окру-
окруженная более светлой полутенью (рис. 25), в которой видны радиально
расположенные светлые прожилки. По контрасту с ослепительно яркой
фотосферой, тень представляется очень темной, однако сами по себе
пятна светят очень ярко *), так как температура их достаточно высока
D300—4700° К **)). Пятна горячее расплавленной стали и ярче кра-
кратера электрической дуги; они разнообразны по своей форме, но боль-
большей частью округлы. Классификация пятен дана на стр. 312.
Когда путем подробного изучения спектров деталей солнечных
пятен были определены скорости и направления движения вещества
в них, выяснилось, что в верхних слоях хромосферы вещество втекает
Рис 24. Объяснение явления потемне-
потемнения к краю диска Солнца. Пунктирная
линия определяет уровень, до которого
проникает взор наблюдателя.
*) Интенсивность ядра большого пятна составляет 0,3 интенсивности фото-
фотосферы, полутени — 0,8. Отношение интенсивностей /п//ф является функцией длины
волны.
**) Однажды наблюдалось пятно, имевшее температуру всего 3680° К.
60

по направлению к центру ядра пятна, а в более низких слоях вещество
движется от ядра пятна. Скорости этого движения вещества — не-
несколько км/сек.
Образовавшись и развившись из еле заметной поры, пятно «живет»
от одного дня до нескольких месяцев и постепенно исчезает. Чем боль-
больше площадь пятна, тем больше продолжительность его жизни. Пятна
часто достигают угловых размеров в 2', т. е. 90 000 км (в семь раз
больше диаметра Земли). Изредка появляются гигантские пятна;
так, например, с 8 до 17 марта 1947 г. наблюдалось сложное пятно
длиной 214 600 км. Его поверхность занимала немного более 4000 мил-
миллионных долей видимой полусферы Солнца (в апреле достигла 6100 мил-
миллионных долей). Часто образуются пары (стр. 63) и даже группы пятен.
Рис. 25. Группа солнечных пятен.
Прохождение больших пятен или групп пятен через центральный
меридиан Солнца зачастую сопровождается магнитными бурями
на Земле. Пятна перемещаются от восточного края Солнца к западному,
обнаруживая тем самым вращение Солнца вокруг его оси; одновременно
они и сами несколько передвигаются по солнечной поверхности. Число
пятен, а в особенности относительная величина покрываемой ими пло-
площади (т. е. доля площади всего полушария Солнца) являются характе-
характеристиками солнечной активности (см. ниже).
Гранулы — весьма нестойкие светлые образования овальной формы
(рис. 26) — покрывают всю фотосферу как бы сеткой (грануляция).
Продолжительность «жизни» отдельной гранулы — 1—2 минуты. Раз-
Размеры гранул достигают 0",5—0",7 или 400—500 км в поперечнике,
в среднем же 100 км.
Температура гранул в среднем на 200° выше средней температуры
фотосферы, а их яркость на 30% больше. Наличие быстро меняющихся
гранул — свидетельство того, что вещество фотосферы находится
в непрерывном движении. Флоккулы, которые заметны на спектроге-
лиограммах, полученных в лучах кальция, имеют вид волокон различ-
различной формы, примерно в 1,5 раза более ярких, чем фотосфера, вслед-
61

ствие их большей температуры (на 200—300°). Они хорошо выделяются
у краев солнечного диска, когда они заметны и в белом свете (т. е.
на обычных фотографиях) и тогда называются факелами. Факелы на-
находятся выше гранул и всегда окружают пятна (хотя могут наблю-
наблюдаться и отдельно от них — перед образованием или после исчезнове-
исчезновения пятен в этой области), а иногда образуют факельные поля, покры-
покрывая целые участки поверхности Солнца. Пятна, факелы и факельные
Рис. 26. Фотография солнечной грануляции и пятен, полученная 17 августа
1959 г в США на высоте около 25 км с помощью 12-дюймового кварцевого
рефлектора в специальной монтировке, поднимаемого стратостатом.
поля являются областями повышенной солнечной активности и под-
подчиняются закону 11-летней периодичности.
Наблюдениями движений солнечных пятен и спектральными на-
наблюдениями других деталей поверхности Солнца установлено, что оно
вращается вокруг своей оси не как твердое тело. Различные участки
его поверхности движутся с различной скоростью. Наиболее быстрое
вращение у экваториальной зоны: точки солнечного экватора совер-
совершают полный оборот за 25d,38 *). На широте 15° время полного обо-
оборота составляет 25d,50, на широте 30°—26d,53, на широте 60°—31d,0,
а вблизи полюса около 35d. Суточная угловая скорость вращения,
определенная по солнечным пятнам, равна
ri=14°,37 —2°,60з1п2ф>
•) Это — сидерический период вращения Солнца (по отношению к звездам)
(ср. стр. 244). Синодический период вращения Солнца равен 27d,35.
02

где ф — гелиографическая широта, отсчитываемая от экватора Солнца
к его полюсам. Скорость движения точки экватора Солнца равна
2,0 км/сек.
Более ста лет назад (в 1844 г.) немецкий любитель астрономии апте-
аптекарь Г. Швабе обнаружил периодичность пятнообразовательной дея-
деятельности Солнца. В среднем за все время регистрации солнечных
пятен каждые 11,13 года наступает максимум числа солнечных пятен.
Наблюдались промежутки времени между максимумами от 7,3 до
17,1 года. На рис. 27 показано (с учетом полярности пятен) изменение
Годы
7760 В07080 90780070 20 30 4078505070 ВО 007000702030 4070500070 00
IV
I I f I I 1 I 1 [ 1 1 I
775060 70 60 30 7Ш 70 20 30 40735060 70 30 ЗО79ОО7О 20 30 4073506070 вО
Годы
Рис.27 Кривая солнечной активности: средние годовые числа солнечных
пятен W с 1750 по 1968 г с учетом их полярности
числа солнечных пятен W (стр. 313) в году с 1750 по 1968 г. (табл. 21).
Последний максимум солнечной деятельности пришелся на конец
1958 — начало 1959 г. Было подмечено, что цикл с высоким и острым
максимумом сменяется циклом с более низким и более пологим макси-
максимумом. Кроме того, имеется период около 90 лет (вековой цикл),
с которым меняется средняя высота максимума (иначе говоря, мощ-
мощность солнечной активности). Этот период можно подметить даже
на рис. 27. Возможно, что существуют еще более длинные циклы.
(О солнечной активности см. ЗиВ, 1968, № 2, 27—36.)
Давно замечено, что пятна появляются не на всей поверхности
Солнца. В начале каждого нового цикла пятна появляются (часто
парами) по обе стороны от экватора, на гелиографических широтах
63

около ±35° *), причем в северном полушарии Солнца в каждой паре
впереди (по ходу вращения Солнца) располагается пятно с северным
магнетизмом, а позади — с южным (рис. 28) **). Напряженность маг-
магнитного поля пятен в несколько тысяч раз превышает напряженность
магнитного поля у магнитных полюсов Земли. Чем больше пятно, тем
больше напряженность его магнитного поля.
С течением времени пятна начинают появляться все ближе и ближе
к экватору (закон Шперера), но редко ближе 6° от него, а ко времени
минимума они исчезают. Наибольшее число пятен появляется близ
широт 4=16° ***).
+30°
7Ш 7945 7Ш 7955
7Ш 7Ш-
Ш5
Рис. 28. Изменение средних гелиографических широт солнечных пятен с течением времени и маг-
магнетизм солнечных пятен различных циклов. Направление вращения слева направо, т. е. в эпоху
1924—1935 гг. в северном полушарии Солнца головное пятно имело отрицательную полярность.
При новом появлении пятна вновь располагаются в полосе близ
±35° гелиографической широты, но теперь в северном полушарии
впереди идет пятно с южным, а позади пятно с северным магнетизмом.
В южном полушарии Солнца изменение полярности пятен происходит
в обратном порядке. Таким образом, можно считать, что полный период
изменений солнечной активности составляет около 22 лет (цикл Хэйла
или магнитный цикл). Изучение магнитных полей на Солнце, в осо-
особенности исследования советских астрономов в Крыму и в Пулкове,
привели к представлению о том, что на Солнце нет единого магнитного
поля. Слабые магнитные поля (в несколько эрстед) различной поляр-
полярности (разного знака) существуют по всей поверхности Солнца. Они
*) Однако иногда они появляются значительно дальше от солнечного экватора.
Так, например, 13 августа 1953 г. пятно площадью в 10 миллионных появилось на
52° северной гелиографической широты и держалось менее одного дня. 21—22 июня
1957 г. группа пятен появилась на широте +50°.
**) Зто же правило распространяется на магнитные поля факелов, окружаю-
окружающих солнечные пятна.
***) Работами М. Н. Гневышева на Кисловодской горной солнечной станции
Пулковской обсерватории установлено, что в течение 11 лет развивается не один,
а два максимума солнечной активности, отделенные двумя-тремя годами. Во время
первого увеличивается число пятен на всех широтах, а во время второго — преиму-
преимущественно в экваториальной зоне. Наложение двух циклов дает постепенное уменьше-
уменьшение средней широты зоны пятнообразования. Это позволяет объяснить наблюдавшиеся
особенности усиления ионосферных и магнитных явлений, что очень важно для долго-
долгосрочного прогнозирования погоды.
64

причудливо перемешаны между собой, а линии нулевого магнитного
поля (нейтральные линии поля) вьюгся между областями разной
полярности «как речки меж холмов» *). Магнитные поля непрестанно
меняются, усиливаясь к пятнам и группам пятен.
В активных областях Солнца наблюдаются местные магнитные
поля с напряженностью до сотен эрстед. В магнитных полях больших
пятен напряженность может дости-
достигать 4000 эрстед. Она изменяется
вместе с изменением площади
пятна.
Солнце окружено раскаленной,
светящейся, но весьма разрежен-
разреженной атмосферой. Даже в самом
нижнем слое солнечной атмосферы
газовое давление в тысячу раз
меньше, чем атмосферное давление
на поверхности Земли. Плотность
вещества в солнечной атмосфере
A0~10 г!смъ) гораздо меньше, чем
в земной.
Атмосферу Солнца условно де-
делят на следующие слои, между
которыми нет резких границ: обра-
обращающий слой, хромосферу и ко-
корону.
Обращающий слой (или верхние
слои фотосферы) толщиной около
500 км содержит большое число хи-
химических элементов. О присутствии
этих элементов мы судим по тем-
темным линиям (линиям поглощения)
в спектре Солнца. В основном имен-
именно в обращающем слое происходит
поглощение, рассеяние и переизлу-
переизлучение энергии во всех направле-
направлениях, вызывающее появление тем-
темных фраунгоферовых линий (стр.
265). Температура обращающего
слоя около 5000° **).
Хромосфера. Во время полных солнечных затмений в течение
нескольких секунд можно видеть хромосферу и фотографировать ее
Земля
-Лблакообразные
> протуберанцы
Рис. 29. Строение солнечной атмосферы (схе-
(схематически). Для сравнения показаны разме-
размеры Земли.
*) См. В. А. К р а т «Фотосфера Солнца», Природа, 1962, №11, 41—46.
**) Резкой границы, как и резкого различия физических свойств, между фото-
фотосферой и обращающим слоем не существует. Фотосфера в основном определяет види-
видимый резкий край солнечного диска, хотя и в ней происходят процессы, обусловливаю-
обусловливающие образование линий поглощения. В обращающем слое эти процессы преобладают.
Астрофизики теперь предпочитают вовсе не говорить об «обращающем слое», а говорят
в этих случаях просто о «верхних слоях фотосферы».
3 П. Г. Куликовский
65

спектр («спектр вспышки») *) (рис. 30). Этот спектр состоит из одних
ярких линий, присущих веществам, составляющим хромосферу,—
темные линии спектра обращаются в яркие, а непрерывный спектр
почти гаснет. Особенно интенсивны линии ионизованного кальция,
водорода, гелия и магния. По изменению интенсивности различных
ярких линий в течение нескольких секунд видимости «спектра вспыш-
вспышки» можно судить о физических условиях на тех высотах над фото-
фотосферой, где они образуются.
Хромосфера возвышается над обращающим слоем на 12—14 тыс. км,
имеет ярко выраженный красный цвет **), температура нижних
слоев хромосферы 5000—6000°. «В профиль» (т. е. рассматриваемая
Рис. 30. Спектр вспышки.
у края Солнца) хромосфера имеет весьма изрезанный вид, она как бы
состоит из множества горящих травинок. Самые высокие из них, так
называемые спикулы, возвышаются на несколько тысяч километров
над средним уровнем хромосферы, имея ширину «основания» 600—
1000 км. Время их существования от 0,5 минуты до 3—5 минут. Спи-
Спикулы, по-видимому, связаны с солнечной грануляцией. Их больше
у полюсов, чем у экватора Солнца. Минимум появления спикул —
около ±35° гелиографической широты. Скорость выброса вещества
спикул вверх около 20 км!сек.
Громадные выступы раскаленного светящегося вещества, хорошо
видимые во время полных солнечных затмений и наблюдаемые вне
затмений с помощью особых спектральных приборов (протуберанц-
спектроскопов) или интерференционных фильтров, называются про-
протуберанцами. Много ценных сведений о солнечных протуберанцах
и их быстрых изменениях было получено путем кинематографирования
их методом замедленной съемки. По виду протуберанца, по скорости
и особенностям движения вещества в нем его можно отнести к одному
из следующих классов.
*) Не смешивать это устаревшее название «спектр вспышки» с кратковремен-
кратковременными хромосферными вспышками (см. ниже).
**) Так как большая часть излучения приходится на красную эмиссионную
линию водорода (HJ.
66

Спокойные протуберанцы — движения вещества и изменение формы
в них медленные; время существования — недели и даже месяцы;
наблюдаются во всех гелиографических широтах (рис. 31).
Активные протуберанцы — в них происходят довольно быстрые
движения потоков вещества от протуберанца к фотосфере, от одного
протуберанца к другому.
Эруптивные, или изверженные, протуберанцы по виду напоминают
громадные фонтаны, достигающие высот до 1,7 млн. км над поверх-
поверхностью Солнца. Движения сгустков вещества в них происходят быстро.
Рис. 31. Спокойный, или облакообразный протуберанец (тип II). Фотография получена на Кисло*
водской горной солнечной станции с помощью коронографа, построенного по схеме Б. Лио.
Протуберанцы извергаются с громадными скоростями в сотни кило-
километров в секунду *) и довольно быстро изменяют свои очертания.
При увеличении высоты протуберанец слабеет и как бы рассеивается
(рис. 32). В некоторых протуберанцах наблюдались резкие изменения
скорости движения отдельных сгустков. Эруптивные протуберанцы
непродолжительны.
Короналъные протуберанцы возникают над хромосферой в виде
небольших облачков, сливающихся затем в одно облако, из которого
отдельными струями вниз к хромосфере спускаются потоки светяще-
светящегося вещества.
*) Наибольшая зарегистрированная скорость 720 км/сек,
3* 67

Следующая классификация протуберанцев, учитывающая характер
движения материи в них и форму протуберанцев, выработана в КрАО.
I тип (встречается редко) имеет форму облака или струи дыма.
Развитие начинается от основания — вещество протуберанца подни-
поднимается по спирали на большие высоты. Скорость движения вещества
Рис. 32. Эруптивные протуберанцы. Слева — протуберанец 17 сентября 1937. (тип 111) / —
14h5lm, 2 — 15Ь06Ш, 3 — 15h14m. Справа — протуберанец, снятый И апреля 1959 г. И. Кле-
пештой на коронографе Пражской народной обсерватории.
может достигать 700 км!сек. На высоте около 100 тыс. км от протубе-
протуберанца отделяются куски, падающие затем обратно по траекториям,
напоминающим силовые линии магнитного поля.
II тип имеет форму искривленных струй, начинающихся и конча-
кончающихся на поверхности Солнца. Узлы и струи движутся как бы
по магнитным силовым линиям. Скорости движения сгустков меняются
от нескольких десятков км/сек до 100 км!сек. На небольших высотах
(несколько сотен тысяч км) струи и сгустки угасают.
III тип имеет форму кустарника или дерева; достигает очень боль-
больших размеров. Движения сгустков (до десятков км/сек) имеют характер
неупорядоченных движений.
68

На фотографии, снятой в лучах спектральной линии водорода или
кальция (такие снимки называются спектрогелиограммами), можно
увидеть протуберанец в виде темного волокна (рис. 33). Кинетическая
температура спокойных протуберанцев 15 000°, активных 25 000*).
Химический состав протуберанцев соответствует составу обраща-
обращающего слоя, однако физические условия в них таковы, что в спектре
спокойных протуберанцев преобладают линии водорода и однажды
Рис. 33. Спектрогелиограмма в лучах линии На водорода.
Видны яркие флоккулы и темные волокна.
ионизованного кальция; в протуберанцах, связанных с солнечными
пятнами (такова большая часть изверженных), выделяются также
линии различных металлов.
Полной теории, объясняющей разнообразные явления, связанные с
солнечными протуберанцами, еще нет. Несомненно, что, помимо силы
тяжести, тут играют большую роль электрические и магнитные силы.
Корона представляет собой самые внешние слои солнечной атмосфе-
атмосферы, простирающиеся на расстояние до нескольких радиусов Солнца
от его поверхности и имеющие очень малую плотность **). Лишь во
*) См. йримечание на стр. 70.
•*) Во внутренней короне плотность составляет 10~16—10~17 г/см3 и убывает
с удалением от Солнца.
66

\z) Эклиптика
время полных солнечных затмений корона ясно видна как лучистое
сияние нежного желтовато-серебристого цвета и характерна формой
прямых и изогнутых корональных лучей и опахал (или арок). Лучи
идут в радиальных направлениях, а опахала как бы стягивают дугами
различные точки края солнечного диска. Форма солнечной короны
весьма существенно зависит от фазы солнечного цикла, т. е. от сте-
степени солнечной активности (рис. 34).
Корона состоит из чрезвычайно разреженной плазмы, т. е. ионов
и свободных электронов.
По виду спектра различают внутреннюю (или истинную) корону
или К-корону (до высоты 200 000 км над фотосферой) и внешнюю корону
или F-корону (выше этой
границы) *).
В спектре внутренней
короны на фоне слабого
непрерывного спектра
(повторяющего распреде-
распределение энергии в спектре
фотосферы Солнца) обыч-
обычно наблюдается до 26
6) 1=^^]^И^ V —Эклиптика ЯРКИХ (эмиссионных) ли-
7 г~-^==-^^и*г=^и НИи, которых нет ни в
спектре хромосферы, ни
в спектре других частей
солнечной атмосферы.
Самые яркие из них — это ультрафиолетовая линияо 3388 А
(Fe XIII), зеленая линия 5303 A (Fe XIV), красные 6374 A (Fe X) и
7892 A (Fe XI) и инфракрасные линии 10 747 и 10 798 A (Fe XIII). Долгое
время корональные линии представляли собой загадку. Их даже
приписывали особому элементу — «корбнию». Однако впоследствии
было доказано, что корональные линии спектра Солнца — это «запре-
«запрещенные» линии многократно ионизованных (до 15 раз!) атомов железа,
аргона, никеля и кальция и некоторых других элементов, что свиде-
свидетельствует о температуре короны порядка миллиона градусов **).
Такая высокая температура внутренней короны подтверждается также
наблюдениями радиоизлучения Солнца (стр. 73). Поляризация света
короны, достигающая 50% на расстоянии 0,5 Rq от края диска, сви-
свидетельствует о том, что рассеяние света фотосферы происходит на сво-
свободных электронах, которые являются продуктом ионизации вещества
Рис. 34. Схема формы солнечной короны во время макси-
максимума солнечной деятельности (а) и во время минимума (б).
*) На вид внешней короны и наблюдаемый состав ее излучения оказывает влия-
влияние рассеяние света мельчайшими твердыми частицами — пылинками, находящимися
далеко за пределами самых внешних частей самой короны (это как бы внутренний
зодиакальный свет\ см. рис. 35).
**) Столь высокие температуры разреженной среды далеко выходят за обычные
представления о тепле и холоде. Как известно, в физике температура газовой среды
определяется тепловыми скоростями беспорядочного движения частиц, образующих
среду (так называемая кинетическая температура). Указанная температура короны
в миллион градусов и является ее кинетической температурой.
70

короны (кроме перечисленных имеются следующие ионы: Ni XII,
Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Ca XII, Ca XV, Ar X и другие).
Внешняя корона дает в основном отраженный солнечный спектр.
Между внутренней и внешней короной нет резкой границы. Сопостав-
Сопоставление спектров и исследование уменьшения интенсивности солнечной
короны с расстоянием от края Солнца (рис. 35) показали, что внешняя
корона и зодиакальный свет имеют одну и ту же пылевую состав-
составляющую.
I
1
/О'1
W
!""
8-
Солнечная корона
Зодиакальный
свет
2° 3° 4°5° 10° гО° Ж 50° 100°
Угловое расстояние от Солнца
Рис 35. Интенсивность солнечной короны и зодиакального
света, выраженная в единицах интенсивности солнечного
диска.
Лишь в 1930 г. научились фотографировать внутреннюю корону
вне затмения *), однако наилучшие снимки короны получены все же
во время полных солнечных затмений (рис. 36). Общий свет короны
составляет примерно одну миллионную долю света Солнца или поло-
половину света полной Луны.
Солнечная корона меняет свою форму, размеры, интенсивность
и расположение лучей в зависимости от фазы пятнообразовательной
деятельности (рис. 34). При минимуме пятен корона слаба, лучи видны
только в экваториальной области. При максимуме пятен яркие лучи
короны идут во все стороны от диска Солнца, иногда до расстояний
в 15—20 радиусов самого Солнца **).
Из 104 химических элементов, известных в настоящее время на
Земле, спектральным путем на Солнце открыто около 70, в том числе,
по-видимому, дейтерий и радиоактивный элемент торий. Тринадцать
элементов дают в видимой области солнечного спектра сотни и даже
*) С помощью особого внезатменного коронографа, изобретенного французским
астрономом Б. Лио.
**) При наблюдении с воздушного шара полного солнечного затмения были от-
отмечены лучи до расстояния в 50 Rq\
71

тысячи линий (так, например, железо Fe 3288 линий, титан Ti 1085,
хром Сг 1028, кобальт Со — 785 линий и т.д.). Отсутствие линий
остальных химических элементов не говорит об отсутствии этих эле-
элементов на Солнце вообще; они могут давать линии в недоступной пока
наблюдению части солнечного спектра. Если же какого-либо элемента
на Солнце мало, то линии в спектре будут вообще незаметны. Всего
от ~3000 А до 13 500 А зарегистрировано около 26 000 линий спектра.
Рис. 86. Фотография солнечной короны, полученная А. А. Михайловым 19 июня 1936 г.
В таблице III приведено относительное содержание ряда химиче-
химических элементов в солнечной атмосфере.
Солнце более чем на 70% по массе состоит из водорода и на 28%
из гелия. На все остальные элементы приходится менее 2%. Кроме
линий, соответствующих излучению (и поглощению) атомов различных
элементов, в спектре Солнца присутствуют молекулярные линии
поглощения, соответствующие следующим двухатомным молекулам:
CN, С2, СН, NH, ОН, СаН, MgH, A1H, SiH, H2, SiF, ВО, АЮ, ТЮ,
FeO, ZrO, ОН и некоторым другим.
Явления, протекающие во внешних слоях и в атмосфере Солнца,
в большинстве своем представляются еще довольно загадочными и
72

Таблица III
Относительное
Элемент
Водород . . .
Гелий ....
Кислород . . .
Углерод . . .
Азот
Кремний . . .
Сера
Железо ....
Алюминий . .
Натрий ....
содержание 19 из 70 открытых в атмосфере Солнца элементов
(по Д. Ламберту и Б. Уорнеру, 1968)
Обозн.
Н
Не
О
С
N
Si
S
Fe
Al
Na
lg N
12,00
10,95
8,77
8,55
7,93
7,55
7,21
6,51
6,40
6,18
N атомов
l,0xl0i2
9,ОХ1ОЮ
5,9X108
3,5X108
8,5X107
3,5X107
1,6хЮ7
3,2хЮ6
2,5X106
1,5X106
Элемент
Хром
Фосфор ....
Никель ....
Калий ....
Марганец . . .
Титан ....
Ванадий . . .
Кобальт . . .
Скандий . . .
Обозн.
Сг
Р
Ni
К
Мп
Ti
V
Со
Sc
lg N
5,47
5,43
5,08
5,05
4,88
4,50
3,92
3,53
3,04
N атомов
3,0X106
2,7X105
1,2X105
1,1X105
7,6ХЮ4
3,2x10*
8,2x103
3,4хЮ3
1,1 X Ю3
не имеют полного объяснения. Такова, например, 11-летняя (точнее,
22-летняя) периодичность солнечной активности, проявляющаяся
в образовании пятен, факелов и факельных полей, протуберанцев и
в изменении формы солнечной короны. Загадочной является также
перемена знака магнитных полей пятен при появлении пятен нового
солнечного цикла. Не имеет объяснения и постепенное уменьшение
гелиографической широты появления пятен в течение одного цикла.
Помимо обычного излучения, исходящего от Солнца, и корпуску-
корпускулярного излучения (т. е. потоков заряженных частиц-ионов, имеющих
скорости от 30 до 1000 км/сек и плотность в окрестностях Земли от 5
до 50 частиц в 1 см3), называемого «солнечным ветром» *), в 1942 г.
обнаружено интенсивное радиоизлучение Солнца с длиной волны от
нескольких мм до 15—30 м. Более короткое и более длинноволновое
радиоизлучение не пропускается земной атмосферой. Наблюдения,
произведенные советской экспедицией в Бразилии 20 мая 1947 г.,
показали, что во время полной фазы затмения интенсивность радио-
радиоизлучения упала лишь вдвое, тогда как интенсивность общего излу-
излучения уменьшилась в миллион раз. Это говорит о том, что радиоизлу-
радиоизлучение Солнца исходит главным образом от солнечной атмосферы: в
миллиметровом диапазоне радиоволн — от верхних слоев фотосферы,
в сантиметровом диапазоне — от хромосферы, в метровом — от короны
(рис. 37). Обычно солнечное радиоизлучение в метровом диапазоне
соответствует излучению абсолютно черного тела с температурой в
*) В последние годы выяснилось, что при температуре в центре Солнца порядка
15 млн. градусов создаются условия для образования нейтрино — частиц, которые,
двигаясь со скоростью света, могут свободно (т. е. без поглощения) проходить сквозь
толщу, эквивалентную миллиарду таких тел, как Земля. 80 миллиардов солнечных
нейтрино проходят каждую секунду через квадратный сантиметр поверхности, пер-
перпендикулярной к направлению солнечных лучей. Солнце теряет в форме нейтрино
энергию, кото рая, вероятно, соответствует 5% его энергии свечения. У звезд с более
высокой центр альной температурой поток нейтрино должен быть еще больше.
73

JJi/апазош:
М?/ЛЛ1/М0/7?р00дШ
сан/т/ме/лрошй
миллион градусов (что совпадает с температурой, полученной для
внутренней короны), но иногда наблюдаются вспышки, соответству-
соответствующие температуре в несколько сотен миллионов градусов.
Таким образом, интенсивность радиоизлучения Солнца непосред-
непосредственно связана с процессами солнечной активности.
Эти процессы отражаются на Земле в виде магнитных возмущений
и бурь, полярных сияний и других электрических явлений в земной
атмосфере, которые приводят к нарушению радиосвязи, а иногда
даже и телеграфной связи. Нарушения радиосвязи на коротких волнах
бывают связаны и с внезапно возни-
возникающими хромосферными вспыш-
вспышками на Солнце, которые вызывают
резкое увеличение потока корот-
коротковолнового ультрафиолетового и
рентгеновского излучения Солнца,
а также его корпускулярного из-
излучения (солнечный ветер резко
усиливается, скорости заряженных
частиц достигают 1000 км/сек и
даже больше).
Вспышки всегда появляются в
центрах солнечной активности,
например, в группе пятен, иногда
между двумя пятнами, составляю-
составляющими магнитную пару, и прояв-
проявляют себя резкими повышениями
яркости. Так, например, 23февраля
1956 г. наблюдалась область повы-
повышенной активности, породившая ряд эруптивных протуберанцев и
вспышку, которая соответствовала взрыву миллиона водородных
бомб! 20 января 1957 г. произошла интенсивная вспышка, которая
через 26 часов вызвала на Земле сильную магнитную бурю, полярное
сияние, перебои в телефонной связи и т. д.
Продолжительность вспышек — от нескольких минут до двух-
трех часов. Кривая блеска весьма несимметрична: подъем совершается
не больше чем за 5—10 минут, уменьшение блеска — медленнее.
Возможно, что причиной вспышек являются бурные ядерные реак-
реакции, происходящие не в недрах Солнца, а близко к его поверхности
(вероятно, такое же явление происходит во время вспышек перемен-
переменных звезд типа UV Кита; см. стр. 154). Другое объяснение учитывает
особенности расположения вспышек посредине между солнечными
пятнами различной полярности (в «нейтральных точках») и связывает
их со столкновениями электронов с ионами в хромосфере.
Связь солнечных явлений с земными сказывается не только в элек-
электрических и магнитных свойствах атмосферы, но и вообще в метеороло-
метеорологии, определяющей погоду и климат на Земле. Проблема «Солнце — Зем-
Земля» изучается сетью специальных геофизических обсерваторий и Служб
Солнца, которым могут оказать помощь и любительские наблюдения.
Рис. 37. Схематическое представление об
уровнях возникновения радоизлучения раз-
различных диапазонов волн на Солнце
74

5. Солнечная система
Солнечная система включает центральное светило — Солнце, девять
больших планет с их 32 спутниками, более 150 тысяч малых планет
(астероидов), около 100 известных короткопериодических комет*),
более 50 известных метеорных роев, пылеобразное вещество, образу-
образующее так называемый зодиакальный свет (стр. 110), и некоторое коли-
количество рассеянного в межпланетном пространстве метеорного вещества
Рис 38 План Солнечной системы.
(метеорных тел различного размера вплоть до микрометеоритов или
метеорной пыли). Кроме того, за последние годы между Землей и Солн-
Солнцем обнаружен нейтральный водород — 3-Ю12 атомов/ом3.
Общий план Солнечной системы (с соблюдением масштаба) показан
на рис. 38, где наряду с орбитами планет нанесена также орбита пе-
периодической кометы Галлея (о закономерности расположения планет
см. стр. 112).
На рис. 39 показаны наклоны орбит больших планет к плоскости
эклиптики. Все планеты обращаются вокруг Солнца в одном направ-
*) Общее число комет оценивается в несколько миллиардов.
75

лении. В том же направлении происходит вращение всех планет,
кроме Урана и Венеры.
Масса Солнца в 750 раз больше массы всех остальных тел Солнеч-
Солнечной системы. Однако, строго говоря, обращение планет совершается
Плоскость жлиптики
Ясталшь/е ?/7ль-<
шае планеты
Рис. 39. Наклоны орбит больших планет к плоскости эклиптики (пло-
(плоскости земной орбиты).
не вокруг Солнца, а вокруг общего центра масс всей Солнечной сис-
системы, по отношению к которому само Солнце описывает сложную
кривую, показанную на рис. 40. Центр масс системы почти совпал
1985
Рис. 40. Движение центра Солнца относительно центра масс
Солнечной системы с 1940 по 2000 г. Пунктирный круг — по-
положение Солнца в 1950 г. Центр массы отмечен точкой М;
стрелка указывает направление на точку весеннего равноден-
равноденствия в этом же году.
с центром Солнца в 1951 г., а к 1953 г. вновь вышел за пределы солнеч-
солнечного шара. Пунктиром показано положение Солнца в начале 1950 г.
На рис. 41 показаны размеры планет по сравнению с Солнцем*(бе-
лый диск). Этот же рисунок одновременно дает представление о рас-
76

положении некоторых спутников планет и о положении экваториальной
плоскости каждой планеты по отношению к плоскости эклиптики,
параллельной в каждом случае с линией, указанной на рисунке. Раз-
Размеры Солнечной системы очень малы по сравнению со средними меж-
межзвездными расстояниями. Лишь некоторые кометы с громадными пе-
периодами обращения удаляются от Солнца на половину расстояния
Умбр и ель \ « Плутон
Дриель \
\0оерон
\?№» Астероиды (илематцуно)
700 200 '300 400 ?00 600 700777ЫО. nm
Рис. 41. Размеры планет по сравнению с Солнцем и расположение некоторых
спутников (расстояния и наклоны плоскостей из орбит).
до ближайших звезд. Большинство спутников обращается вокруг
планет по почти круговым орбитам и близко к плоскости экватора
планеты (исключение — Луна, внешние спутники Юпитера, Япет,
Феба и Тритон).
Солнце со всей планетной системой движется в пространстве отно-
относительно окружающих его звезд в направлении созвездия Геркулеса.
Данные о членах Солнечной системы собраны в табл. 23—30. О дви-
движении планет см. стр. 251—258.
77

6. Планеты
Пять «блуждающих звезд» — планет были известны в древности;
у каждого народа существовали свои названия планет, но удержались
названия, данные римлянами: Меркурий, Марс, Венера *), Юпитер
и Сатурн**). Уран был открыт случайно в 1781 г. В. Гершелем, Неп-
Нептун — в 1846 г. Галле (по указаниям Леверье, который вычислил
66, &
t
Рис 42 Наклоны осей вращения планет к плоскости орбиты
орбиту и положение на небе Нептуна по возмущениям в движении
Урана). Плутон открыт в 1930 г. К. Томбо после многолетних поисков,
основанных на теоретических расчетах П. Ловелла (США) и его уче-
учеников ***).
*) У древних греков для Венеры существовало два названия: Фосфорос и Ге-
сперис, соответствующие утренней и вечерней видимости планеты.
**) Латинские названия планет общеупотребительны, однако при составлении
прилагательных с греческими корнями (например, графио — пишу, описываю)
используются греческие названия планет. Отсюда — гелиографический (Гелиос —
Солнце), география (Ге — земля); селенология, селенографический (Селена —Луна),
гермесология (Гермес — Меркурий), ареология, ареографический (Арей или Арес —
Марс), йовиграфический [йовис (родит, падеж латинского названия) — Юпитер],
кронографический (Кронос — Сатурн) и т. д.
***) Во время полных солнечных затмений неоднократно, но тщетно разыски-
разыскивали «интрамеркуриальную планету», для которой даже придумали название — Вул-
Вулкан. Велись также поиски планеты, расположенной за орбитой Плутона. В послед-
последние годы было высказано предположение о существовании трансплутоновой планеты
с периодом обращения 675,7 года, большой полуосью 77,0 а. е., углом наклонения
38°,0 и значительной массой.
78

Планеты — темные тела сферической или почти сферической фор-
формы, обращающиеся вокруг Солнца. Орбиты планет лежат почти в одной
плоскости, от которой значительно отклоняются лишь орбиты
Меркурия (наклон 7°) и Плутона (наклон 17°). Наклон оси вращения
к плоскости орбиты каждой планеты показан на рис. 42. Венера и
Уран имеют обратное вращение (угол наклона больше 90°).
По своим размерам, строению и составу, а также по протяженности
и свойствам атмосфер планеты делятся на две группы — группу планет
земного типа (Меркурий, Венера, Земля и Марс) и группу планет-
гигантов (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун). Природа Плутона еще
недостаточно изучена. Первые состоят из плотного каменистого ве-
вещества и металлов; вторые — в основном из водорода и других легких
веществ (метан СН4, аммиак NH3).
Со времени третьего издания «Справочника» сведения о планетах
существенно пополнились, в особенности благодаря космическим ис-
исследованиям: определены периоды вращения Меркурия и Венеры,
обнаружены кольцевые горы на Марсе, открыт новый спутник Сатурна
(Янус) и т д.
Данные о физических характеристиках планет и их орбитах по-
помещены в табл. 23—25, а данные о спутниках планет в табл. 26 и 27.
Меркурий. Период вращения Меркурия (определен на основе ра-
радиолокационных наблюдений) оказался равным 58d,65±0d,10. При
этом солнечные сутки на Меркурии в точности равны трем меркуриан-
ским звездным суткам. В перигелии движение Меркурия по орбите
совершается быстрее, чем его вращение. В эту пору для наблюдателя
на Меркурии Солнце пятится назад, чтобы через несколько дней вновь
продолжать прямое движение. Ось вращения планеты почти перпен-
перпендикулярна к ее орбите. Новые оптические и радиолокационные изме-
измерения дают диаметр Меркурия 4880+2 км. Температура поверхности
в подсолнечной точке достигает 600—650° К. Температура ночной
стороны около 200° К. По фотометрическим и поляриметрическим
наблюдениям изрытость поверхности Меркурия столь же велика,
как и у Луны. Вероятно, на нем также должны быть кратеры. Альбедо
Меркурия равно 0,06. В прошлом векеСкьяпарелли, а в начале нашего
века Антониади изучали еле заметные пятна на поверхности Мер-
Меркурия и пытались составить карту планеты. Иногда на поверхности
Меркурия видна легкая дымка. По-видимому, у Меркурия есть арго-
аргоновая очень разреженная атмосфера — продукт распада радиоактив-
радиоактивного изотопа калия *). При своей малой массе (V20 массы Земли) и
высокой температуре обращенной к Солнцу стороны поверхности он
не в состоянии удержать заметной газовой оболочки (ABI, № 4, 1967).
Венера похожа на Землю по своим размерам и массе. Она имеет
атмосферу, впервые открытую М. В. Ломоносовым в 1761 г. во время
прохождения планеты по диску Солнца. Планета окутана густым слоем
белых облаков, скрывающих ее поверхность. Наличие в атмосфере
*) В. И. Мороз (Москва) нашел следы СО2 в атмосфере Меркурия и СО в атмосфере
Венеры.
79

Венеры густых облаков, вероятно, состоящих из ледяных кристаллов,
объясняет высокую отражательную способность планеты — 60% па-
падающего солнечного света отражается от нее. Особенностью атмосферы
Венеры является обилие в ней углекислого газа (СО2) при весьма низ-
низком содержании кислорода и водяных паров. В настоящее время ви-
визуальным наблюдениям доступна лишь та часть атмосферы Венеры,
которая расположена над слоем облаков. Радиус Венеры, соответ-
соответствующий уровню облачного слоя, равен 6050±5 км.
Рис. 43. Фотографии Венеры в различных фазах.
На Венере иногда видны изменчивые темные пятна неопределенной
формы, не имеющие резких границ. Вопрос о периоде вращения Ве-
Венеры вокруг оси и о наклоне ее оси долгое время был неясен. Радиоло-
Радиолокационные наблюдения последних лет дают период вращения, равный
243d, 16, причем вращение происходит в обратную сторону. Наклон
оси вращения составляет 84О±2° (или 264°) к плоскости орбиты.
Северный конец оси вращения направлен к ф Dra. Измерения радио-
радиоизлучения Венеры и его распределения по диску показали, что поверх-
поверхность планеты очень горячая B50—450° С). Для давления у поверх-
поверхности планеты эти наблюдения давали значения от одной до 100 атмо-
атмосфер. Межпланетные станции «Маринер-2» и «Маринер-5» (США),
пролетевшие мимо Венеры, и в особенности «Венера-4», «Венера-5» и
«Венера-6» (СССР), существенно пополнили наши данные о Венере.

Было отмечено отсутствие заметного магнитного поля, ионосферы и
радиационного пояса планеты, обнаружена слабая водородная корона.
Значение температуры на среднем уровне поверхности должно быть
около 770° К, давление там же около 100 атмосфер. Вероятно, по-
поверхность Венеры неровная, так как радионаблюдениями отмечены
более холодные места, видимо, горы и песчаные пустыни. Атмосфера
планеты по данным «Венеры-5» и «Венеры-6» состоит на 97% ±4% из
углекислоты СО2, не более 2% составляет азот N2, кислорода О2 —
менее 0,1%, воды Н2О по атмосфере в среднем около 0,05%.
Марс. Наклон оси вращения Марса к плоскости его орбиты
почти такой же, как у Земли (около 65°), а период вращения B4h 37m23s)
близок к суткам, поэтому
видимое движение небесно-
небесного свода на Марсе должно
носить такой же характер,
как на Земле. На Марсе
происходит аналогичная
смена времен года, только
их продолжительность поч-
почти вдвое больше земных.
Экваториальный диаметр
Марса 6788 км, поляр-
полярный—6710 км. Его масса
6,423- 1026г, а средняя плот-
плотность 3,94 г/см3.
На поверхности Марса
много устойчивых дета-
деталей, ПОЗВОЛИВШИХ СОСТа- рис 44 фотография Марса (Б. Лио, 23 сентября
ВИТЬ ДОВОЛЬНО Подробную 1941 г.. Пик дю-Миди).
ареографическую карту.
Уже в телескоп скромных размеров на диске Марса можно заметить бе-
белое пятно близ полюса. Это — одна из двух полярных шапок (рис. 44);
они претерпевают сезонные изменения, исчезая с наступлением лета
в соответствующем полушарии Марса. Две трети поверхности Марса
имеют красновато-оранжевый оттенок. Вероятнее всего, это пустыни
с почвой, окрашенной окислами железа. Менее красные области, кото-
которые по контрасту кажутся зеленовато-серыми пятнами (моря), зани-
занимающие около трети поверхности, испытывают сезонные изменения
в интенсивности окраски: они темнеют с наступлением весны. Можно
думать, что в это время тают полярные шапки Марса, состоящие,
как это показали спектрографические исследования В. И. Мороза,
из тонкого слоя снега или инея, и покрываются растительностью
низменные равнины — «моря». Подлинных морей или каких-либо
обширных водных пространств на Марсе нет. Кроме того, имеются
небольшие, неправильной формы и более темные, чем окружающая
местность, пятна, так называемые оазисы. Темные узкие полосы,
называемые каналами, как будто соединяют оазисы с темными об-
областями (морями).
81

В связи с вопросом о возможности жизни на Марсе весьма важно
изучение атмосферы этой планеты. Полярные шапки и белая полоса
утренних заморозков, видимая вдоль линии терминатора, свидетель-
свидетельствуют о наличии атмосферы на Марсе. Об этом говорят также явления
сумерек в полосе шириной около 8° вдоль линии терминатора. По-
Последние данные о химическом составе атмосферы Марса говорят о том,
что углекислый газ СО2 может составлять от 60 до 100%, азот N2 —
несколько процентов, аргон Аг — до 40%; замечены следы окиси
углерода (~10~3%) и воды — 30—40 микрон в осажденном виде.
Кислорода и озона в атмосфере Марса не обнаружено. Редкость появ-
появления голубых облаков (высота которых 18—22 км над поверхностью
планеты) и сравнительно быстрое таяние полярных шапок с наступ-
наступлением весны говорят о том, что количество влаги на этой планете
весьма невелико. В атмосфере Марса воды заведомо меньше 1% от ее
содержания в земной атмосфере.
Иногда на поверхности Марса в районах пустынь наблюдаются
желтоватые пятна пылевых туч (подчас значительных размеров),
которые заметно передвигаются по поверхности планеты (со скоростью
до 30 км/час). Изредка появляются голубые облака, которые можно
сфотографировать только в синих и фиолетовых лучах, фиолетовая
вуаль или дымка и фиолетовые облака.
Измерения температуры поверхности, проведенные при помощи
весьма чувствительной термопары, показали, что в экваториальном
поясе в полдень температура может достигать +30° С, а в околополяр-
околополярных областях в середине лета +6° С. Ночью температура везде зна-
значительно ниже 0° С (до —45°, а зимой до —80°).
Многолетние исследования известного советского астрофизика
Г. А. Тихова растительности на Дальнем Севере и в высокогорных
областях привели его к выводу, что растительность на Марсе должна
иметь серо-голубую окраску. Своими работами Г. А. Тихов положил
начало новой науке — астроботанике. В последние годы возникли
сомнения в объяснении сезонных изменений на Марсе деятельностью
органической жизни и выдвигаются гипотезы неорганического ха-
характера этих изменений.
15 июля 1965 г. межпланетная станция «Маринер-4» (США) проле-
пролетела на расстоянии 12 000—17 000 км от Марса и передала на Землю
ценную информацию. «Маринер-6» и «Маринер-7» показали, что в ат-
атмосфере Марса 90% СО2; кислород и озон не обнаружены. Атмосфера
Марса очень разрежена,— давление на поверхности меньше 10 мил-
миллибар *), что в 100 раз меньше нормального атмосферного давления
на поверхности Земли на уровне моря и близко к давлению на высоте
35 км. На 24 фотографиях, которые передал «Маринер-4» на Землю,
можно различить более 300 кратеров, подобных лунным, но с более
*) В метеорологии 1 бар — единица давления, равная 1 млн. дин на 1 см2.
Стандартная земная атмосфера дает давление, равное 1 бар. Миллибар равен
103 дин/см2. Один мм ртутного столба равен 1,333157 жб; 760 мм — 1013,246 мб
(см. табл. 5).
82

сглаженным рельефом (рис. 45) *); 2—3% кратеров имеют централь-
центральные горки. Диаметры кратеров от 3 до 180 км. Имея в виду, что было
сфотографировано около 1% всей поверхности планеты, можно пола-
полагать, что общее число кратеров этих размеров на Марсе около 100 000.
Рис. 45. Кратеры на поверхности Марса. Снимок, переданный станцией «Маринер-4».
Сторона квадрата 290 км.
На Марсе отмечены горы высотой до 4 км, однако большинство их не
выше 1 км.
Горные цепи тянутся в длину до 180 км. На полученных сним-
снимках нет никаких признаков каналов, хотя некоторые должны
были попасть в поле зрения. Правда, на двух снимках видны какие-то
линейные образования шириной 3—10 км и длиной 150—300 км%
но природа их не ясна. Обнаружена ионосфера из нескольких слоев:
средняя высота 123 км (9-104 электрон!см*) и 95 км B-104 электрон!см*).
Марс обладает двумя крошечными спутниками A5 и 8 км в диамет-
диаметре), доступными для наблюдения только в самые большие телескопы.
Ближайший к Марсу спутник — Фобос (Страх) обращается вокруг
*) В 1949 г. Болдуин (Англия) сделал предположение о сходстве поверхностей
Марса и Луны, но оно было забыто; открытие кратеров на Марсе явилось полной
неожида н ностью.
83

Рис. 46. Орбиты спутников Марса по срав-
сравнению с размерами планеты.
планеты в 7h39m 14s, т. е. значительно быстрее, чем вращается Марс
вокруг своей оси; это единственный случай в Солнечной системе. Фобос
восходит над горизонтом марсианского наблюдателя на западе, дви-
движется навстречу суточному
движению всех звезд и заходит
на востоке.
Малые планеты, или асте-
астероиды (т. е. «звездоподобные»), рас-
расположены в основном между орби-
орбитами Марса и Юпитера, хотя неко-
некоторые из них в перигелии подходят
весьма близко к орбите Венеры (на-
(например, Гермес) и даже попадают
внутрь орбиты Меркурия (Икар),
а другие в афелии близки к орби-
орбите Сатурна, например, Гидальго*).
Впрочем, в силу большого угла на-
наклона D3°) орбиты Гидальго к ор-
орбите Сатурна эта малая планета не
может подойти к Сатурну ближе,
чем на 5,7 а. е. На рис. 47 показано положение пояса малых планет
в Солнечной системе, а также орбиты некоторых замечательных асте-
астероидов.
Орбиты 97% обозначенных малых планет заключены в пределах
от 2,17 до 3,64 а. е. (суточные орбитальные движения от 1100" до 510").
Больше всего малых планет на расстоянии около 2,8 а. е. от Солнца.
Первый астероид, Церера, был открыт Пиацци 1 января 1801г. После
применения фотографии (в 1891 г.) их стали открывать в большом
количестве. Видная роль в открытии малых планет принадлежала
Симеизской обсерватории в Крыму. На 1 января 1970 г. было из-
известно 1746 обозначенных астероидов; примерно столько же еще не
получили окончательных обозначений.
Орбиты некоторых астероидов обладают значительными эксцентри-
эксцентриситетами е @,83 у Икара) и большими наклонами E2° у Бетулии).
Для подавляющего же большинства известных малых планет эксцен-
эксцентриситет очень невелик (среднее значение 0,15), т. е. орбиты их
близки к круговым и наклоны орбит невелики (/=9°,7). Большие
полуоси орбит астероидов заключены в пределах от 1,08 (Икар)
до 5,71 а. е. (Гидальго).
Распределение числа астероидов по их сидерическим периодам
(или, иначе, по их средним движениям) обнаруживает ряд глубоких
минимумов («окна Кирквуда»), соответствующих простым отношениям
A/2, 1/3, 2/5, 3/7, 5/11 и т. д.) периодов астероидов к периоду обраще-
обращения Юпитера (рис. 48). Эти минимумы подобны щелям в кольце Са-
Сатурна, обусловленным теми же причинами — простыми соотношениями
с периодами главных спутников планеты (стр. 92), приводящими к
*) Названный так в честь Мигуэля Гидальго A753—1811), возглавлявшего
борьбу мексиканцев за независимость от Испании.
84

сильным возмущениям и потере устойчивости движения. Средний
период обращения астероидов 4,7 года.
Самая большая из малых планет, Церера, имеет 770 км в диаметре
(ее масса составляет примерно 1/8000 массы Земли); диаметр Паллады
Рис. 47. Пояс орбит малых планет между орбитами Марса и Юпитера (пока-
(показаны также орбиты некоторых замечательных астероидов).
490 км, Весты 380 км, Юноны 180 км (рис. 49); около 70 астероидов
имеют диаметры более 100 км\ в оппозиции (противостоянии с Солнцем)
они выглядят как звезды 6—7-й звездной величины. Другие астероиды
много меньше. Самые малые из известных астероидов имеют диаметры
около 1 км и по своим размерам сходны с теми телами, которые обра-
образовали на Земле метеоритные кратеры. Большинство астероидов —

это глыбы неправильной формы, которые образовались, вероятно,
от дробления при столкновении более крупных тел. Мелкие осколки
2,5
Периоды обращения (в годах)
3,5 4,0 4,5 5,0 6
7 8 9 101112
1400" 1300й 1200" 1100й 1000й 900" 800" 700" 600п 500v 4
Средние орбитальные ддимения (д сутки)
Рис. 48. Распределение астероидов по периодам обращения (или суточным движениям).
пополняют запасы метеорного вещества в Солнечной системе, а пыль
пополняет вещество зодиакального света. Самая слабая из обозначен-
обозначенных малых планег, Бетулия, имеет звездную величину 19" ,8. Чем
мощнее применяемый телескоп, тем
большее число малых планет мож-
можно открыть с его помощью. Можно
предполагать, что общая масса всех ма-
малых планет не больше 1/1000 массы Зем-
Земли. Астероиды лишены атмосферы.
Астероиды обозначаются порядковой
цифрой в кружке или в скобках и соб-
собственным именем, взятым для многих
планет из числа мифологических женских
имен. Некоторые астероиды названы
именами великих людей и ученых, на-
например, планета (852) называется Влади-
леной в честь Владимира Ильича Ленина,
есть планета A210) Морозовия, G86)
Бредихина и др.*).
Рис. 49. Размеры крупных астерои-
астероидов по сравнению с Луной. (Показа-
(Показаны предложенные в свое время знаки
для этих малых планет.)
*) В честь русских ученых названы, например, астероиды: G68) Струвеана,
(807) Цераския, (856) Баклунда, (857) Глазенапия, (995) Штернберга, A004) Белополь-
ския, A007) Павловия, A074) Белявския, A118) Ганския, A129) Неуймина, A169)
Дубяго, A206) Нумеровия, A255) Жилова, A379) Ломоносова, A403) Идельсония,
A653) Яхонтовия, A654) Боева, A671) Чайка (в честь космонавта В. В. Терешковой-
Николаевой), A692) Субботина и некоторые другие.

Чрезвычайно интересна группа астероидов, обращающихся вокруг
Солнца на таком же расстоянии, что и Юпитер, причем их расстояния от
Юпитера и от Солнца равны между собой (период обращения равен
периоду обращения Юпитера). В настоящее время известно четырнад-
четырнадцать таких планеток, называемых троянцами *).
Пять из них движутся на 60° позади, а 9 — впереди Юпитера.
Таким образом, троянцы, Солнце и Юпитер находятся в вершинах
двух равносторонних треугольников (рис. 50). Такое расположение
малой планеты относительно Солнца и Юпитера является одним из
частных случаев знаменитой «задачи трех тел» (стр. 257).
fffnumep
Агамемнон
Ахиллес т\
Дякс •
„Греки"
/Ьююшс А Диомед
Лестор т/т Гектар
Рис. 50. Астероиды-троянцы (схематическое расположение).
Короткопериодические колебания блеска многих малых планет
(например, Цереры, Юноны, Эроса, Ирис, Весты, Гебы, Астреи и
некоторых других) свидетельствуют об их вращении при неравномер-
неравномерной отражательной способности поверхности, либо при неправильной
форме. Кратчайший известный период изменения блеска (у .Петиции)
2h 12m. Наблюдения изменений блеска астероидов представляют зна-
значительный научный интерес, так как дают материал для суждения
об их форме. Так, например, Эрос напоминает грушу.
*) Этим астероидам даны имена героев Троянской войны, описанной Гомером
в «Илиаде»: Ахиллес E58), Патрокл F17), Гектор F42), Нестор F59), Приам (884),
Агамемнон (911), Одиссей A143), Эней A172), Анхиз A173), Троил A208), Аякс A404),
Диомед A437), Антилох A538) и Менелай A647).
87

Исследование цвета астероидов показывает, что многие из них
состоят из серых пород, подобных горным породам земной коры *).
Некоторые астероиды подходят к Земле ближе всех других небес-
небесных тел, не считая Луны. Таковы: Эрос, подходящий к Земле раз в не-
несколько десятков лет на расстояние в 23 млн. км **), Амур A5 млн. км)
Икар F млн. км) ***), Аполлон C млн. км)> Географос B млн. км),
Адонис A,5 млн. км), Гермес @,6 млн. /ad)****). Если орбита Гермеса
не испытает существенных изменений от притяжения больших планет,
то в будущем Гермес сможет приблизиться к Земле на расстояние
500 тыс. км, т. е. примерно лишь в 1V2 раза дальше Луны. Диаметр
этого астероида около 1 км\ сила тяжести на нем в 10 000 раз меньше,
чем на Земле. Немало искусственных космических тел стало астерои-
астероидами за последние 15 лет.
В таблице 30 даны сведения об орбитах некоторых астероидов.
Юпитер. Угловой диаметр планеты меняется от 32 до 52", в зави-
зависимости от расстояния до Земли. В небольшой телескоп, дающий
50-кратное увеличение, Юпитер выглядит как Луна для невооружен-
невооруженного глаза.
Сплюснутость A:15,4) диска этой самой большой планеты нашей
системы заметна на глаз (рис. 51). Она является следствием очень
быстрого вращения планеты вокруг оси. Как и у Солнца, различные
зоны Юпитера вращаются с разными периодами: экваториальная зона
шириной 15 000—25 000 км вращается с периодом 9h50m, высокоши-
высокоширотные зоны — с периодом 9h55m (см. стр. 332). Видимая поверхность
планеты пересечена рядом полос, параллельных экватору Юпитера,
что, наряду со сплюснутостью, является следствием быстрого вращения
планеты. Эти полосы, или зоны, имеют довольно определенные границы
и обладают различными скоростями вращения. Иногда относительная
скорость двух деталей, расположенных в соседних зонах, может до-
доходить до 300 км/час. Средняя температура видимой поверхности
Юпитера 126°+2° К. При такой температуре в атмосфере Юпитера,
помимо молекул водорода Н2, находятся в газообразном состоянии
только метан (CHd) и аммиак (NH3).
Малое значение средней плотности Юпитера @,24 плотности Земли)
объясняется тем, что мы массу планеты C18 масс Земли) делим на в и-
д и м ы й объем A300 объемов Земли), определяемый обширной не-
непрозрачной атмосферой.
По современным представлениям Юпитер на 70—80% по массе
состоит из водорода. Содержание всех других элементов не превышает
30%. Наружный слой толщиной 11 000 км @,15 радиуса) в основном
*) Четыре первых астероида с точно определенными диаметрами имеют весьма
различную отражательную способность [различные альбедо (стр. 49)].
**) Следующее такое «великое противостояние» произойдет в 1975 г.
***) Последнее сближение было 14 июня 1968 г. Следующее произойдет через
19 лет.
****) К сожалению, Гермес (как Аполлон и Адонис) наблюдался лишь в течение
одного сближения с Землей и может быть открыт вновь лишь случайно, при особо
благоприятных условиях видимости. Всего около 8000 открытых астероидов было
утеряно вследствие недостаточной точности вычисленных для них орбит.
88

состоит из обычного молекулярного водорода. Кроме того, спектр
Юпитера имеет полосы метана и аммиака. На дне этого «водородного
океана» давление достигает 700 000 атмосфер. При таком громадном
давлении водород переходит в «металлическое» состояние, его плот-
плотность скачком удваивается (до 0,8 г/смъ). Слой «металлического»
Рис. 51 • Юпитер. Снимок П. Герэна 25 ноября 1964 р. на телескопе с диаметром объектива 107 см.
Обсерватория Пик дю-Миди. Видны Красное пятно и тень спутника Юпитера Европы.
водорода имеет толщину около 40 тысяч км @,55 радиуса), масса его
составляет 65% всей массы планеты. Радиус ядра планеты можно
оценить в 0,30 радиуса всей планеты, его масса составляет около 30%
всей массы Юпитера. Плотность в центре 11 г1смъ> давление — 85 млн.
атмосфер. Таким образом, «атмосфера» этой планеты по своим физи-
физическим свойствам очень мало походит на земную атмосферу. Изучение
радиоизлучения Юпитера на волне 10 см показало наличие у него мощ-
мощного радиационного пояса диаметром 400 000 км, подобного земному,
и сильного магнитного поля (около 10 эрстед). По временам какие-то

бурные процессы в ионосфере планеты вызывают сильные всплески
радиоизлучения в 10-метровом диапазоне.
Рис. 52. Фотография модели, показывающей расположение орбит спутников
Юпитера. Ясно видно деление спутников на две группы: близких и далеких.
На поверхности Юпитера обнаружена область шириной не менее
1600 км (не совпадающая со знаменитым Красным пятном), хорошо
отражающая радиоволны.
У Юпитера известны двенадцать
спутников (рис. 52). Из них только
четыре наиболее ярких (галилее-
вых) доступны наблюдениям с не-
небольшими телескопами (они имеют
видимую звездную величину 5—6Ш).
Восьмой спутник, открытый в
1908 г., был «утерян» в 1923 г.
вследствие его малой яркости и
слабой изученности его сложного
движения. Его удалось вновь найти
лишь в 1930 г. благодаря обширным
вычислениям, предпринятым в
Ленинградском астрономическом
институте (ныне Институт теорети-
теоретической астрономии Академии наук
СССР).
Четыре самых далеких спутника Юпитера движутся обратным дви-
движением вокруг планеты. Спутники Юпитера VIII и IX так далеки от
90
Рис. 53. Схематическое изображение незамк-
незамкнутых орбит далеких спутников Юпитера.

планеты, что, подвергаясь возмущениям со стороны Солнца, описы-
описывают незамкнутые орбиты (рис. 53). Согласно исследованиям (в ин-
инфракрасных лучах) В. И. Мороза A965) значительная часть поверх-
поверхности Европы и Ганимеда покрыта льдом. Два спутника Юпитера
(Ганимед и Каллисто) по своим размерам больше Меркурия. Установ-
Установлено, что у четырех главных спутников периоды вращения и обраще-
обращения совпадают, т. е. спутники обращены к планете одной своей сто-
стороной. Есть основания полагать, что средняя плотность галилеевых
спутников уменьшается с расстоянием от планеты, подобно тому как
плотность планет земной группы убывает с расстоянием от Солнца.
Объяснение этого должна дать теория происхождения планет и их
спутников. Для некоторых спутников определено их осевое вращение.
Рис. 54. Сатурн при наибольшем раскрытии колец (а) и во
время их исчезновения (б).
Сатурн. Диск планеты также имеет заметную сплюснутость
A : 9,7). Как и у Юпитера, поверхность Сатурна покрыта полосами,
параллельными его экватору, однако эти полосы неясно очерчены и
имеют мало деталей. Полосы Сатурна отличаются большей правиль-
правильностью, чем полосы Юпитера; иногда появляются белые пятна, может
быть, вследствие извержений из глубины; через некоторое время пятна
растягиваются в полосы. Период вращения Сатурна A0h14m) близок

к периоду вращения Юпитера, причем, так же как на Юпитере, чем
больше широта полосы, тем медленнее ее вращение. Характерной
особенностью Сатурна являются его кольца, лежащие точно в пло-
плоскости экватора планеты (рис. 54). Вид колец
\7965,3 меняется с течением времени (рис. 55), так
как они наклонены на 28° к плоскости эклип-
\%Щ? тики. Кольца Сатурна перестают быть види-
видимы, когда наблюдатель находится точно в пло-
\78Щ17 скости колец либо когда эта плоскость про-
проходит через Солнце (это происходит от 1 до
\ 7979,8 3 раз в год). Максимальная толщина колец
всего 10—20 км.
\7972,7 Кольца Сатурна состоят из громадного
числа крошечных спутников, каждый из ко-
\ 7974,5 торых движется по законам Кеплера вокруг
планеты *). ПоданнымМ.С. Боброва, средний
I 7978,3 поперечник частиц кольца около 1 м, а общая
масса их равна 10~4—10~5 массы самого
\19?в,г Сатурна. Внутреннее (креповое) кольцо со-
состоит из очень мелких частиц. Частицы
\79во,я кольца, по-видимому, покрыты льдом или
инеем (В. И. Мороз, Исследования в инфра-
\7987,8 красных лучах, 1961, 1965 гг.).
Разделение кольца на три части и образо-
\ 1983,7 вание щелей между ними (рис. 56; табл. IV)
связаны с возмущающим действием спутников
I 7985,5
1987,4
7939,2
7997,7
1993,0
\ 7994,8
Рис. 55. Расположение
колец Сатурна с 1965 г.
по 1994 р.
Рис. 56. Строение колец Сатурна.
Сатурна на частицы, образующие кольцо. Местонахождение щелей
*) Минимальное расстояние, ближе которого спутник не может сохранит*, устой-
устойчивую форму и разрывается на мелкие части (предел Роша), определяется формулой
D=2,44 R 1/ iL, где R — радиус планеты, р и рх — средние
^ pi
плотности планеты и
спутника.
90

Таблица IV
Строение колец Сатурна
Кольцо
Кольцо А, внешний край,
внутренний край
Щель Кассини (ширина 5000 км)
Кольцо В, внешний край,
внутренний край
Щель между кольцами В и С (ширина 1600 км)
Кольцо С, внутренний край
Сатурн (экватор, диаметр)
(полярный диаметр)
Отношение
диаметра
кольца к эк-
экватор, диа-
диаметру плане-
планеты
2,31
1,99
1,93
1,48
1,20
1,00
0,89
Диаметр
В сек. ду-
дуги в сред-
среднем про-
тивост.
40",28
34 ,74
33 ,72
25 ,82
20 ,84
17 ,44
15 ,58
в км
278000
240000
234000
178000
144000
120000
107000
соответствует точной соизмеримости периодов обращения наиболее
массивных спутников Сатурна и частиц кольца (ср. с кольцом асте-
астероидов, стр. 84).
Внутреннее строение Сатурна сходно со строением Юпитера.
Меньшая средняя плотность @,70 г1смъ, или 0,13 плотности Земли),
по-видимому, объясняется тем, что вследствие меньшей массы планеты
давление в ее недрах не достигает таких значений, как у Юпитера;
содержание же водорода у Сатурна несколько меньше.
В атмосфере Сатурна также обнаружены метан и аммиак, не вы-
вымерзающие при температуре 93°±3° К, господствующей на видимой
поверхности планеты.
У Сатурна открыто десять спутников. Самый большой и яркий
из них Титан (8^,3). По своим размерам и массе он больше Луны,
но несколько меньше Меркурия. Он обладает атмосферой, содержащей,
как и атмосфера Сатурна, метан и аммиак. Самый близкий к планете
спутник, Янус, открыт О. Дольфюсом на Медонской обсерватории
15 декабря 1966 г. в эпоху невидимости кольца Сатурна. Блеск Януса
~\Ат. Наибольшее удаление от внешнего края кольца А всего 3",4.
Спутник обычно скрывается в ореоле яркого кольца. Самый далекий
спутник, Феба, движется в обратном направлении.
Затмения спутников Сатурна — довольно редкие явления: их
можно наблюдать лишь в те периоды, когда плоскость кольца (а сле-
следовательно, плоскость экватора планеты и орбит его спутников)
проходит через наблюдателя. Как и Юпитер, планета Сатурн обладает
радиационным поясом.
Уран виден как звезда 6-й звездной величины. Диск планеты можно
заметить лишь в телескоп, дающий не меньше чем 100-кратное увели-
увеличение. Некоторые наблюдатели отмечали на Уране полосы, похожие
на полосы Сатурна и также расположенные параллельно экватору
планеты.
93

Я/tffG
Л/лериш
Период вращения Урана составляет 10h42m. Сплюснутость диска
также довольно значительна A:14).
Плоскость экватора планеты, совпадающая с плоскостью движе-
движения его пяти спутников, наклонена на 98° к плоскости орбиты самого
Урана; его вращение происходит как бы в сторону, противоположную
вращению всех остальных
планет (кроме Венеры). Он
вращается «лежа на боку».
Спутники Урана доступны
только сильным инстру-
инструментам.
Строение Урана сходно
со строением всех больших
планет типа Юпитера.
Однако водорода в Уране
меньше, чем в Юпитере,
Ti/тая вследствие чего средняя
плотность его больше
@,26 плотности Земли или
1,41 г/см'6). Крошечный
видимый диск планеты
(около 4") не позволяет
рассмотреть детали ее по-
поверхности. Диск имеет зе-
зеленоватый оттенок. В спек-
спектре Урана обнаружены по-
полосы поглощения метана
(температура поверхности
Урана ниже —170° С). От-
Отмечены небольшие колеба-
колебания блеска Урана с перио-
периодом 10h42m.
Нептун виден как
звезда 8-й величины. Угло-
Угловой диаметр его видимого
диска всего 2". Его сплю-
сплюснутость 1 : 45. Период
вращения Нептуна вокруг
оси, определенный спек-
спектральным путем, равен
15h 48m. Небольшая сред-
средняя плотность @,29 плот-
плотности Земли) делает его по-
похожим на другие планеты-
гигангы нашей системы. Атмосфера планеты также содержит метан.
Температура на поверхности около—200° С. Блеск Нептуна испытывает
небольшие колебания с периодом около половины периода вращения,
т. е. 7h24m. Вероятно, на поверхности Нептуна имеются две более
Уран
//ираяда
) Л/таят
7pi?/770ff
Рис. 57. Размеры спутников планет по сравнению с са-
самими планетами, кривизна которых показана неболь-
небольшой дугой вверху каждой части рисунка. Масштаб для
размеров спутников 5000 км в 10 мм.
94

светлые области, расположенные в противоположных полушариях
планеты. Известный больше ста лет спутник Нептуна, Тритон, имеет
обратное движение. Вероятно, он также обладает метановой атмосфе-
атмосферой. В 1949 г. был открыт второй, весьма слабый спутник Нептуна —
Нереида.
Плутон. Последняя из открытых планет Солнечной системы —
Плутон — была обнаружена 13 марта 1930 г. К. Томбо в США на фо-
фотографии как звезда 15^. Нелегко было опознать ее среди миллионов
а)
№00млн. км
Рис. 58. Орбита Плутона по отношению к орбитам больших планет: а) общее расположение
орбиты; б) наклон орбиты Плутона к орбите Нептуна
таких же или более ярких объектов на небе! Плутон находится на сред-
среднем расстоянии около 40 астрономических единиц. Его орбита обла-
обладает большим эксцентриситетом @,25) *) и большим наклоном к пло-
плоскости эклиптики A7°). Период обращения — около 250 лет. Период
вращения Плутона равен 6,39 суток. Ничего определенного о характере
поверхности Плутона сказать нельзя, так как его угловые размеры
около 0",23 (Койпер). Известно, что планета меняет свой блеск на 0/л,1
с периодом, равным периоду вращения. По последним измерениям
A965) диаметр Плутона<4400 км, т. е. около 0,3земного, масса его по
оценке возмущений в движении Урана и Нептуна A968) меньше 0,27
*) В 1989 г. Плутон пройдет перигелий своей орбиты, с 1979 г. по 1998 г. он будет
ближе к Солнцу, чем Нептун.
95

земной. Следовательно, его средняя плотность 3,6 г/см3 (ЗиВ 1966,
№ 4, 49). Температура поверхности Плутона, вероятно, ниже чем
—220° С. При такой низкой температуре большинство газов должно
перейти в жидкое или твердое состояние.
В проекции на плоскость эклиптики орбита Плутона пересекается
с орбитой Нептуна, что может внушить мысль о возможном столкно-
столкновении этих планет. Этого, конечно, быть не может: в силу большого
наклона орбиты Плутон отходит далеко от плоскости эклиптики в тех
местах, где в проекции орбиты пересекаются (рис. 58). О границах
Солнечной системы см. ЗиВ, 1965, № 4, 84—88.
7. Кометы
«Хвостатые» или «волосатые» светила — кометы — с древних вре-
времен привлекали к себе внимание быстрым перемещением среди звезд
по небу и изменениями своего внешнего вида. Из маленького размы-
размытого туманного облачка постепенно развивается хвост, который у иных
комет простирается на десятки градусов. Движения комет происходят
как в прямом, так и в обратном направлении. У периодических комет
прямое движение преобладает, короткопериодические кометы движутся
только в прямом направлении.
Кометы — самые удивительные небесные светила среди членов
Солнечной системы. Некоторые из них бывают больше всех планет,
а иные превосходят по размеру даже Солнце. Орбиты большинства
комет обладают большими эксцентриситетами и самыми различными
наклонами к плоскости земной орбиты. Многие кометы в перигелии
проходят очень близко к Солнцу, а в афелии удаляются на миллиар-
миллиарды км.
Ядро кометы — тело небольших размеров (от сотен метров до не-
нескольких км), составленное из замороженных различных газов (или
легкоплавких веществ, которые являются газами при нормальном
давлении и комнатной температуре), в которые вкраплены тугоплав-
тугоплавкие каменистые частицы и пылинки разных размеров.
При приближении кометы к Солнцу под действием его лучей
«льды» начинают испаряться и образуется туманная газообразная
оболочка кометы, или кома. Вместе с ядром она образует голову ко-
кометы размером 104—105 км. Иногда кома представляется в виде резко
очерченного гало параболической формы с вершиной, обращенной
к Солнцу. У некоторых комет наблюдалось несколько как бы вложен-
вложенных друг в друга гало. Они состоят из атомов и молекул газообразных
ОН (гидроксил), NH, CH, CN и С2. Эти молекулы легко распадаются
под действием солнечного света. Световым давлением *) в хвост от-
отталкиваются молекулы N2, CO, СО2 и др. Так как молекулы комы не-
неустойчивы, то ядро должно состоять из более устойчивых молекул:
*) Если частица имеет радиус \0~ь см, сила притяжения Солнцем и сила свето-
светового отталкивания будут равны; меньшие частицы и отдельные молекулы будут от-
отталкиваться от Солнца. Кроме того, оказывается, что большое значение имеет «сол-
«солнечный ветер» (стр. 73), который увлекает молекулы прочь от Солнца.
96

Н20 (водяной пар), NH3 (аммиак), СН4 (метан) и т. д. Эти «родитель-
«родительские» молекулы образуют льдистые твердые вещества, в которые вкрап-
вкраплены ядра из метеорного вещества (включающего железо, кальций,
магний, марганец, кремний, никель, алюминий, натрий и т. д.).
Таким образом, при приближении кометы к Солнцу, в результате
одновременного действия тяготения, лучевого давления и «солнечного
ветра» происходит образование хвоста (рис. 59). Он всегда лежит
в плоскости орбиты самой кометы и у большинства направлен от ядра
в сторону, противоположную Солнцу (так что, удаляясь от Солнца,
комета как бы пятится — идет хвостом вперед).
Рис. 59. Развитие кометного хвоста.
Кометные хвосты простираются на многие сотни миллионов кило-
километров. Вместе с тем по сравнению с планетами кометы обладают
весьма малыми массами *), а следовательно, ничтожными плотно-
плотностями. Недаром их шутливо называют «видимое ничто» **).
Вещество кометных хвостов настолько разрежено, что сквозь них
видны звезды без всякого ослабления блеска. При удалении кометы
от Солнца действие солнечного излучения слабеет, хвост уменьшается
и постепенно исчезает.
*) Для пяти комет оценки их масс заключались в пределах от 5-1016 до 6-1022 г.
**) Представление о средней плотности вещества такой кометы могла бы дать
1/1 000 000 часть пшеничного зерна, растертая в порошок и развеянная в объеме зри-
зрительного зала Большого театра в Москве!
4 п. Г. Куликовский <j7

Вещество кометпых хвостов, в особенности у короткопериодпче-
ских комет, непрерывно рассеивается в пространстве; оно пополняется
за счет газов и пыли, выделяющихся из ядра.
Хвосты комет бывают разных типов:
I. Прямые хвосты, всегда лежащие вдоль линии, соединяющей
Солнце и ядро кометы (вдоль радиуса-вектора кометы),— это хвосты
первого типа по классификации проф. С. В. Орлова. Они состоят из
однажды ионизованных азота (N?) и окиси углерода (СО+); слабое
свечение дают ионизованные молекулы СО+ и СН + . Хвост первого
типа имела, например, комета Галлея и комета Беннетта (рис. 60).
II. Прямые хвосты, отклоняющиеся от радиуса-вектора кометы
в сторону, обратную движению кометы, а также сильно изогнутые
хвосты, относятся ко второму типу. Они состоят из нейтральных моле-
молекул тех же соединений, которые наблюдаются в хвостах I типа и из
мельчайших пылинок (пылевые хвосты) со средними размерами около
10~5 см. Хвост II типа имела яркая комета Донати и комета Мркоса
(см. рис. 225 на стр. 338).
III. Хвосты третьего типа—короткие и сильно отогнутые от
радиуса-вектора кометы — состоят из пылинок различных размеров,
отражающих солнечный свет.
Очевидно, что не все молекулы, составляющие комету, нам извест-
известны; для многих излучение лежит в пока недоступной области спектра.
Изучение комет с ИСЗ, посылка специальной ракеты «внутрь» кометы,—
значительно обогатят наши знания природы комет.
В образовании кометных хвостов основным является увлечение
мельчайших частиц и ионизованных молекул потоками солнечных
заряженных корпускул («солнечный ветер»). Известное значение имеет
отталкивательное действие солнечных лучей — световое давление, от-
открытое в 1900 г. знаменитым русским физиком П. Н. Лебедевым
A866—1912). Действие этих сил особенно заметно проявляется на
мельчайших пылевых частицах и на газах, выделяемых кометой при
приближении к Солнцу *). Иногда в ядре кометы происходит нечто
вроде взрывов, тогда из ее головы вылетает облачко, которое быстро
движется вдоль хвоста кометы. Наблюдение за облачными образова-
образованиями в хвостах комет и определение скорости их движения и иногда
значительных ускорений очень существенны для изучения природы
комет.
Исследования спектров комет и анализ всех данных наблюдений
о формах голов и хвостов комет приводят к следующему заключению
о составе различных частей кометы: ядро, помимо каменистых и же-
железистых веществ, содержит «льды» различных газов; голова — циан
(CN), углерод (С2), а также NH2, С3, ОН, СН, NO, Nal, 01, СН+, ОН +
и NH в газообразном состоянии (в коме); хвосты — газовые (СО+,
NJ, CO2CN и ОН+) и пылевые, состоящие из частичек со средним
*) На расстоянии Земли от Солнца световое давление солнечных лучей составляет
4,5- 10~Б дин/см2. В хвостах комет наблюдались ускорения, соответствующие силам,
в 100—1000 раз большим силы солнечного притяжения.
98

Рис. 60. Комета 1969 г. Беннетта. Снимок получен сотрудником КрАО Н. С. Черных 8 апреля
1970 г. с помощью двойного 40-сл* астрографа на пластинке ORWO ZU-2 с выдержкой 25 минут.

поперечником около 100 ммк. В спектре кометы 1957 d были обнаруже-
обнаружены линии излучения кислорода.
Ежегодно появляется около десятка комет, но комета редко видна
простым глазом, а комета с большим хвостом — вообще весьма редкое
явление. Пять-шесть раз в столетие появляются кометы, привлекаю-
привлекающие всеобщее внимание своей яркостью и длиной хвоста. Из 566 комет,
для которых до 1960 г. были вычислены орбиты, 54 кометы с периодами
Рис. 61. Орбиты короткопериодических комет семейства Юпитера,
обращения вокруг Солнца от 3 до 164 лет наблюдались более одного
раза вблизи Солнца (табл. 28). Около 40 комет описывают свои эллип-
эллиптические орбиты с периодами до 200 лет и наблюдались вблизи Солнца
лишь однажды (табл. 29). Для некоторых комет вычисленные периоды
превышают 800 лет. Как исключение, встречаются кометы с орбитами
планетного типа, т. е. близкими к круговым и мало наклоненными
к плоскости эклиптики (кометы Швассмана — Вахмаиа 1, Отерма 3
и некоторые другие). Движения комет совершаются как в прямом
направлении (т. е. совпадающем с общим направлением движения
планет), так и в обратном (угол наклона больше 90°). Имеется ряд
короткопериодических комет («6-летние»), обнаруживающих опреде-
определенную связь с Юпитером («семейство комет Юпитера»). Эта связь
проявляется в том, что почти все они движутся в том же направлении,
что и планеты, наклоны орбит к плоскости эклиптики невелики и
100

афелии всех комет этого семейства близки к орбите Юпитера (рис. 61).
Другое семейство («13-летние») принадлежит Сатурну, семейство
«33-летних» — Урану, а «75-летних» — Нептуну.
Имеется ряд групп комет, обладающих близкими элементами орбит.
Возможно, что каждая такая группа образовалась в результате по-
постепенного распада одной какой-то кометы. Известно немало комет,
элементы орбит которых под влиянием Юпитера (при близком от него
прохождении) обнаружили заметные изменения и даже переходили
из одного «семейства» в другое. Так, комета 1770 г. по вычислениям
Лекселя получила эллиптическую орбиту с Р=5а,6 после близкого
прохождения около Юпитера (на расстоянии 0,023 а. е.) в 1767 г.
Через два обращения Юпитер вновь изменил ее орбиту, после чего
эту комету уже больше не видели.
Каталог Ф. Бальде A960 г. с дополнениями до 1963 г.) содержит
1606 комет, зарегистрированных с 2315 г. до н. э. по 1963 г.
Некоторые яркие кометы достигали грандиозных размеров: так,
например, голова кометы 1811 I была больше Солнца, а у кометы
1882 II хвост простирался на 900 млн. км. Однако, несмотря на гро-
громадные размеры этих комет, масса их ничтожна: у самых «массивных»
она не превышает 10~6 массы Земли, причем подавляющая часть этой
массы заключена в крошечном ядре, имеющем обычно диаметр до не-
нескольких километров. Повторное образование хвоста при периодиче-
периодических возвращениях к Солнцу понемногу истощает комету. У ряда
комет замечено постепенное ослабление их блеска (кометы Энке,
Галлея и др.). Кометы Холмса A892 III) и Швассмана — Вахмана
A925 II), имеющие круговые орбиты, обнаруживали резкие и значи-
значительные вспышки — временные увеличения блеска, вероятно, связан-
связанные со вспышками на Солнце и взаимодействием комет с «порывами»
солнечного ветра — особенно мощными облаками заряженных солнеч-
солнечных корпускул.
Из наиболее замечательных комет прошлого отметим следующие:
1. Комета 1811 I — самая большая из всех известных комет; ее
поперечник был больше поперечника Солнца.
2. Комета 1882 II имела хвост длиной не меньше 900 000 000 кму
т. е. шесть астрономических единиц; кроме того, она прошла от по-
поверхности Солнца на расстоянии всего 450 000 км, т. е. пронеслась
(со скоростью 480 км/сек) сквозь внешние части солнечной короны.
Эта комета одновременно была самой яркой: в наибольшем блеске
она имела звездную величину —16^,9. Напомним, что Луна в полно-
полнолуние имеет звездную величину всего —12^,6.
3. Комета Энке — с периодом 3,3 года, обнаружила уменьшение
периода обращения вокруг Солнца. А. Д. Дубяго и независимо от него
Ф. Уиппл (США) предположили, что ядро кометы вращается, а части-
частицы, испаряющиеся с его поверхности, создают своего рода «реактивный
эффект». Орбита, рассчитанная с учетом этого явления С. Г. Макове-
ром (ИТА), хорошо согласуется с наблюдениями. Абсолютный блеск
кометы (см. стр. 412) уменьшается (от 8т в 1800 г. до 17я в 1963 г.—
S&T, 1964, март, 149, Уиппл).
101

4. Комета Биелы A846 II) — наблюдалась в 180Б, 1826 и 1832 гг.;
она разделилась на две части «на глазах» у наблюдателей в 1845 г.
Ее наблюдали двойной в 1852 г., после чего она перестала быть ко-
кометой, дав начало метеорному
потоку.
5. Комета Отерма 3 A942 VII)
имеет период около 8 лет; орби-
орбита расположена между орбитами
Марса и Юпитера. Доступна
наблюдениям на протяжении
всей орбиты.
6. Комета Галлея — самая
известная из периодических ко-
комет. Ее возвращения к Солнцу
можно проследить по летописям
многих народов с 466 г. до н. э
Последнее ее возвращение-было
в 1910 г., когда Земля прешла
сквозь ее хвост. Следующее
произойдет около 1986 г. Средний
период кометы Галлея, вычислен-
вычисленный по 25 ее возвращениям к
Солнцу, оказался равным 76,9
года, однако вследствие возму-
возмущений от больших планет пе-
период бывает от 74,5 до 79,3 года.
7. Комета 1901 I — очень
яркая комета, имевшая четыре
хвоста, раскинутых веером; ядро
ее было совершенно лишено
туманной оболочки.
8. Комета Делавана A914 V)
имеет афелий около 170 000 а. е.;
соответственно период ее должен
быть около 24 млн. лет.
9. Комета Аренда — Ролана
A957 VII), у которой одновре-
одновременно был хвост I и II типов,
причем вследствие особенности
расположения относительно Зем-
Земли, которая пересекала пло-
плоскость орбиты кометы, хвост
Рис. 62. Комета Аренда - Ролана 1957 г. » Т™а ВЫГЛЯДвЛ КЗК ОЧеНЬ
узкий длинный луч, направлен-
направленный к Солнцу (рис. 62). Это —
первая комета, у которой обнаружено радиоизлучение хвоста (ра-
(радиоизлучение комет было предсказано за несколько лет до этого
С. М. Полосковым).
102

Давно уже обнаружена связь некоторых метеорных потоков с ко-
кометами, двигавшимися ранее по тем же орбитам (см. ниже). О проис-
происхождении самих комет см. стр. ИЗ.
8. Метеоры. Метеориты. Зодиакальный свет
Метеоры, или «падающие звезды» — это кратковременные световые
явления в земной атмосфере, вспышки, порожденные небольшими
частицами космического вещества (так называемыми метеорными тела-
телами весом от нескольких граммов до тысячных долей грамма), которые
с огромными скоростями в десятки км/сек влетают в нашу атмосферу.
Нагреваясь от трения о воздух, такие частицы раскаляются, дробятся,
порождая вторичные вспышки вдоль своего пути и распыляются,
не достигая Земли. Пролетая в атмосфере, метеорное тело ионизует
атомы и молекулы воздуха и заставляет их светиться. Яркость и цвет
метеора зависят от массы метеорной частицы и от величины относи-
относительной скорости метеора и Земли. «Встречные» метеоры загораются
на большей высоте, они ярче и белее; «догоняющие» метеоры — на
меньшей высоте, они всегда слабее и желтее.
Ни один метеор не имел гелиоцентрической скорости больше
42 км/секу т. е. не имел гиперболической скорости (см. стр. 257). Следо-
Следовательно, все они принадлежали Солнечной системе.
Свечение метеора в основном происходит на высоте от 130 до 80 км.
Все явление длится от долей секунд до 3—5 секунд. Спектры ярких
метеоров в наши дни неоднократно получали и любители астрономии.
Их исследование привело к обнаружению следующих элементов:
Na I, Mg I, Al I, Si I, Mn I, Fe I, Ni I, а также H, N, O, Mg II, Si II,
Ca II, Fe И. В инфракрасной части спектра наблюдается 15 линий
N1, 01 и СИ. Все эти элементы, за исключением N и отчасти О,
принадлежат самому метеорному телу. Спектры метеоров одного по-
потока одинаковы, но отличны от спектров метеоров другого потока.
Так, например, спектры метеоров потока Драконид (геоцентрическая
скорость 23 км/сек) не показывают линий ионизованных элементов,
а в спектре персеид F0 км/сек) сильны линии Са II, Mg II и Si II.
Исходя из данных наблюдений, можно считать, что в атмосфере
всей Земли вспыхивает в сутки около 90 млн. метеоров, которые
были бы доступны наблюдению в ночное время невооруженным глазом.
Общее же число метеорных частиц, включая и самые мелкие (микро-
(микрометеориты, которые регистрируются ИСЗ и межпланетными станция-
станциями), исчисляется сотнями миллиардов. Число метеоров быстро нара-
нарастает от ярких к слабым. Общая масса метеорного вещества, проникаю-
проникающего в земную атмосферу, составляет в среднем несколько десятков тонн
в сутки.
Микрометеориты — метеорные тела исключительно малых разме-
размеров (порядка нескольких микрон) и массы в 10~8—10~12 г. Их присут-
присутствие в космическом пространстве регистрируется специальными при-
приборами, установленными на ИСЗ. Кроме того, блестящая полирован-
полированная поверхность космического корабля после возвращения на Землю
103

Рис* 63. Метеорная пыль в районе паде-
падения Тунгусского метеорита.
оказывается матовой, испещренной крошечными «оспинками» — сле-
следами столкновения с микрометеоритами. Микрометеориты, или ме-
метеорную пыль, нередко собирали на Земле (на специально разостлан-
разостланных полотнищах либо на снежном покрове в горах), особенно во время
метеорных потоков. На рис. 63 показана микрофотография правиль-
правильных блестящих шариков метеорной
пыли. Возможно, что общая масса
микрометеоритов, выпадающих на
Землю, во много раз превосходит
общую массу метеоритов. Иногда
число столкновений ИСЗ с микроме-
микрометеоритами возрастает в сотни раз.
Очевидно, что ИСЗ попал в рой мик-
микрометеоритов, которые движутся вок-
вокруг Солнца подобно обычным метеор-
метеорным роям, дающим метеорные потоки.
Естественно, что в каждой точке
земной поверхности, даже наблюдая
всю видимую полусферу неба, мы можем держать под контролем
лишь весьма малую часть земной атмосферы. Из рис. 64 можно усмот-
усмотреть, что в предутренние часы число метеоров («встречных») относи-
относительно больше, чем в вечерние.
В тех весьма редких случаях, когда метеорная частица достаточно
велика, она порождает в атмосфере явление несравненно более гран-
грандиозное, чем метеор,— болид.
Болид наблюдается как боль-
большой ярко светящийся шар с
длинным следом, днем —
темным, ночью — тоже светя-
светящимся (рис. 65). Появление
болида часто сопровождается
шумом, свистом и грохотом,
которые слышны через не-
несколько секунд после разры-
разрыва шара на мелкие куски
(этим обычно завершается яв-
Атмоссрера
Рис. 64. Обозримая часть атмосферы Земли. Нахо-
Находясь в точке А, мы видим половину небесной сферы,
но малую долю земной атмосферы и, следователь-
следовательно, малую долю метеоров, падающих на Землю.
ление). В том случае, когда
масса метеорного тела не успе-
успевает вся рассеяться в воздухе
(когда масса метеорного тела
достаточно велика, а относи-
относительная скорость встречи с
Землей мала), на землю падает метеорит (см. рис. 237). Громадные
метеориты образуют при своем падении метеоритные кратеры (стр. 56).
(Об изучении Тунгусского метеорита см. АК 1965, 233—249.)
Самый большой из найденных метеоритов (Гоба, Юго-Западная
Африка) имеет вес 50 т, объем около 9 м3. Всего зарегистрировано
около 1500 падений, которые дали до 500 т MefeopnTOB. В сутки
104

на Землю падает около 2000 метеоритов со средним весом 100 кг.
А находят — несколько в год!
Метеориты хранятся в специальных музеях или особых отделах
минералогических музеев. Таковы коллекции в Минералогическом
музее АН СССР в Москве, Геологическом музее АН УССР в Киеве,
Горном музее в Ленинграде, университетских музеях Ленинграда,
Рис 65. Болид.
Одессы, Казани, Харькова, Тарту, Львова, Саратова и некоторых
других. На протравленной кислотой поверхности шлифа железного
метеорита видны характерные видманштеттеновы фигуры (рис. 66).
При помощи химического и спектрального анализов в метеоритах
обнаружены почти все известные химические элементы.
По своему составу метеориты бывают: железные D% веса всех
собранных при падениях метеоритов), каменные (92%) и железо-
каменные D%). Железные метеориты состоят в среднем на 85% из
железа, на 12% из никеля; 3% составляют кобальт, сера, фосфор и т. д.
105

Впервые в железных метеоритах Сихотэ-Алинского падения A2 фев-
февраля 1947 г.) были обнаружены золото и платина. Каменные метеориты
состоят из окислов кремния, магния, натрия, кальция, железа, алю-
алюминия и некоторых других элементов.
Падения метеоритов происходили и в доисторические времена, сви-
свидетельством чего служат восемь известных ископаемых метеоритов.
Так, например, в ноябре 1957 г. в одной из шахт Магаданской области
на глубине 32 м в четвертичных отложениях найден был железный
метеорит весом в 18,8 кг, который упал 15—20 тысяч лет назад, уже
в послеледниковую эпоху.
Рис 66 Видманштеттеновы фигуры.
Последние годы все большее внимание уделяется загадочным тем-
темно-зеленым или черным полупрозрачным стекловидным телам округлой
формы, получившим название тектитов (от греческого слова «тектос»—
оплавленный). Их находили в различных местах земного шара. Ока-
Оказалось, что еще пещерные люди 25 000 лет назад применяли их для
различных целей. Фольклор разных континентов дает им названия,
подчеркивающие их космическое происхождение («солнечные камни»,
«лунные шары», «лунные камни» и т. д.). Большинство тектитов имеет
размеры грецкого ореха, самые большие весят сотни граммов, отдель-
отдельные образцы достигали нескольких килограммов. Форма тектитов —
шар, яйцо, груша, луковица, капля, столбик, иногда диски, нередко
с утолщением по краям. Химический состав тектитов заметно отли-
отличается от метеоритного. Для разных «тектитных полей» химический
состав несколько различен, но в среднем они состоят (в процентах) из
SiOa 73,29% СаО 2,76% ТЮ2 0,86%
А1О, 12,045% К2О 2,44% Fe2O3 0,79%
FeO 4,48% MgO 2,19% MnO 0,12%
Na2O 1,35%
106

В ряде мест обнаружены следы выпадения «тектитных дождей»
с эллипсом рассеяния размером от нескольких сотен до тысяч кило-
километров. Разгадка происхождения тектитов требует новых находок
и новых исследований свойств этих загадочных космических пришель-
пришельцев из космоса (ЗиВ, № 2, 1965).
Подавляющее большинство метеорных тел образуется при распаде
комет и долгое время остается объединенным в рои. Когда путь Земли
в пространство пересекается с путем метеорного роя, мы наблюдаем
метеорный поток. Частицы, составляющие метеорные рои, движутся
в пространстве по эллиптическим орбитам вокруг Солнца. В настоящее
время вычислены орбиты более 350 метеорных рое* (см. сборник «Ис-
«Исследование метеоров» № 1, «Наука», 1966, и АЦ № 423, 1967). По
эллиптическим орбитам (притом также в прямом направлении) дви-
двигались и все метеориты, выпавшие на Землю, болиды и отдельные ме-
метеорные тела, движение которых было изучено. За последние десятиле-
десятилетия установлена прямая связь восьми метеорных потоков с кометами,
которые, распадаясь и рассеиваясь вдоль орбиты, дали начало метеор-
метеорным роям. Таковы, например, Персеиды (комета 1862 III), Лириды
(комета 1861 I), Леониды (комета 1866 I).
В качестве иллюстрации приведем сопоставление элементов орбит
кометы 1866 I (она же комета 1833, 1799, 1766 гг.) и метеорного потока
Леонид (табл. V).
Таблица V
Элемент орбиты
Период
Перигельное расстояние . .
Эксцентриситет
Наклонение
Долгота узла
Долгота перигелия ....
Комета
ЗЗа,2
0,98 а. е.
0,91
17V4°
231°,15
60°
Леониды
33\3
0,99 а, е.
0,90
231°,5
56°
О существовании метеорного роя мы узнаем, когда его частицы
врываются в атмосферу, порождая поток метеоров. Одни потоки по-
повторяются ежегодно, другие наблюдаются лишь изредка. Это связано
со структурой роя. В молодом рое, недавно образовавшемся от кометы-
родоначальницы, частицы будут сосредоточены в ограниченном объеме
пространства, образуя сгущение на каком-то участке орбиты. Метеор-
Метеорные потоки будут проявлять себя и наблюдаться сравнительно короткое
время. Если под влиянием планетных возмущений рой со временем
становится более широким и «расползается» вдоль всей своей эллипти-
эллиптической орбиты, поток будет наблюдаться каждый год, в течение боль-
большего времени, и часовое число метеоров будет меньше меняться от года
к году — интенсивность потока будет примерно одной и той же каж-
каждый год. Так, например, Персеиды наблюдаются уже несколько десят-
десятков лет в определенные дни года (табл. 31).
107

В эпохи активности метеорного потока метеоры кажутся #ак бы
вылетающими из одной определенной области неба, из определенного
созвездия, которое и дает название потоку. Таковы, например, потоки
Рис. 67. Метеорный радиант.
Персеид, Лирид, Дракопид и т. д.*). Наблюдаемые участки траекто-
траекторий метеоров сравнительно малы, мы можем их считать прямолиней-
прямолинейными, а если продолжить назад пути метеоров какого-либо одного
потока, нанесенные на звездную карту, то все они пересекутся в одной
точке **), называемой радиантом (рис. 67). Видимые пути метеоров
расходятся вследствие законов перспективы. В действительности
в пространстве метеорные частицы двигались параллельно друг другу
(рис. 68). Весьма редко наблюдалось замечательное зрелище «звездного
*) Название некоторых потоков связано с кометой — родоначальницей: Бие-
лиды, Понс-Винвекиды и др.
**) Точнее, в пределах небольшой площадки на небе.
103

дождя>\ (таковы, например, «дожди» Дракоиид в 1933 и 1946 гг.).
Это явление происходит тогда, когда метеорный рой и Земля одновре-
одновременно подойдут к точке пересечения их орбит.
Метеорный поток Леонид известен почти 3800 лет. Каждые 33 года
до конца^ХЛХ в. повторялись обильные звездные дожди из этого ра-
радианта. Правда, в 1899 и 1933 г. поток как будто бы иссяк (часовое
число метебров упало до нескольких десятков), но в 1965 г. он вновь
начал усиливаться (часовое число 500), а в 1966 г. стал исключительно
мощным A50 000 метеоров в час! См. рис. 69).
Если радиант наблюдается несколько дней, то можно обнаружить,
что он смещается среди звезд. Это так называемое суточное смещение
радианта связано с тем, что вследствие кривизны орбит Земли и ме-
метеорного роя ото дня ко дню меняются условия встречи Земли с ме-
метеорными частицами. Для отдельных потоков суточное смещение при-
приведено в табл. 35.
Горизонт
Д
N
шо
75OO
7000
500
О
Г\
1 \
7 V
" / V
Рис 68. Объяснение видимого расхождения путей мете-
метеоров, которые влетают в атмосферу Земли параллель-
параллельными путями. А — наблюдатель, R — точка радианта
(или просто радиант)
Рис.69 Изменение числа метеоров в
минуту N потока Леонид 17 ноября
1966 г.
Возмущающее действие больших планет, в первую очередь Юпи-
Юпитера, на метеорные рои может привести к тому, что Земля перестанет
(навсегда или на некоторое время) встречать какой-либо из известных
ранее метеорных роев (что и случилось с наиболее плотной частью
роя Леонид в конце XIX — начале XX века) или же, наоборот,
встретится с ранее не наблюдавшимся роем.
После второй мировой войны были разработаны очень чувстви-
чувствительные радиолокационные методы наблюдения метеоров и метеорных
потоков (метод регистрации радиоэха от ионизованной трубки метеор-
метеорного следа, который существует от долей секунды до нескольких
секунд). Эти наблюдения можно производить в любую погоду, и ночью
и днем. Таким путем были прослежены днем некоторые известные
потоки и открыто несколько новых потоков, действующих днем;
среди них очень интенсивный поток с радиантом в созвездии Рыб,
действующий в мае в дневные часы. Определение их скоростей под-
подтвердило вывод о том, что метеорные тела образовались в пределах
Солнечной системы, а не пришли из межзвездного пространства.
109

Наряду с метеорными частицами кометпого проигхождош/я, да-
дающими метеорные потоки, в Солнечной системе имеются ме/еорыые
тела, возникшие при столкновениях астероидов и разлетевшиеся по
индивидуальным орбитам. Ими порождается большинство/болидов,
а метеориты являются остатками именно таких астероидных/осколков.
Астероидные метеоры не наблюдаются в виде потоков. Вместе с ме-
метеорами рассеявшихся роев и метеорами слабых еще не выявленных
потоков их называют спорадическими.
В последние годы обнаружены циклиды — метеорные тела, орбиты
которых почти совпадают с земной. Их известно около 40, совокуп-
совокупность их орбит образует как бы тор, внутри которого движется Земля
(АЦ № 417, 1967). "
Зодиакальный свет. В южных широтах, а в редких случаях
и в средних широтах (в феврале — марте вечером на западе после
Рис. 70. Зодиакальный свет.
заката Солнца и в сентябре — октябре утром на востоке перед его
восходом) можно видеть слабо светящийся, наклонно стоящий клин,
ось которого располагается вдоль эклиптики (рис. 70). Клин этот тя-
тянется на расстояние до 60—80° по обе стороны от Солнца и у горизонта
имеет 20—30° ширины *). Иногда можно видеть, как восточная и за-
западная части зодиакального света, продолжаясь еще дальше, как бы
смыкаются, образуя в области неба, противоположной Солнцу, светлое
пятно овальной формы длиной 10—20°, так называемое противосияние.
Оно также несколько вытянуто вдоль эклиптики. Наибольшую высоту
над горизонтом противосияние имеет зимой около полуночи. Яркость
*) Правда, из-за сумерек зодиакальный свет нельзя проследить ближе, чем на
30° от Солнца. С другой стороны, во время полных солнечных затмений можно про-
проследить солнечную корону вплоть до 7—71/2° от центра Солнца. Эта корона дает
спектр поглощения, подобный спектру зодиакального света (стр. 71).
ПО

зодиакального света испытывает колебания соответственно колебаниям
солнечцой активности (например, после хромосферных вспышек).
Зодиакальный свет иногда превосходит по яркости облака Млеч-
Млечного Пут^; он не имеет резких очертаний и постепенно сливается с фо-
фоном неба А В безлунную темную ночь, даже вдали от самого клина
зодиакального света, до 60% общей светимости фона ночного неба
надо отнест\и за счет слабого свечения зодиакального света.
Спектральные исследования показывают, что явление зодиакаль-
зодиакального света состоит в рассеянии солнечного света в основном много-
многочисленными Частицами метеорной пыли, причем ближе к Солнцу рас-
расположены более мелкие частицы, но, вероятно, поперечником не
меньше 0,01 мм.
Рис. 35 показывает связь зодиакального света и внешней короны
Солнца. Противосияние — результат рассеяния солнечного света пы-
пылинками, находящимися за пределами земной орбиты.
Частицы пылевой материи постепенно выпадают на Солнце (под
действием эффекта Пойнтинга — Робертсона, который вызывает
уменьшение размеров и эксцентриситетов орбит всех легких метеорных
частиц), и, следовательно, должны пополняться извне. Эффект Пойн-
Пойнтинга — Робертсона заключается в торможении гелиоцентрического
движения космических тел и частиц солнечным светом, которые под
его влиянием движутся по спиральным траекториям. Окружающая
Солнце метеорная материя как бы «всасывается» им и выпадает на его
поверхность. Аналогичный эффект может вести к движению по пла-
нетоцентрическим спиралевидным траекториям для частиц вблизи
планет. Источником пылевого вещества могут быть постепенно разру-
разрушающиеся периодические кометы, а также малые планеты, которые,
сталкиваясь меж собой и дробясь, образуют мелкие обломки и пыль *).
Можно думать, что в это облако пыли погружены и Солнце и близ-
близкие к нему планеты, включая Землю и Марс. Наблюдения зодиакаль-
зодиакального света, а также противосияния возможны лишь в темные, безлун-
безлунные ночи при достаточно прозрачной атмосфере.
9. Происхождение планет. Происхождение комет
Происхождение планет. Происхождение Земли и планет интере-
совало людей задолго до того, как оказалось возможным, используя
познанные законы природы и данные наблюдений, приступить к науч-
научной разработке космогонических вопросов. Гипотезы, выдвинутые
в XVIII и XIX вв. для объяснения происхождения планет, были в зна-
значительной части умозрительными и механическими; они не учитывали
физической стороны явлений.
Основные факты, которые должна объяснить космогоническая тео-
теория, следующие: 1) планеты движутся в плоскостях, близких к пло-
плоскости эклиптики, а также к плоскости солнечного экватора; 1) все
планеты и сщтники движутся в оаном (прямом) направлении, за ис-
*) АВ 1, 103, 1У67.
ill

ключением нескольких далеких спутников больших планет; 3) в эту же
сторону вращаются вокруг своих осей планеты (кроме Венеры и У'рана);
4) расстояния от Солнца увеличиваются закономерно при переходе
от одной планеты к другой (эмпирически это правило был^ найдено
в конце XVIII в. Тициусом и Боде *); 5) планеты делятся naf две груп-
группы по массе, размерам, плотности и химическому составу: планеты
земного типа и планеты-гиганты; 6) Солнце содержит 9^77% массы
всей системы, но на его долю приходится лишь 2% общего момента
количества движения **).
К этим основным фактам можно прибавить другие, которые также
нельзя объяснить случайными причинами; их нужно объяснить наряду
с объяснением происхождения и развития планетной системы в целом.
Классические космогонические гипотезы происхождения планет
из сжимающейся газовой туманности, отделяющей от себя кольца
(Лаплас), или из облака метеоритных пылевых частиц (Кант), хотя
и были для своего времени прогрессивными, так как содержали идею
развития, все же оказались несостоятельными. Выяснилось, что про-
процесс конденсации вещества такой туманности в планеты не мог проте-
протекать так, как это предполагали Кант и Лаплас. Кроме того, ныне
существующее распределение общего момента количества движения
между Солнцем и планетами также нельзя было объяснить в рамках
этих гипотез.
Сменившие их многочисленные гипотезы и в том числе известная
гипотеза Джинса (встреча с Солнцем звезды, породившая на его по-
поверхности громадную приливную волну, вершина которой оторвалась
вслед за звездой и разбилась затем на отдельные сгустки-планеты),
не могли справиться с объяснением распределения момента количества
движения и некоторых других черт Солнечной системы.
Среди гипотез последнего времени можно упомянуть гипотезу
К. Вейцзеккера (ФРГ) образования планет из вихрей во вращавшемся
вокруг Солнца облаке и гипотезу Дж. Койпера (США) образования
планет из массивных газовых сгустков, протопланет, оставшихся
от окружавшего Солнца облака после его распада под влиянием гра-
гравитационной неустойчивости.
В 1943 г. О. Ю. Шмидт (СССР) начал разработку новой космого-
космогонической гипотезы. Согласно этой гипотезе в газово-пылевом облаке,
окружавшем Солнце, в результате соударений частиц происходило
постепенное слипание их в ядра будущих планет; при этом часть
энергии движения превращалась в тепло и рассеивалась в пространстве..
По мере накопления вещества на поверхности таких ядер их орбиты
*) Вот это правило: 10а„=ЗХ2п-1+4, где ап — расстояние планеты от Солнца,
выраженное в а. е., п — номер планеты, начиная от Венеры (для Меркурия первый
член справа равен нулю). Отсутствие планеты, соответствующей м=4 (среднее рас-
расстояние от Солнца 2,8), заставило предпринять специальные поиски «недостающей»
планеты, увенчавшиеся открытием 1 января 1801 г. Цереры, а затем многих других
астероидов (стр. 84).
**) Моментом количества движения называется произведение ШВУ, где Ш1 —
масса планеты, R — ее расстояние от Солнца, а V — скорость движения.
112

вокруг Солнца из эллиптических постепенно превращались в круго-
круговые, а\ами ядра располагались на определенных расстояниях от Солн-
Солнца. Часть вещества первоначального облака упала на Солнце, часть
была «отргнана» излучением Солнца.
Земля\и планеты согласно этой гипотезе образовались в итоге по-
постепенной ^аккумуляции твердых частиц как первоначально холодные
тела и никогда не находились в раскаленно-жидком состоянии. В даль-
дальнейшем вследствие выделения тепла при распаде радиоактивных
элементов недра Земли постепенно разогревались, чем и объясняются
вулканизм, образование газовой атмосферы, гидросферы и т. п. К боль-
большим планетам на заключительной стадии их роста присоединилось
газовое вещество, чем объясняется различие в составе и строении груп-
группы больших планет и планет земного типа.
Вопрос о происхождении газово-пылевого облака вокруг Солнца
до настоящего времени не решен окончательно. Наиболее вероятно,
что оно возникло одновременно с Солнцем при его образовании.
X. Альвен (Швеция) предполагает, что быстро вращавшееся Солнце
при своем образовании имело сильное магнитное поле, увлекавшее
из окружающей среды ионизованное газовое вещество. Вращение
Солнца замедлялось, а момент количества движения передавался
околосолнечному облаку; вращаясь, оно постепенно образовало диск
вокруг Солнца.
Очевидно, что вопрос о начальном состоянии планетной системы
тесно связан с проблемой происхождения самого Солнца, иначе говоря,
с общей проблемой происхождения звезд (стр. 194).
Происхождение комет. Предположение о том, что кометы при-
приходят из межзвездного пространства, было отвергнуто, когда выясни-
выяснилось, что не было комет, имевших на расстоянии 1 а. е. от Солнца
скорость больше 42 км/сек (т. е. больше так называемой параболиче-
параболической скорости; см. стр. 257). Кометы явились побочным продуктом
при образовании планет из первоначального газово-пылевого облака.
Большие массивные планеты изменяли пути пролетавших вблизи них
небольших конденсаций и, по гипотезе Я. борта (Голландия), по-
постепенно образовали громадный рой кометных ядер (общее их число,
вероятно, около ста миллиардов, а общая масса оценивается всего
лишь в 0,1 массы Земли). Этот рой простирается теперь до рас-
расстояний в 100—200 тысяч а. е. от Солнца. Многие такие ядра не
приближаются к Солнцу, не образуют хвостов и не растрачивают
своего вещества. Иные, под действием окружающих Солнце звезд,
изменяют свои орбиты и навсегда покидают Солнечную систему, другие
же под действием больших планет переходят на более короткопериоди-
ческие орбиты, приближаются к Солнцу, демонстрируя все фазы
изменения внешнего вида кометы; некоторые из них становятся на-
надолго короткопериодическими кометами и довольно быстро эволю-
эволюционируют под действием солнечного тепла и «солнечного ветра».
Можно полагать, что так называемый Тунгусский метеорит на самом
деле был ядром небольшой кометы (поперечником менее 100 м), столк-
столкнувшейся с Землей 30 июня 1908 г,
113

С. К. Всехсвятскому (Киев) принадлежит гипотеза происхождения
комет в результате мощных вулканических извержений больших
планет (в особенности Юпитера), которые как бы «выстреливают»
комету из своих недр со скоростью, превышающей скорость освобож-
освобождения для поверхности планеты.
10. Звезды
Звезды, подобно Солнцу,— гигантские раскаленные самосветя-
самосветящиеся газовые шары с температурами ядер в среднем от 15 до 30 млн.
градусов. Они находятся от нас на громадных расстояниях, по срав-
сравнению с которыми масштабы Солнечной системы представляются ни-
ничтожно малыми. Ближайшая звезда находится в 60 000 раз дальше,
чем самая далекая планета Плутон. Свет, который от Солнца доходит
до нас за восемь минут, а до самой удаленной планеты — Плутона —
за 5 часов, до ближайшей звезды идет 4,3 года. Путь, проходимый
светом в один год, часто употребляется как единица расстояний под
названием световой год. Он равен 9,46-1012 км или 6,3-104 а. е.
Созвездия. Невооруженным глазом в безлунную ясную ночь можно
различить около 3000 звезд над горизонтом места наблюдения. Вся
небесная сфера содержит около 6000 звезд, видимых простым глазом.
Для удобства ориентировки на звездном небе еще астрономы древ-
древности разделили его на отдельные участки — созвездия, каждое из ко-
которых можно узнать по характерному расположению его ярких звезд.
Иногда группа звезд объединяется под общим названием, отличным
от названия самого созвездия. Так, например, всем с детства знаком
Ковш созвездия Большой Медведицы — семь ярких звезд, обра-
образующих профиль ковша или кастрюли с ручкой; Ясли — скопление
в созвездии Рака, Плеяды — скопление в созвездии Тельца,
Гиады — скопление также в созвездии Тельца, звезды б, е и ?
Ориона образуют Пояс Ориона. Такие группы звезд назы-
называются астеризмами. Однако надо иметь в виду, что к созвездию
относятся не только яркие звезды, но все звезды, которые попадают
в его границы, в том числе и невидимые невооруженным глазом.
В настоящее время извилистые и причудливые границы созвездий,
намеченные древними астрономами, заменены новыми, идущими только
вдоль небесных параллелей и кругов склонения, хотя при их прове-
проведении в общем придерживались очертаний старых границ. В атласе,
помещенном в Приложении IV, указаны новые границы созвездий.
Эти границы относятся к координатной сетке эпохи 1875 г.; с течением
времени вследствие прецессии (стр. 241) координатная сетка посте-
постепенно смещается и границы созвездий перестают совпадать с направ-
направлением кругов склонения и небесных параллелей.
Названия многих созвездий взяты из легенд и мифов древности,
в особенности из греческой мифологии; 48 созвездий южного неба
обозначены после 1600 г. Все небо в настоящее время разделено на
88 созвездий. В табл. 4Г> и 46 даны латинские и русские названия
созвездий и их широко употребляемый сокращенные обозначения,
114

С начала XVII в. звезды каждого созвездия стали обозначать бук-
буквами греческого алфавита приблизительно в порядке уменьшения
их блеска.
275 ярких звезд имеют собственные названия; из них 80% были
даны арабами *), сохранилось около 15% греческих и около 5% рим-
римских названий звезд и только три названия были даны в новое время.
В табл. 47 и 48 приведены многие из них. Слабые звезды обозначаются
номерами звездных каталогов, в которые они занесены **), либо их
экваториальными координатами. Пользуясь атласом, помещенным
в приложении к этой книге, всякий может познакомиться со звездным
небом, изучить созвездия и расположение отдельных звезд.
Звездные атласы. Для более детального ознакомления со звезд-
звездным небом очень полезен «Звездный атлас» А. А. Михайлова (Изд.
АН СССР, 1965), который на четырех картах содержит все звезды
до 5Va звездной величины от северного полюса неба до 40° южного
склонения, и его же «Звездный атлас, содержащий для обоих полу-
полушарий все звезды до 8,25 величины» («Наука», 1969). В дополнение
к этому атласу, состоящему из 20 карт большого формата, даны об-
обширные списки переменных звезд, двойных звезд, звездных скопле-
скоплений и список туманностей до 9-й звездной величины.
В Чехословакии в 1948 г. вышел большой звездный атлас обсерва-
обсерватории Скальнате Плесо. Он включает все звезды до 7^,75, переменные
и двойные звезды, туманности и галактики (до 14Л), Млечный Путь
и т. д. К этому атласу в 1951 г. был издан подробный каталог всех
этих объектов (третье издание вышло в 1964 г.).
Астрономы располагают рядом специальных звездных атласов,
в том числе и фотографических, содержащих более слабые звезды.
Обычно звездный атлас сопровождается каталогом звезд, в котором
даны точные координаты всех звезд атласа, а также иногда другие
характеристики каждой звезды.
Блеск звезд. Звезды различаются друг от друга прежде всего
по своему видимому блеску, который характеризуется так называемы-
называемыми видимыми звездными величинами (они, разумеется, не имеют прямого
отношения к размерам звезд; об определении размеров будет сказано
ниже). С древних времен все звезды, видимые невооруженным глазом
в ясную безлунную ночь, были разбиты на шесть групп. Самые яркие
звезды относили к звездам первой величины, самые слабые — к шестой.
Звезда каждой последующей величины примерно в 21/2 раза слабее
звезды предшествующей величины. В 1856 г., по предложению
Погсона, отношение блеска двух звезд при разности в пять звездных
величин было принято равным 100; при этом условии логарифм отно-
отношения блеска при разности в одну звездную величину равен 0,4,
*) Часто это были названия частей тела тех фигур, которые давали название
всему созвездию. Например, Бетельгейзе — «плечо гиганта», Денебола — «хвост
льва», Рас-Альхаг (а Змееносца) — «голова» и т. д.
**) Весьма употребительно обозначение звезд их номерами в каталоге «Боннского
обозрения неба» (BD, эпоха 1855 г.). Пример: BD-h4°4048 — звезда №4048 в зоне
от +4°0' до +5°0/ каталога Боннского обозрения.

а само отношение 2,512. Шкала звездных величин была распростра-
распространена и на звезды слабее шестой величины, видимые только в телескоп,
а также на небесные светила, более яркие, чем звезды первой величины
(так, например, видимая звездная величина Сириуса —1'Л,4, Венеры
в наибольшем блеске — 4^,4, Луны в полнолуние —12^,6, Солнца
—26Ш,8). Зависимость между блеском /х и /2 двух сравниваемых звезд
и их звездными величинами тх и т2 выражается следующей формулой:
m _/n2=_2,5Olg4L- или ^- = 2у512Ш2-тх)= Ю0'4 (т-~т^ A)
J 2 '2
или, после логарифмирования,
lg77 = 0,4(ma-m1). B)
В табл. 79 даны отношения блеска по разности звездных величин
двух светил.
До недавнего времени основой интернациональной шкалы звездных
величин являлась совокупность тщательно определенных звездных
величин большого числа околополярных звезд, представляющая фото-
фотометрический стандарт большой точности. Это — так называемый Се-
Северный Полярный Ряд (NPS — North Polar Sequence) (табл. 52).
Блеск звезд можно оценивать различными способами: в и з у а л ь-
н о, т. е. глазом, фотографически (сравнивая фотографиче-
фотографические изображения звезд разного блеска на негативе), с помощью
фотоэлектрического фотометра и т. д. Все эти при-
приемники радиации имеют различную чувствительность к лучам разного
цвета, т. е. разных длин волн. Эта способность по-разному восприни-
воспринимать различные лучи характеризуется кривой спектральной чувстви-
чувствительности. На рис. 71 представлены такие кривые для глаза (/) *),
обычной (нормальной) фотопластинки (//), так называемой фотови-
фотовизуальной пластинки (искусственно подогнанной к чувствительности
глаза) (///) и для сурьмяно-цезиевого фотоумножителя {IV), являю-
являющегося сейчас распространенным приемником радиации при фото-
фотоэлектрической фотометрии.
Как видно на рис. 71, максимум чувствительности глаза прихо-
приходится на длину волны в 550 миллимикрон (лш/с), фотопластинки —
на 420 ммк, фотоумножителя — на 380 ммк. Отсюда проистекает раз-
различие между визуальными или фотовизуальными и фотографическими
и прочими видами звездных величин. Визуальные величины опреде-
определяются для сравнительно ярких звезд. Для более слабых определяют
фотовизуальные звездные величины.
В последние десятилетия в астрономической практике широкое
применение нашли фотоэлектрические фотометры. Высокая точность
фотоэлектрических измерений (ошибка порядка ±0т,01 и даже мень-
меньше) предъявила новые требования к фотометрической системе, в кото-
*) В тгблице 71 помещены подробные данные о спектральной чувствительности
глаза в различных условиях: дневное — колбочковое зрение (при яркости больше
5-10~4 стильб), ночное — палочковое зрение (при яркости меньше 10~7 стильб).
116

рой выражаются звездные величины и показатели цвета звезд (см.
ниже). Оказалось, что международная система, определяемая Север-
Северным Полярным Рядом, этим требованиям удовлетворить уже не может.
В современной электрофотометрии используется в качестве основной
/
/
;
- i:
Г I
/ * ч
г
у
//
ч
и
\
\
\\
V
\
V \
\\
\ v
\ \
. \ \
350 400 450
500 550
Длина болны
650 700 750 тр
Рис. 71. Кривые дневной спектральной чувствительности глаза (/), нормальной
фотопластинки (//), фотовизуальной пластинки (///) и сурьмяно-цезиевого фото-
фотоумножителя (IV).
фотометрическая система, введенная Джонсоном и Морганом (США)
и обозначаемая буквами U, б, V (по начальным буквам английских
слов: ультрафиолетовые [лучи] — Ultraviolet, синие — Blue и ви-
визуальные — Visual). Система UBV определяет звездные величины,
измеренные в эффективных длинах волн около 350, 435 и 555 ммк
Рис. 72. Кривые относительной спектральной чувствительности (кривые реакции)
фотоэлектрических светоприемников в системе UBVRI. Везде максимум принят за
единицу. Показано положение ряда бальмеровских линий водорода.
(рис. 72). Соответственным образом употребляются два показателя
цвета: U — В (ультрафиолетовый — синий) и б — V (синий — жел-
желтый). Нуль-пункт системы показателей цвета установлен так, что
несколько звезд спектрального класса A0V (обозначения см. стр. 122),
достаточно близких к Солнцу и практически свободных от влияния
117

межзвездного поглощения света, имеют показатели цвета U — В и
В ~ \\ равные нулю, т. е. их звездные величины в фиолетовых,
синих и желтых лучах совпадают (U=B = V). На рис. 72 представлены
кривые спектральной чувствительности фотоумножителя вместе со
светофильтрами, использовавшимися для установления системы UBV,
а также R (красные лучи, эффективная длина волны 6800 А) и / (ин-
(инфракрасные лучи—8250 А), на которых основаны данные каталога
звезд (табл. 51) *).
Прибор, который поглощает всю падающую на него радиацию,
называется радиометром. С его помощью получают радиометрические
звездные величины. Если учесть поглощение света различных длин
волн в оптическич деталях телескопа и поглощения света в атмосфере
Земли, то получим болометрические видимые звездные величины,
играющие большую роль в астрофизике, так как с ними связано опре-
определение полной энергии, излучаемой поверхностью звезд. Разность
между болометрической величиной и визуальной называется боломет-
болометрической поправкой (см. табл. 73). Болометрические поправки зависят
от температуры поверхности звезд и до последнего времени вычисля-
вычислялись теоретически. Теперь для этого используют внеатмосферные ре-
регистрации спектров звезд, полученные во время запусков ракет
и ИСЗ.
Самыми слабыми звездами, изображения которых запечатлеваются
на фотографической пластинке лишь после многочасовых выдержек
на самых больших телескопах, являются звезды 23-й звездной вели-
величины**). Однако существуют миллиарды звезд в нашей звездной систе-
системе, которые пока еще недоступны наблюдению современными телеско-
телескопами. В табл. 48 дан список 20 наиболее ярких звезд всего неба.
Число звезд возрастает по мере увеличения видимой звездной
величины. В табл. VI дано число звезд ярче данной видимой вели-
величины т.
Таблица VII показывает важную особенность распределения звезд
разной звездной величины по отношению к средней линии Млечного
Пути — к галактическому экватору (стр. 226). Отношение числа звезд
*) Несмотря на широкое распространение системы UBV (см. табл. 50) и создание
большого числа стандартов (табл. 52—54), продолжаются поиски системы, наиболее
выгодной для определения основных звездных характеристик. Такова, например,
система V', Р, X, Y, Z, Т, S, создаваемая в Вильнюсе В. Страйжисом. Средние дли-
длины волн в этой системе 350, 375, 405, 460, 510, 620 и 640 ммк; средняя ширина полос
пропускания от 100 А (с интерференционным фильтром) до 300—400 А (со стеклянны-
стеклянными фильтрами).
Практически с рефлектором, посеребренным или алюминированным, систему U
можно получить с сурьмяно-цезиевым фотоумножителем и фильтром Шотта UG2
толщиной 2 лш; систему В — с фильтром Шотта BG12—1 мм или GG13—2 мм;
систему V — с фильтром GG11—2 мм. Фотографически эти системы можно получить,
комбинируя несенсибилизированные эмульсии с фильтром Шотта UG2 (?/),GG13 (В)
и изохроматическую эмульсию и фильтр GG11 для системы V. Для рефрактора фильтр
GG13 не нужен вовсе.
**) В 5-метровый рефлектор видны звезды до \7туЪ. С помощью присоединенно-
присоединенного к этому рефлектору счетчика фотонов — прибора, регистрирующего отдельные-
фотоны, удалось обнаружить звезды 24ОТ.
118

Таблица VI
Округленное число звезд до данной звездной величины
т
1'Л,0
2,0
3,0
4,0
5,0
6,0
7,0
8,0
9,0
10,0
11,0
N виз. *)
13
40
100
500
1600
4 800
15 000
42 000
125 000
350 000
900 000
N фотогр.
—
—
400
1200
2 900
8 300
23 000
62 000
270 000
410 000
т
12»,0
13,0
14,0
15,0
16,0
17,0
18,0
19,0
20,0
21,0
N фотовиз.
2 300 000
5 700 000
14 000 000
32 000 000
71000 000
150 000 000
300 000 000
550 000 000
1 000 000 000
2 000 000 000
N фотогр
1 100 000
2 700 000
6 500 000
15 000 000
33 000 000
70 000 000
140 000 000
280 000 000
510 000 000
900 000 000
*) Начиная с 5-й звездной величины, числа звезд даны для фотовизуальных звездных
величин.
Таблица VII
Среднее число звезд на один квадратный градус.
Галактическая концентрация звезд
Фотогр
т
5^,0
7,0
9,0
11,0
13,0
15,0
17,0
19,0
21,0
По всему
небу
0,025
0,20
1,5
11
66
360
1 700
6 700
22 000
Вблизи галак-
тич экватора
0,045
0,36
2,8
21
150
910
4 800
21000
74 000
Вблизи галактич
полюса
0,013
0,10
0,72
4,3
21
87
290
770
1700
Галактическая
концентрация
3,4
3,5
3,9
4,8
6,8
10
17
27
44
вблизи галактического экватора к числу звезд вблизи полюса Галак-
Галактики называется галактической концентрацией. Табл. VII показывает,
что галактическая концентрация растет для более слабых звезд.
Объяснение этого связано с особенностями пространственного рас-
распределения звезд, с формой нашей Галактики (стр. 173).
Цвета и температуры звезд. Даже невооруженному глазу
заметны различия цветов ярких звезд: красные Антарес, Арктур,
Альдебаран явно отличаются от голубовато-белых Беги, Ригеля,
Денеба. Звезда [л Цефея получила название «гранатовой звезды*
за свой интенсивно красный цвет.
119

Цвета звезд различаются как цвета твердых тел, нагретых в раз-
различной степени,— от густо-красного цвета «красного каления» до бе-
белого и даже голубоватого цвета «белого каления» — и оцениваются
баллами по шкале, приведенной в табл. VIII.
Таблица VIII
Шкала цветов звезд
Цвет
Бело-голубой (белый и голубой
поровну)
Голубовато-белый (белый пре-
преобладает)
Белый
Желтовато-белый (белый пре-
преобладает)
Беловато-желтый (белый и жел-
желтый поровну)
Светло-желтый
Балл
-2
— 1
0
1
2
3
Цвет
Чисто-желтый
Темно-желтый
Красновато-желтый (желтый пре-
преобладает)
Оранжевый (красный и желтый по-
поровну)
Желтовато-красный (красный пре-
преобладает)
Красный
Темно-красный
Балл
4
5
6
7
8
9
10
У ярких тесных двойных звезд встречаются весьма любопытные
сочетания цветов. Таковы, например, Р Лебедя (одна из звезд желтая,
другая ярко-голубая), у Андромеды (оранжевая и голубая) и т. д.
Появление зеленого, голубого или синего цветов у компонентов двой-
двойных звезд является своеобразным оптическим обманом: чувствитель-
чувствительный слой глаза (ретина), утомленный ярким светом главной, например,
красной звезды, менее яркую звезду видит в так называемом дополни-
тельном цвете (в данном случае в зелено-голубом) *).
Таблица IX
Цвета некоторых ярких звезд в шкале таблицы VIII
Звезда
аСМа
P0ri
aLyr ,
a Leo
eUMa
aCyg
a Aql
m
— lm6
0,3
0,1
1,3
1,7
1,3
0,9
Цвет
0,7
1,2
1,3
1,5
1,9
2,1
2,4
Звезда
aCMi
a Aur
YCyg
a Boo
aUMa
x|?UMa
a Ari
m
0m5
0,2
2,3
0,2
2,0
3,2
2,2
Цвет
2,7
3,3
4,5
4,7
5,0
5,1
5,4
Звезда
7 Сер
8 Gem
a Tau
aOri
aSco
^Cep
m
3m4
3,2
1,1
0,9
1,2
3,9
Цвет
5,4
5,9
6,3
6,5
7,2
7,9
В таблице IX дается список ряда ярких звезд, цвет которых оценен
по шкале табл. VIII, в табл. 56 — цвета некоторых двойных.
*) Дополнительными цветами являются: для красного 656 ммк синевато-зеле-
синевато-зеленый 492 ммк, для оранжево-красного 608 ммк — голубовато-зеленый 490 ммк, для
желтого 585 ммк — синий 482 ммк, для зелено-желтого 564 ммк — фиолетовый
433 ммк.
120

Точная оценка цвета звезды связана с определением так называемого
показателя цвета (с), который является разностью се фотографической
и визуальной звездных величин:
C = "W—/Пвиз, C)
либо вообще разностью звездных величин в каких-либо двух лучах,
например, B—Vy U—V и т. д. (см. Каталог звезд ярче 4т,5 с че-
четырьмя показателями цве-
цвета в системе UBVRI,
стр. 117). Шкалы показате-
показателей цвета выбраны так,
что для определенного
класса белых звезд (см.
ниже) все показатели цвета
равны нулю. Для красных
звезд характерен большой
положительный показатель
цвета. Соответственно цвету
меняется также и темпера-
температура поверхности звезд.
Самая холодная звезда,
изученная до сих пор,
—X Cyg, имеет температуру
около 1600° *). Самые го-
горячие звезды — ядра пла-
планетарных туманностей —
имеют температуру 50 000—
100 000°. Их показатель
цвета — 0/л,60. Температу-
Температуры большинства звезд за-
заключены между 2000 и
25 000°.
Связь температуры Т и показателя цвета В — V звезды или пока-
показателя цвета с звезды можно выразить следующими формулами:
73 Соотношение между спектром, цветом показа-
показателем цвета и температурой звезд Т °К.
У звезд, как и у Солнца, можно различать фотосферу и атмосферу,
которую также можно условно разделять на ряд слоев: обращающий
слой, хромосфера и внешние слои атмосферы (у Солнца это солнечная
корона). Определение температуры поверхности представляет собой
сложную проблему, так как, в сущности, нет определенного слоя,
который можно было бы считать поверхностью звезды. Часто говорят
об эффективной температуре Тец, т. е. такой температуре, какую
*) В 1965 г. были обнаружены звезды, у которых большая часть излучения
приходится на далекую инфракрасную часть спектра. Поверхностная температура
их должна быть около 1000° К.. В спектре одной из них найдены полосы окиси титана
и ванадия.
121

имело бы абсолютно черное тело *) тех же размеров, излучающее ту же
общую энергию, что н звезда. Общий поток энергии Е=оТ*{[.
Распределение энергии вдоль спектра звезды также зависит от ее
температуры и может служить для ее определения (см. стр. 267); это
так называемая цветовая температура. Одновременно с изменением
распределения энергии при переходе от одной температуры к другой
смещается и максимум кривой распределения энергии (закон смеще-
смещения В. Вина):
T^^L, E)
лмакс
где длина волны ^макС, на которую приходится максимум энергии,
выражена в миллимикронах, а Т — в тысячах градусов абсолютной
шкалы температур.
Более точное определение температуры звезды связано с деталь-
детальным изучением ее спектра.
Спектры звезд. Большинство звезд подобно Солнцу обладает
спектрами поглощения, т. е. спектрами с темными линиями. На Гар-
Гарвардской обсерватории (США) была выработана классификация спек-
спектров звезд, основанная на оценке (или измерении) интенсивности линий
поглощения различных элементов как функции спектрального класса.
Основные характеристики спектральных классов помещены в табл. X
(см. также рис. 74, а и б).
Кроме этих основных спектральных классов, имеются классы N,
R и S, которые представляют собой ответвление от основной последо-
последовательности у классов G и К:
WN /R~"N
Q, P, W, О —В—A—F—G —К—М.
WC ранние классы \ «
поздние классы
Они включают сравнительно небольшое число красных холодных
звезд, в спектрах которых видны полосы молекул углерода (С2), циана
(CN) и окиси углерода (СО) — классы R и N, полосы окиси титана
(TiO) и циркония (ZrO) — класс S. Спектры Q употребляются для
обозначения спектров новых, Р — эмиссионные спектры планетарных
туманностей. Обозначение звезд типа Вольфа — Райе W **) сопровож-
сопровождается буквами N или С: WN5— WN8 (азотные) и WC5 — WC8 (угле-
(углеродные). В спектрах первых видны полосы ионов азота, но нет полос
углеродных. В звездах WC нет полос азота. Всего известно около
*) Абсолютно черное тело есть некоторое идеальное тело, которое как источник
излучения характеризуется максимальным теоретически возможным при данной
температуре излучением; с другой стороны, как поглотитель энергии, оно характе-
характеризуется способностью полного поглощения всех без исключения падающих на него
лучей. Для абсолютно черного тела справедлив закон Стефана— Больцмана, а рас-
распределение энергии в его спектре описывается законом Планка (стр. 267).
**) Иногда обозначаются буквами WR.
122

Таблица X
Классификация звездных спектров
Характеристика спектра
Темпера-
Температура
Типичные звезды
Линии водорода, гелия, ионизованного ге-
гелия, многократно ионизованных кремния,
углерода, азота, кислорода. Звезды с лини-
линиями излучения в спектре носят название
звезд типа Вольфа — Райе (их температура
доходит до 100 000°)
Линии поглощения гелия, водорода (уси-
(усиливаются к классу А). Слабые линии НиК
ионизованного кальция
Линии водорода весьма интенсивны, ли-
линии НиК ионизованного кальция усилива-
усиливаются к классу F, появляются слабые линии
металлов
Линии НиК ионизованного кальция и
линии металлов усиливаются к классу G.
Линии водорода ослабевают. Появляется ли-
линия кальция X 4226 А, усиливающаяся к
классу G. Появляется и усиливается поло-
полоса G, образуемая линиями железа, кальция
и титана около 4310 А
Линии НиК кальция интенсивны. Линия
4226 А и линия железа довольно интенсив-
интенсивны. Многочисленные линии металлов. Линии
водорода слабеют к классу К. Интенсивна
полоса G.
Линии металлов, в частности Н, К и
4226 А, интенсивны, линии водорода мало
заметны. Полоса G интенсивна. С подкласса
К5 становятся видимыми полосы поглощения
окиси титана ТЮ
Интенсивны полосы поглощения окиси ти-
титана и других молекулярных соединений.
Заметны линии металлов, в частности, Н, К
и 4226 А; полоса G слабеет. В спектрах
долгопериодических переменных типа о Кита
имеются линии излучения водорода (обозна-
(обозначаются Me).
25 000—
50 000°
15 000-
25 000°
i 000°
7 500°
6 000°
000°
2 000—
3 500°
? Кормы
X Ориона
? Персея
X Цефея
у Парусов (W)
i Ориона
е Ориона
а Девы (Спика)
Y Персея
у Ориона
а Большого
(Сириус)
а Лиры (Вега)
у Близнецов
б Близнецов
а Малого Пса
(Процион)
а Персея
а Кормы
Пса
Солнце
а Возничего
пелла)
р Южной Гидры
(Ка-
а Волопаса (Арк-
тур)
р Близнецов
(Поллукс)
а Тельца (Альде-
баран)
а Ориона
(Бетельгейзе)
а Скорпиона
(Антарес)
о Кита
123

250 звезд типа W. Это звезды примерно вдвое больше Солнца по диамет-
диаметру. Температура поверхности от 60 000 до 100 000° К. Это приводит
Рис. 74а. Гарвардская классификация звездных спектров (спектры Ра — G0). Спектр Ра
является эмиссионным спектром газовых туманностей, т. е. формально не звездный спектр,
но так как эти туманности бывают ничтожных угловых размеров и выглядят как звезды,
помещение этого спектра в таблицу очень полезно
к очень высокой светимости этих звезд (от — \т до —8т). Они окружены
радиально расширяющимися сферическими газовыми оболочками.
124

Самые горячие звезды класса О имеют подразделения: Оа, Ob, Ос,
Od, Oe и Ое5. Так как основой гарвардской классификации является
Рис. 746. Гарвардская классификация звездных спектров (спектры G5 — N3).
оценка интенсивности линий различных элементов в спектрах звезд,
а эта интенсивность плавно меняется от одного класса к соседнему,
то классификация допускает введение промежуточных классов, обо-
обозначаемых номерами от 0 до 9, прибавляемыми к буквам. Так появи-
125

лись классы В2, А4, F7, МЗ и т. д. Когда в дальнейшем среди звезд
одного и того же спектрального класса выявились группы карликов,
гигантов и сверхгигантов, в спектрах которых были обнаружены некото-
некоторые характерные особенности, стали применять дополнительные бук-
буквенные обозначения, предшествующие спектральному классу: d —
карлик, g — гигант и с — сверхгигант, либо следующие за ним:
р — особенный, необычный спектр, е — эмиссионные линии, п (до клас-
класса F0) — очень размытые линии, s (до класса F0) — резкие линии,
к — линии межзвездного газа (атомарные или молекулярные), m —
линии металлов (так называемые «металлические звезды»).
Часто употребляемые выражения: ранние спектральные классы
(О, В и А) и поздние спектральные классы (К, М, N, R и S) не имеют
прямого отношения к возрасту звезд,— они определяют лишь место
в приведенном выше ряду спектральных классов (т. е. определяют,
что они стоят «раньше» или «позже»).
Наличие линий тех или иных химических элементов в спектре
звезды свидетельствует о присутствии этих элементов в атмосфере
звезды. Однако отсутствие линий нельзя понимать как отсутствие
соответствующих веществ на звезде. Оказывается, что 95% звезд,
спектры которых были подробно изучены, имеют те же элементы и
в той же пропорции, что и Солнце (см. табл. III) *).
Основную роль в появлении линий играет температура.
Таким образом, детальная спектральная классификация и изучение
линий могут служить для определения температуры звезды. Характер,
а для некоторых линий и интенсивность их, зависят от плотности звезд-
звездной атмосферы. Из лабораторной практики известно, что линии в
спектре электрической дуги при нормальном атмосферном давлении
принадлежат нейтральным атомам, тогда как линии ионизованных
атомов можно получить в спектре электрической искры в разрядной
трубке, т. е. при весьма низком давлении**). Подобно этому разли-
различаются линии, образовавшиеся в звездах с протяженными атмосферами
малой плотности и в звездах с довольно тонкими плотными атмосфе-
атмосферами. Звезлы-сверхгиганты имеют протяженные атмосферы; их спектры
показывают тонкие и резкие линии. Звезды-кар лики имеют сравни-
сравнительно тонкую, но плотную атмосферу; линии в их спектре не отли-
отличаются той резкостью, которую показывают спектры сверхгигантов.
Атмосфера нашего Солнца сравнительно тонка: наиболее плотная
часть ее, обращающий слой, имеет толщину всего около 500 км. В очень
редких случаях (у некоторых затменно-двойных звезд с протяженной
атмосферой) возможно почти непосредственное измерение толщины
*) Вообще во Вселенной наиболее распространенным элементом является во-
водород (около 85%), за ним идет гелий (в восемь раз меньше, чем водорода), затем идут
приблизительно в равных количествах углерод, азот, кислород и неон. Из остальных
элементов нет ни одного, количество которого превышало бы 0,2 содержания какого-
либо из упомянутых четырех веществ.
**) По интенсивности линия поглощения при заданном числе атомов данного
элемента в единице объема в разрядной трубке можно судить о количестве вещества,
участвующего в образовании линии поглощения в спектре звезды,
№

атмосферы и исследование ее состава и строения. Так, например,
одна из двух звезд, составляющих систему Н Лиг —- ее К-компопеш,
имеет атмосферу толщиной 32 000 000 км. Атмосферы белых карликов
имеют (по теоретическим расчетам) толщину всего несколько метров.
В таблице X указаны температуры поверхностей звезд,
соответствующие каждому спектральному классу гарвардской класси-
классификации. Что же касается недр звезд, то их химический состав и фи-
физическое состояние недоступны непосредственному изучению и выво-
выводятся из теории внутреннего строения звезд.
По современным представлениям основным источником звездной
энергии являются ядерные реакции, протекающие в недрах звезд и
сопровождающиеся выделением огромного количества энергии. Глав-
Главную роль здесь играет превращение самого обильного элемента во
Вселенной, водорода, в гелий. Этот процесс может идти двумя путями:
1) путем последовательного присоединения друг к другу четырех
протонов (ядер водорода) и объединению их в ядре гелия (протон-
протонная реакция); 2) путем присоединения протонов к более слож-
сложным ядрам, начиная с ядра углерода, с последующим распадом обра-
образовавшегося нового сложного ядра на ядро углерода и гелия (угле-
(углеродный цикл). Протон-протонная реакция играет решающую роль
при температурах менее 16 млн. градусов; при более высоких темпе-
температурах преобладает углеродный цикл. С ростом температуры до
100 млн. градусов возможно выделение энергии при образовании
из ядер гелия непосредственно ядер углерода (гелиевая реакция).
Подробнее об этом см. книгу «Физика звезд» С. А. К а п л а и а.
Расстояния и светимости звезд. Светимость характеризует
общее количество энергии, излучаемой звездой. Видимый блеск звезды
не является характеристикой ее светимости, так как зависит от раз-
разделяющего нас расстояния. Только приведя этот видимый блеск к одно-
одному и тому же расстоянию, можно судить о действительном соотношении
светимостей звезд. Основным методом определения расстояния до звезд,
на котором построены все другие методы, является измерение три-
тригонометрического параллакса звезд. Параллаксом звезды называется
угол, под которым со звезды можно было бы увидеть средний радиус
земной орбиты (в предположении, что этот радиус перпендикулярен
к лучу зрения (рис. 75 *)). Для самой близкой звезды (а Сеп) этот
угол меньше секунды дуги @",765) **). В среднем расстояния между
звездами в 107 раз больше их средних радиусов.
Параллакс я является весьма удобной мерой расстояния г, так
как связан с ним простым соотношением:
г = ¦
1 F)
sin я
*) На рис. 75 звезда находится в плоскости земной орбиты. В общем случае
можно представить себе сферу радиусом в 1 а. е. с центром в Солнце. Параллаксом р
звезды будет отношение радиуса этой сферы к расстоянию D.
**) Это соответствует толщине карандаша, рассматриваемого невооруженным
глазом с расстояния в 1,5 км. Расстояние от этой самой близкой звезды, равное
41 250 000 000 000 км, свет проходит за 4 года 3 месяца и 20 дней.
127

где расстояние г выражается в астрономических единицах. Так как
параллаксы звезд меньше одной секунды дуги A"), то можно за-
заменить sin я самой дугой, выраженной в отвлеченной мере — в радиа-
радианах (см. стр. 202). Таким образом,
r = 206265! ае
Часто за единицу звездных расстояний принимают парсек (пс) —
расстояние, соответствующее параллаксу, равному одной секунде.
Тогда
г = ±пс. F")
Парсек равен 206 265 астрономическим единицам, или 3,083-1013 км,
или 3,263 светового года. Килопарсек (кпс) равен 1000 пс, мегапарсек
(Мпс) — 1 000 000 пс.
Земля Звезда,
Рис. 75. Параллакс звезды.
Практически определение тригонометрического параллакса про-
производится по нескольким специальным фотографиям, получаемым
в моменты, когда Земля находится в разных точках своей орбиты.
Движение Земли по орбите вызывает параллактическое смещение
звезды на фоне более слабых и, следовательно, как можно полагать,
более далеких звезд (см. рис. 2). Современные инструменты и методы
дают возможность более или менее точно определять тригонометриче-
тригонометрические параллаксы, не меньшие чем 0",01 (т.е. до расстояний в 100 пс).
Таким методом определены параллаксы~7000 звезд. О других способах
определения расстояний, опирающихся на параллаксы звезд в окрест-
окрестностях Солнца, определенные тригонометрически, сказано ниже (см.
спектральные параллаксы— стр. 131 и расстояния цефеид — стр. 151).
При определении действительной светимости звезд за стандартное
расстояние принято расстояние 10 пс, или 32,6 светового года, соот-
соответствующее параллаксу 0",1. Приведенная к этому расстоянию звезд-
звездная величина называется абсолютной звездной величиной М. Имея
в виду, что блеск любого источника света меняется обратно пропор-
пропорционально квадрату расстояния, а расстояния до звезд — обратно
пропорциональны соответствующим параллаксам, можно вывести
формулы, связывающие видимую т и абсолютную М звездные вели-
величины с параллаксом я либо с расстоянием г (выраженным в парсеках):
M-m + 5 + 51gn G)
128

или
откуда
или
Af =
+ 5 —51gr,
(M—m) —
G')
Вычисленный по G') параллакс называется фотометрическим парал-
параллаксом (таковы, например, цефгидные параллаксы; см. стр. 151).
ВЗ
/Г
•У
У
X*
а.
л
UMa
•
•
.Л
•г
•
л?
/
Шг—шг-
ш—w
4" s
У
X®
9
ее
* 'г
.ел
Видимые
зевздше
величины
0-1-2-3-4
Шала звезднш величин •
Абсолютные
звездные
величины
Рис. 76. Созвездие Большой Медведицы: слева — видимые звездные величины, справа —
абсолютные.
Величина т—М называется модулем расстояния. В табл. 78 дано
соотношение модуля расстояния, параллакса я и расстояния г в пар-
парсеках.
Вероятную ошибку определения величины М можно вычислить,
зная вероятную ошибку Ая определения параллакса я, по формуле
ЛМ = 2,17 —. G;//)
Межзвездное поглощение света (стр. 158) уменьшает блеск звезд,
увеличивает их видимые звездные величины. Точная формула этой
зависимости, учитывающая поглощение света, имеет следующий вид:
M = m + 5 —51gr —Л(г),
где А (г) — поглощение света, пропорциональное расстоянию г.
Иначе эту зависимость можно записать так:
1 1 "'
где lg гх = lg r + ^q , rx — расстояние, искаженное поглощением,
г — истинное расстояние, а — коэффициент поглощения, т. е. поглоще-
поглощение на единицу длины пути, проходимого светом, например, на кило-
килопарсек. Среднее значение а равно 2'Л,2 на килопарсек для визуальных
5 П. Г. Куликовский 129

лучей и lm,6 для фотографических. Однако в Млечном Пути имеются
направления, в которых av достигает Ът—6т.
Применяя формулу G) к Солнцу (mv=—26"*,80, а модуль расстоя-
расстояния — ЗР,57), получаем его абсолютную звездную величину Mv=+Sm
(точнее, +4^,77).
Светимость звезды L по видимой величине т и параллаксу я можно
определить по формуле
lgL=—21gjt—0,4m —0,1. (8)
Отношение светимостей Lx и L2 двух звезд, имеющих абсолютные
звездные величины Мг и УИ2, можно вычислить по формуле
М,).
(8')
lg 2^ = 0,4 (М^
Светимость звезды по отношению к Солнцу вычисляется по ее аб-
абсолютной звездной величине по
формуле
м Л и п ,
lg ? = 0,4 D,77 —ЛГУ) =
= 1,91—0,4Afv, (9)
где общая светимость (или общая
радиация) Солнца равна Lq=
=3,86-10м эрг/сек.
Иная форма связи М и L (в еди-
единицах светимости Солнца):
В табл. 77 приводятся значения
ULq, определенные по Mv.
Диаграмма «спектр — све-
светимость». Сравнивая между собой
светимости, вычисленные для звезд
с измеренными параллаксами, мы
встречаем звезды-гиганты, в сотни
тысяч раз более яркие, чем наше
Солнце [например, ?i Sco (M =
= —9Я,4), S Dor (Л1=—8W,9)], и
карлики, в сотни тысяч раз более
¦ = + 16от,5) или слабый A8т) спут-
ДО FO GO КО МО
Спектральные классы
Рис. 77. Диаграмма спектр — светимость в
ее первоначальном виде. Диаграмма была
составлена по данным о звездах, для которых
определен тригонометрический параллакс.
Высота прямоугольника показывает возмож-
возможные пределы по шкале абсолютных визуаль-
визуальных звездных величин, ширина пропорцио-
пропорциональна числу звезд.
слабые [например, Вольф 359 (
ник звезды BD +4°4048 (М = + 19*,2I *).
Абсолютные величины звезд в зависимости от их спектральных
классов представлены на так называемой диаграмме «спектр — све-
светимость» (диаграмма Герцшпрунга — Рессела) (рис. 77 и 78).
На ней сразу же выявились две основные ветви: главная последо-
последовательность и ветвь гигантов. Особенно заметно это деление для
*) L^
000.
130

спектральных классов К и М. Так как температура поверхности звезд
одних и тех же спектральных классов для обеих ветвей одинакова,
то различие в их светимостях объясняется различием размеров этих
звезд.
Диаграмма (см. рис. 77) дает возможность найти абсолютную ве-
величину М по спектральному классу. Это особенно просто (хотя и
не очень точно) для спектральных классов О — F. Определение же
05 ВО В5 /10 45 FO F5 00 &5 /{О /E'МО М5
05 ВО В5 ДО Л5 FO F5 ВО 05 ЛО Х5МО М5
Спектр
Рис. 78. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела. Последовательности?
la — О — самых ярких сверхгигантов, 1а — ярких сверхгигантов, lab —
средних сверхгигантов, 1Ь — слабых сверхгигантов, // — ярких гиган-
гигантов, /// — слабых гигантов, IV — субгигантов, V — главная последова-
последовательность, VI — субкарликов, VII — белых карликов.
абсолютной величины равносильно определению параллакса. Парал-
Параллакс звезды, определенный по ее абсолютной звездной величине,
найденной по виду спектра, называется спектральным параллаксом.
Практически дело сводится к определению относительной интенсив-
интенсивности ряда специально выбранных спектральных линий, которые чув-
чувствительны к светимости звезды, т. е. относительные интенсивности
которых связаны с абсолютной величиной звезды.
Для поздних классов пользование этой диаграммой осложняется
необходимостью по виду спектра сделать выбор между гигантом и
5* 131

карликом одного и того же спектрального класса. Однако и в этом
случае оказалось, что определенные различия в интенсивности неко-
некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор. Атмосфера ги-
гиганта имеет меньшую плотность, чем атмосфера звезды главной по-
последовательности. Следовательно, ионизация элементов в атмосфере
гиганта и интенсивность соответствующих линий будут больше.
За последние 40 лет определены спектральные параллаксы более
40 000 звезд. Этот метод не дает очень точных результатов для ранних
спектральных классов О и В и, естественно, для слишком слабых
звезд, для которых нельзя провести точную классификацию спектра
и измерение относительной интенсивности линий.
В дальнейшем, по мере накопления данных наблюдений, на диаграм-
диаграмме «спектр — светимость» выявились еще несколько последовательно-
последовательностей (см. рис. 78). Каждая из них объединяет звезды, сходные по их
физическим свойствам и внутреннему строению и, вероятно, имеющие
одинаковый путь развития. Таковы, например, последовательности
сверхгигантов (ярких и слабых), субгигантов, главная последователь-
последовательность, к которой принадлежит большинство звезд, и другие. Данные
рис. 78 и табл. 72 нельзя считать окончательными и в дальнейшем
они, несомненно, будут уточняться.
Надо отметить, что в действительности звезды не ложатся строго
на линии последовательности, но образуют в своей совокупности более
или менее широкие полосы *). Отклонение от «средней линии» может
определяться различиями в возрасте и в химическом составе звезд.
Известно, что звезды, принадлежащие одному звездному скоплению
(стр. 160), т.е. образовавшиеся одновременно (или почти одновременно)
из одной и той же диффузной материи, располагаются на диаграмме
«спектр — светимость» гораздо теснее, «в ниточку», параллельно сред-
средним линиям диаграммы рис. 78.
Распределение звезд по различным спектральным классам в окрест-
окрестностях Солнца показано в табл. XI.
Таблица XI
Относительная численность звезд различных
спектральных классов в окрестностях Солнца
Спектр
ВО—В5
В6—А4
A5—F4
F5—G4
G5—К4
К5-М8
Наблюдаемое распределе-
распределение
2,5о/о
26,7
11,0
16,7
35,4
7,6
В единице объема простран-
пространства
0,03%
0,6
0,2
9,3
39,1
50,7
*) В связи с этим отметим, что открытую П. П. Паренаго последовательность
субкарликов (VI), которая находится несколько ниже главной последовательности,
многие теперь склонны рассматривать просто как нижнюю границу полосы, образую-
образующей главную последовательность.
132

В настоящее время для многих звезд оказывается возможным
по виду спектра не только указать спектральный класс звезды, но
и определить ее принадлежность к одной из тех последовательностей
звезд, которые показаны на рис. 78. В этом случае к обозначению
спектрального класса добав-
добавляется римская цифра, со-
согласно обозначениям табл.72;
часто субкарлики обозначают-
обозначаются символом sd (от англий-
английского sub dwarf) перед спект-
спектральным классом, а белые
карлики (стр. 145) — wd
(white dwarf *)).
Относительное число звезд
различной светимости выра-
выражается функцией светимости
<р(М). Эта функция дана в
табл. XII и показана на
рис. 79. После максимума,
приходящегося на М = + 1Ьт,
вероятно, наступает плавное
падение числа звезд.
Самая слабая из извест-
известных в настоящее время звезд—
слабый спутник A8OT) звезды
BD +4°4048, находящейся на
расстоянии 19 световых лет
(параллакс 0", 170), имеет
абсолютную звездную вели-
величину М = + 19ту2. Ее светимость в 575 000 раз меньше светимости Солн-
Солнца. Рассматриваемая с расстояния в 1 а. е., эта звезда-карлик была бы
немногим ярче полной Луны. Более слабые звезды нам пока не из-
известны. Самыми яркими звездами являются сверхновые звезды
(М от —14т до — 18'* в максимуме блеска) **).
Рассмотрение табл. 48 и 49 приводит к выводу, что в Галактике
преобладают звезды низкой светимости — звезды-карлики; гиганты и
сверхгиганты чрезвычайно редки ***). Звезды с более низкой темпера-
температурой, т. е. с еще большим показателем цвета, чем звезды класса М,
из-за лх слабой светимости пока нам еще недоступны. Наличие в ок-
окрестностях Солнца (в сфере радиусом 5 пс) пяти-шести белых карликов
о
Рис. 79. Функция светимости (по подсчетам
Г. А. Стариковой, 1959 г.), построенная по звездам
ярче 6-й величины и зчездам » окрестностях Солнца
до расстояния 20 «с; охватывает интервал абсолют-
абсолютных звездных величин от М— —7 до М =*
= + 17 ,5.Вся совокупность звезд принята за 100%.
*) Любопытно отметить, что некоторые звезды по своей светимости и физическим
свойствам (например, средней плотности) относятся к белым карликам, хотя имеют
спектральный класс F или G. Их несколько странно называют желтыми белыми кар-
карликами (подобно тому как говорят о красных или синих чернилах).
**) См. стр. 155.
***) Приближенные соотношения таковы: на 10 млн. звезд главной последователь-
последовательности приходится 10 000 субкарликов, 1000 гигантов, 1 сверхгигант и 1 млн. белых
карликов (последняя цифра еще требует проверки).
133

Таблица XII
Функция светимости, приведенная к галактической плоскости
(по данным Г. А. Стариковой)
Мвиз
_7'л
—6
—5
—4
—3
—2
— 1
0
+ 1
+ 2
+3
+5
Ф (АО в %
0,00002
0,00005
0,0001
0,0005
0,0017
0,0091
0,0680
0,1727
0,4311
0,8533
1,4047
2,1945
3,6394
^виз
+ 6т
+ 7
+ 8
+ 9
+ 10
+ П
+ 12
+ 13
+ 14
+ 15
+ 16
+ 17
Ф (М) в %
4,4557
4,7560
3,8008
3,3886
9,1363
9,5241
9,4754
10,5347
10,5542
10,5461
8,2822
6,7780
заставляет предполагать, что всего их в Галактике несколько миллиар-
миллиардов. Субкарлики особенно многочисленны в шаровых скоплениях
(стр. 164) и в центральных областях Галактики. Их общее число так-
также, вероятно, весьма велико.
Диаметры звезд. В силу чрезвычайной удаленности звезд, с по-
помощью особых приборов — монтированного на большом телескопе
интерферометра Майкельсона A921) и в последние годы — интерфе-
интерферометра Брауна, состоящего из двух мозаичных зеркал диаметром
6,6 му движущихся независимо друг от друга по кольцевым (диаметром
около 180 м) рельсам,— пока измерены угловые диаметры всего
22 звезд (табл. XIII) *). Для нескольких десятков затменных двойных
(см. стр. 141) можно вычислить угловые диаметры компонентов, если
измерены их параллаксы и имеются данные о лучевых скоростях.
Еще для нескольких десятков цефеид вычислены размеры на основе
пульсационной теории, зависимости «период — светимость» (стр. 151)
и надежных кривых лучевой скорости. Линейный радиус звезды R
(в единицах радиуса Солнца) связан с ее угловым диаметром d" соот-
соотношением
=4-107,5,
(И)
где я — годичный параллакс звезды. Однако, так как между темпера-
температурой поверхности, размерами и светимостью звезд существует опре-
определенная связь, выражаемая формулой ?=4я/?2оТе*{ эрг/сек (стр. 268),
*) Самый большой угловой диаметр, измеренный интерферометром (о Cet),
соответствует видимым размерам горошины (диаметром 8 мм), рассматриваемой про-
простым глазом с расстояния 33 км, а самый малый — горошине на расстоянии 2150 км
или большой автомобильной шине, лежащей на поверхности Луны.
134

Таблица ХШ
Угловые диаметры звезд, измеренные интерферометрами
Звезда
oCet
aOri
aSco
a Her
a Boo
PPeg
a Tau
a Car
aCMa
aCMi
aLyr
Спектр
M6e III
M2 lab
Ml-2 lab—Ib
M5 Ib—II
K2 Hip
M2 11—III
K5 III
F7 Ib—II
AI V
F5 IV—V
AOV
Диаметр
в 0\001
47
40
40
30
22
21
20
6,86±0,41
6,12±0,10
5,71±0,39
3,47±O,16
Звезда
a Aql
pOri
aPsA
aEri
a Leo
aGru
еСМа
a Pav
VOri
pCru
eOri
Спектр
A7 IV-V
B8 la
A3 V
B5 IV
B7 V
B5 V
B2 II
B3 IV
B2 III
BO,5 IV
BO la
Диаметр
в 0" 001
2,97±0,15
2,69±0,15
2,09±0,14
l,93±0,08
l,38±0,07
l,02±0,07
0,81±0,05
0,80±0,06
0,76±0,05
0,73±0,03
0,72±0,05
то можно определить радиус звезды R, зная ее абсолютную болометри-
болометрическую величину /Wboi и ТеП:
В фотометрической системе UBV (стр. 117) получим
lg # = 0,72 (В—V) — 0,2 Mv + 0,51.
Зная болометрическую светимость звезды Lbo\ и ее температуру Г,
можно определить диаметр звезды
D по формуле л ^sr
п 91/7— ^6000^ 2
и = 2у Lboi I -у- ) ,
где D выражено в диаметрах
Солнца.
Исследования затменных двой-
двойных звезд (стр. 141), являющихся
одновременно спектрально-двойны-
спектрально-двойными (стр. 140), дают возможность
определять размеры звезд-компо-
звезд-компонентов этих двойных.
Диаметр Солнца в 109 раз боль-
больше диаметра Земли; диаметр Бе-
тельгейзе (a Ori) в 850 раз, а диа-
диаметр a Her в 680 раз больше солнеч-
солнечного (рис. 80). Диаметры компо-
компонентов затменной переменной S Dor
примерно в 1400 и 1260 раз больше диаметра Солнца, диаметры двух
одинаковых компонентов затменно-двойной VV Сер в 1200 раз больше
солнечного. С другой стороны, один из наименьших белых карликов,
Рис. 80. Некоторые звезды больше Солнца.
Солнце — черный кружок.
135

звезда Вольф 475, имеет диаметр V3Oo солнечного и, следовательно,
почти втрое меньше земного (рис. 81).
Наименьшая из известных звезд открыта Лейтеном в созвездии
Кита, (обозначение LP 768-500): звездная величина 18"\2, светимость
этой голубой звезды равна 1/100000 солнечной (т. е. в 160 раз меньше
обычного белого карлика). Диаметр ~ 0,1 диаметра Земли (т. е.
всего вдвое больше астероида Цереры). Таким образом, самая боль-
большая звезда по диаметру больше самой маленькой приблизительно
в миллион раз.
Звезда
О
N457
Звезда
Лептет
о
N768-500
Земля
о
Звезда
О О Ппшник
Маро Леипера сцрцуеа
Рис. 81 Наименьшие из известных звезд в сравнении
с планетами.
Данные табл. 49, в которой собраны основные сведения о ближай-
ближайших звездах, подтверждают вывод о преобладании во Вселенной звезд-
карликов. Из 31 известной ныне ближайшей звезды только две по аб-
абсолютной величине ярче Солнца.
Движения звезд. В природе нигде нет абсолютного покоя, все
находится в движении; звезды, которые с древних времен назывались
«неподвижными», также движутся. Движения звезд обнаружил в
1718 г. Э. Галлей, сравнив современные ему положения некоторых
ярких звезд с их координатами в каталоге Птолемея. Собственное
движение звезды (|л) есть выраженная в секундах дуги в год проекция
ее полной пространственной скорости на плоскость, касательную
к небесной сфере.
Полная характеристика собственного движения включает указа-
указание его величины \х и направления, определяемого позиционным углом
0 (стр. 293). Из наблюдений обычно определяют экваториальные
компоненты собственного движения |х^=(л sin 0 (в секундах дуги
в год) или \isa = |i 1sln -g (в секундах времени в год) и [ifi=[i cos 0
(в секундах дуги в год), откуда \i=^V M^+l-V ПРИ Различии эпох
в 40—60 лет точность фотографических определений \х по каждой ко-
координате ±0",01 (в немногих случаях точнее). Собственные движения
136

звезд незаметны глазу; привычный вид созвездий изменится только
по прошествии десятков тысяч лет (рис. 82). Наибольшее собственное
движение A0",30) имеет так называемая «летящая звезда» Барнарда.
В течение 180 лет она перемещается на расстояние, равное среднему
угловому диаметру Луны *). Через 1G000 лет она будет вдвое ближе
к нам.
До настоящего времени известно около 330 звезд с собственным
движением больше 1" в год. Среднее \i звезд до 6т приблизительно
равно 0",1. Рис. 83 дает представление о величине |л нескольких быст-
быстрых звезд за сто лет по сравнению со средними угловыми размерами
а]
&
?ж
i
i
ч
ОС
к
\
Звезда Яаптеша
Звезда ffapraptia
Рис. 82. Собственные движения ярких
звезд созвездия Большой Медведицы за
400 000 лет: а) созвездие за 200 000 лет
до наших дней, б) в наши дни, в) через
200 000 лет.
Рис. 83. Собственные диижения нескольких
«быстролетящих» звезд Показано движение
за 100 лет на фоне диска Луны
Луны. Собственные движения определены более чем у 300 000 зв^зд.
Изучение собственных движений, а также лучевых скоростей (Vr) звезд
(стр. 268) позволило определи!ь направление и скорость движения
Солнца в пространстве**), подметить ряд особенностей в движениях
звезд и обнаружить вращение Галактики. Определены 1/, для более
чем 20 000 звезд. Ошибки определения Vr составляют несколько км/сек
для звезд ранних спектральных классов и уменьшаются до +0,05 км/сек
для поздних. В отдельных случаях точность доходит до нескольких
м/сек. Около 60% измеренных Vr звезд заключены в пределах
+20 км/сек, и только ~4% имеют значения, превышающие 60 км/сек.
*) Точность современных определений звездных положений столь велика, что
такое движение можно заметить при сравнении двух фотографий, разделенных
промежутком времени ексго в 1—2 дня.
**) Солнце движется относительно окружающих его звезд со скоростью
19,Ькм/сек в направлении, которое определяется координатами: а=270°, 6=4-30°.
Эта точка называется апексом движения Солнца.
137

Почти два десятка звезд имеют Уг>250 км/сек. Их пространственные
скорости больше параболической и они, вероятно, покидают Галак-
Галактику. Наибольшие из измеренных Vr принадлежат звезде BD—29°2277
(+536 км/сек) и VX Her (—405 км/сек). Об измерении громадных
положительных Vr галактик и квазаров см. стр. 191. Тангенциаль-
Тангенциальная скорость Vt есть собственное движение, выраженное, как и
лучевая скорость, в километрах в секунду. Ее можно получить,
зная расстояние до звезды D
(а следовательно, и парал-
параллакс п ) и собственное дви-
движение |и (рис. 84) по следую-
следующей формуле:
17 и а. е.
или
i — 4,74—7-— , A2)
Рис
84. Компоненты пространственной скорости
звезды.
где коэффициент 4,74 равен
отношению числа километров
в астрономической единице
A49 600 000) к числу секунд
в году C1 556 926). Сумма квадратов этих скоростей дает квадрат
полной пространственной скорости (V) относительно Солнца, т. е.
V = VV* + V\. A3)
По сравнению с расстояниями между звездами пространственные
скорости звезд ничтожно малы. Уподобив две звезды двум вишням,
мы получим представления об их скоростях, если одну из них поме-
поместим в Москве, другую в Туле, и заставим их сближаться со скоростью
1 м в год.
Двойные и кратные звезды. До XVIII в. считалось, что двой-
двойственность есть следствие случайного расположения звезд, при кото-
котором они хотя и видны одна возле другой, но в пространстве находятся
далеко друг от друга, т. е. являются оптическими двойными. Однако
уже сто семьдесят лет назад В. Гершель открыл, что многие двойные
звезды представляют собой физически связанные пары — физические
двойные. Две звезды находятся в пространстве близко одна к другой
и обращаются вокруг общего центра масс, подчиняясь закону все-
всемирного тяготения. Для некоторых двойных в течение нескольких
десятилетий можно проследить видимое движение спутника относи-
относительно главной звезды (рис. 85), вычислить элементы его истинной
орбиты (стр. 258) и иметь возможность определять положение спутника
на его орбите для любого момента времени (т. е. вычислять его эфе-
эфемериду).
В таблицу 55 включены те двойные звезды, которые могут служить
для испытания разрешающей способности трубы. В таблице 56 отме-
138

чены двойные звезды с резким различием цветов (о цветах двойных
звезд см. стр. 120).
Все двойные звезды, доступные непосредственному разделению
на компоненты, хотя бы с помощью больших телескопов (т. е. с угловым
расстоянием на небе больше чем 0", 10—0",15 при не слишком большом
различии в блеске компонентов), объединены общим названием ви-
визуально-двойных *) звезд. В специальные каталоги занесено уже более
60 000 двойных звезд.
180°
70 Oph
312272
1830
J840
f Z" 3" 4" 5" В" 7"
Рис. 85. Орбита (видимая) визуально-двойюй звезды
70 Oph по наблюдениям с 1825 по 1910 г
Около 2000 физических пар обнаружили орбитальные движения
с периодами обращения от нескольких лет до нескольких тысяч^лет.
Самой короткопериодической из известных визуально-двойных
является звезда е Ceti B,62 года). Надежными можно считать те из
500 вычисленных орбит, для которых периоды меньше 400—500 лет.
Трудно указать самый большой период обращения для известных
в настоящее время двойных звезд **). Для звезд с очень медленным
орбитальным движением периоды обращения оцениваются в несколько
сотен тысяч лет.
Иногда компонентами физических двойных оказываются звезды,
довольно далеко расположенные друг от друга, но имеющие близкие
собственные движения, параллаксы и лучевые скорости. Это так
*) Они обозначаются порядковыми номерами специальных каталогов двойных
звезд, например, 2201—двойная звезда, занесенная под номером 201 в каталог
В Я Струве 02141 — № 141 в каталоге О. В. Струве, р 575—№575 в каталоге
Бернгэма А 2102 — № 2102 в каталоге Эйкина и т. д., либо номерами общих (свод-
(сводных) каталогов двойных звезд: Бернгэма (например, BDS 1351) или Эйкина (напри-
(например, ADS 13881).
**) Может быть, это a2 UMa B2) с периодом около 11 000 лет.
139

называемые широкие пары. В пространстве их компоненты отстоят
на тысячи и десятки тысяч астрономических единиц. Их периоды
обращения должны достигать миллионов лет. Такова, например,
звезда Проксима Кентавра, которая движется в пространстве вместе
с яркой двойной звездой а Кентавра. На небе их разделяет угловое
расстояние в 2°, что соответствует линейному расстоянию не меньше
10 000 а. е.
Особый класс представляют собой спектрально-двойные звезды.
Их нельзя увидеть раздельно с помощью современных оптических
средств; двойственность их обнаруживается по периодическим изме-
изменениям в их спектре — периодическим смещениям или раздвоениям
Нруговая
с орбита
Рис. 86. Кривые лучевых скоростей при различных эксцентри-
эксцентриситетах и различном расположении орбит спектрально-двойных
звезд.
спектральных линий. Если оба компонента двойной звезды имеют
одинаковый блеск и особенно если они принадлежат к одному спект-
спектральному классу,— периодическое раздвоение линий и их слияние
проявляются особенно ясно. Если же видны линии спектра только
одного компонента, то они периодически колеблются около некоторого
среднего положения. Принцип Доплера (стр. 268) дает этому исчер-
исчерпывающее объяснение: смещение и раздвоение линий происходит вслед-
вследствие орбитального движения компонентов вокруг общего центра
масс, причем плоскость орбиты составляет не очень большой угол
с лучом зрения.
Измерение смещения линий в спектре дает возможность опреде-
определить лучевые скорости и узнать, как они меняются с течением времени.
Так как эти изменения совершаются периодически, можно построить
кривую лучевых скоростей. Ее анализ дает возможность определить
орбитальные элементы: период Р, момент прохождения через периастр
7\ долготу периастра со, эксцентриситет орбиты е. Наклонение i и
140

/77
2,20
2,40
2,60
2,8O
3,00
О 7О 20 30 40 50 80 70
большую полуось а нельзя получить отдельно — из спектральных
наблюдений можно определить лишь произведение a sin i. Некоторое
представление о характере кривой лучевых скоростей в зависимости
от формы и расположения орбиты может дать рис.- 86. Из 2500 из-
известных спектрально-двойных звезд для 750 вычислены орбиты.
Первой спектрально-двойной звездой, открытой в 1о89 г., был
Мицар (? UMa). До сих пор открыты спектрально-двойные с периодами
от 0d, 1084 (y UMi) до 60 лет (визуально-двойная звезда ? UMa, орбита
которой определена с учетом спектральных наблюдений).
Наконец, в том особом случае, когда плоскость орбит двойной звез-
звезды проходит близко к лучу зрения наблюдателя, одна звезда может
на время заслонить другую и тогда
происходит затмение. Такие звезды
называются затменными двойными
звездами. Их периоды также очень
разнообразны: от 0d ,0567=81m38s
(WZ Sge) *) до 57 лет (ВМ Eri) **).
Открыто уже более 4080 затменно-
двойных. Из них 2669 типа Ал гол я
(ЕА), 488 —типа р Lyr(EP), 374 —
типа W UMa (EW), 9 — эллипти-
эллиптические (Е11), у которых затмение
не происходит, а блеск меняется от
изменения величины поверхности
звезд, обращенной к наблюдателю;
еще 542 затменные недостаточно
изучены.
Степень и относительная (в до-
долях периодов) продолжительность
ослаблений блеска зависят от разме-
размеров звезд, их взаимных расстояний,
различия в блеске и цвете и от угла наклонения орбиты. Детально
разработана теория анализа кривых изменений блеска затменных
звезд, в итоге которого получаются элементы орбиты и отношение
размеров звезд, даже в том случае, если нет параллельных спектраль-
спектральных наблюдений. Если же затменная переменная исследована и как
спектрально-двойная, то можно получить размеры и массы звезд,
а также величину орбиты в километрах, и сравнить звезды с нашим
Солнцем. На рис. 87 показаны кривая блеска затменной и схематиче-
схематическое изображение двойной системы.
Некоторые затменно-двойные обнаруживают наличие мощных газо-
газовых потоков и расширяющихся и вращающихся газовых колец, окру-
окружающих одну или обе составляющие двойной. Изучение изменений
тт
1
\
В
а
л
Солнце О
V
Л
1
Рис. 87. Кривая блеска Алгол я и изображе-
изображение системы этой двойной звезды. Масштабом
являются размеры Солнца.
*) Пока это кратчайший из известных орбитальных периодов во Вселенной
(даже периоды обращения ИСЗ больше!).
**) V 644 Сеп, возможно, окажется затменной звездой с наибольшим известным
периодом, так как у нее затмение продолжалось 17 лет. Можно думать, что ее период
не меньше 65а , а вероятнее всего, около 200 лет.
141

в спектре некоторых затменных двойных дает возможность исследовать
строение и состав атмосфер звезд-гигантов. У ряда затменных проис-
происходят непериодические изменения периодов, что объясняется особен-
особенностями обмена материей и обмена моментами количества движения
между компонентами двойной.
Невидимые спутники звезд были обнаружены в последние годы
по тому действию, которое каждый такой спутник оказывает на звезду,
составляющую с ним одну физическую систему. Эти спутники очень
малы (и, следовательно, очень слабы) и слишком близки к своим глав-
главным звездам, чтобы можно было их увидеть. Их присутствие сказы-
сказывается на положении на небе главной звезды, которая периодически
смещается. Эти смещения очень малы, но вполне измеримы. Массы
спутников оказываются очень малыми — от 0,002 до 0,2 солнечной
массы. Возможно, что при такой малой массе эти спутники не являются
самосветящимися звездами и больше похожи на планеты. Невидимые
спутники обнаружены у десятка звезд.
Пулковский астроном А. Н. Дейч подробно исследовал движение
невидимого спутника визуально-двойной звезды 61 Лебедя. Спутник
движется вокруг компонента А по эллиптической орбите (е=0,53)
с большой полуосью, равной 3 а. е. и с периодом обращения 4,9 года.
Масса спутника составляет 0,010 массы Солнца. «Летящая звезда»
Барнарда (иначе Проксима [«ближайшая»] Змееносца) имеет, вероятно,
два невидимых спутника (открытых и изученных П. ван де Кампом,
США). Периоды их обращений 12 и 26 лет, радиусы орбит 2,8 и 4,7 а. е.,
массы соответственно 0,8 и 1,1 массы Юпитера.
Возможно, что в некоторых других случаях мы также имеем дело
не с одним темным спутником, а с планетной системой. Б. В. Кукаркин
обратил внимание на то, что если бы с расстояния ближайшей звезды
велись точные измерения положения Солнца, то могли бы быть обна-
обнаружены колебания с амплитудой 0",02 и с периодом Р=59а. Этот
период соответствует соизмеримости периодов обращения Юпитера и
Сатурна. По этим наблюдениям можно было бы заподозрить наличие
у Солнца спутника, движущегося по эллиптической орбите с периодом
в 59а и массой в несколько тысячных долей массы Солнца.
Невидимые спутники малой массы обнаружены пока лишь у звезд
главной последовательности. Возможно, что это обстоятельство имеет
большое значение для выяснения вопроса о происхождении планетных
систем. Так как невидимые спутники обнаружены лишь среди близких
к Солнцу звезд, возможно, что темные спутники (и может быть, пла-
планетные системы) не так уж редки во Вселенной.
Прогресс в решении захватывающей проблемы «Связь с внезем-
внеземными цивилизациями» во многом зависит от успехов в изучении не-
невидимых спутников планетной природы, от оценки их реального
числа и от наличия на них условий, необходимых для возникнове-
возникновения и развития жизни, а затем и цивилизации.
Из числа двойных звезд около V3 является тройными звездами.
Встречаются также четверные и даже шестерные звезды, причем боль-
большинство из них является физическими системами. В кратные системы
142

могут входить звезды различных спектральных классов и различной
светимости, а также двойные системы разных типов *). Многократные
звезды часто являются ядрами рассеянных звездных скоплений
(стр. 162) **). Если учесть все типы двойных звезд, в том числе и не-
невидимых спутников звезд и широкие пары, то окажется, что более
половины всех звезд (по крайней мере в окрестностях Солнца) являются
двойными или кратными ***). Этот факт представляет значительный
интерес для звездной космогонии (см. стр. 194).
Массы звезд. Применение третьего закона Кеплера в его точной
форме (стр. 256) к движению спутника визуально-двойной звезды
позволяет определить сумму масс обеих звезд:
Где р — период обращения спутника вокруг главной звезды, А — боль-
большая полуось его орбиты, Т — звездный год я а — большая полуось
земной орбиты. Если теперь пренебречь малой по сравнению с массой
Солнца массой Земли 9Л^, период двойной звезды выразить в годах,
А — в астрономических единицах, а массы звезд— в единицах солнеч-
солнечной массы, то можно написать
9Иг + аК3 = ^. A5)
Анализ наблюдений двойной звезды дает нам большую полуось
орбиты а" в угловой мере (в секундах дуги). Чтобы перевести ее в аст-
астрономические единицы, надо знать параллакс звезды я". Тогда
Окончательно,
Если из наблюдений можно вывести орбиту каждого из компонен-
компонентов двойной по отношению к их общему центру масс, то в каждый дан-
данный момент расстояния звезд от этого центра обратно пропорциональ-
пропорциональны их массам:
г\ ЗЛа /17\
-гщ. A7)
*) Так, например, Мицар и Алькор представляют собой шестикратную звезду:
Мицар—двойная с расстоянием 14" (Мицар А— спектрально-двойная с P^=21d,
Мицар В — спектрально-двойная с P=182d ,33) обладает третьим компонентом, об-
обращающимся вокруг этой пары с Р=135С№. Мицар и Алькор, несмотря на большое
угловое расстояние между ними A2'), имеют общее собственное движение (х и, следо-
следовательно, составляют одну систему.
' О кратных типа Трапеции Ориона см. стр. 165.
*) Из 43 звезд на расстоянии до 5 пс половина входит в состав 10 двойных или
кратных систем.
143
**)

Отсюда и из предыдущего выражения можно получить массу каждого
компонента в отдельности.
Самые надежные данные о массах звезд получаются при изучении
визуально-двойных, спектрально-двойных и затменных звезд. Опре-
Определение масс одиночных звезд основано на применении к ним той ста-
статистической зависимости между массами звезд и их светимостями,
которая вытекает из сопоставления этих характеристик для большого
числа двойных звезд и оправдывается современной теорией внутрен-
внутреннего строения звезд: светимость звезды приблизительно пропор-
пропорет ,__ . -. циональна кубу ее мас-
массы. Эта зависимость мо-
может быть выражена фор-
формулой
L = 3RS'\ A8)
-4
+4
•-яатметь/е 2/
ьгб&яые трлмхи
*«
1*
д
I
или, иначе,
Ig3)l =0,533 —
—0,1И7МЬо1,
либо
A8')
— 7M,8 1ggjl, A8")
где МЬо1 — болометриче-
болометрическая абсолютная величи-
величина звезды. Она полу-
получится из видимой вели-
величины по формуле G),
если предположить, что
не существует поглоще-
поглощения света в земной атмос-
атмосфере и что глаз одина-
одинаково чувствителен ко всему излучению звезды, а не только к сравни-
сравнительно узкой части видимого спектра. Таким образом, болометрическая
светимость Lbol характеризует полное излучение звезды. Для при-
приведения видимых звездных величин mvis к болометрическим mbol им
придается болометрическая поправка Ат6, величина которой зависит
от температуры Т на поверхности звезды:
lgT-42,16.
Рис.
12 о^д о//- о,о -a/r -o,s ig&
Зависимость масса — светимость для звезд.
Определенное влияние на величину Amb оказывает плотность
звездной атмосферы, что вызывает необходимость учета некоторых
добавочных членов в правой части приведенной формулы для различ-
различных звездных последовательностей на диаграмме спектр — светимость.
Болометрическая поправка в зависимости от спектрального класса
дана в табл. 73. В формуле A8") Moboi принято равным +4/л,79.
Рис. 88 дает представление о том, с какой степенью уверенности
144

получается зависимость «масса — светимость» по данным о двойных
звездах.
Распространяя эту зависимость на одиночные звезды, можно, зная
светимость звезды, определить ее массу. Для звезд главной последова-
последовательности можно принять зависимость, характеризуемую приводимой
ниже табличкой:
Mbol
Ш1
Mbol
an
20
1,35
-6-
14
+4»
1,05
-5-
11
0,79
—
8
+
0,
,3
6«
62
—
6,
+
0,
3-
46
7»
48
—
5,
+
0,
2.
13
8-
36
—
4,
+
0,
i-
00
9*
28
—0/л
3,09
+ 10-
0,21
-+
2
+
0
-1-
,34
,16
1,78
+ .2*
0,12
Маленькие и слабые, но горячие белые карлика не удовлетворяют
зависимости «масса — светимость». Их массы в действительности зна-
значительно больше тех, которые соответствуют их светимости по этой
зависимости. Это — особые, чрезвычайно плотные звезды *). Звезды
субкарлики и субгиганты также не подчиняются приведенной зависи-
зависимости «масса — светимость». Звезды различных последовательностей
на диаграмме «спектр — светимость» удовлетворяют различным зави-
зависимостям «масса — светимость». Самыми массивными являются звезды
класса О. Их массы в 50—75 раз больше массы Солнца. В то же время
известны звезды, имеющие массы в 10—12 раз меньше солнечной **).
Массы большинства звезд заключены в пределах от 0,2 до 4901q.
Из теоретических соображений следует, что масса устойчивой звезды
не может превышать 65sD?q. Действительно, звезды, для которых
оценка массы дает большее значение, обнаруживают признаки неста-
нестационарности (например, колебания блеска). Нижним пределом массы
звезды является ~ 1/20 массы Солнца. Тела меньшей массы не будут
самосветящимися, т. е. будут больше похожи на планеты. Таким об-
образом, отношение массы самой «тяжелой» звезды к массе «легчайшей»
составляет примерно 1300 : 1. Средняя масса звезд в окрестностях
Солнца равна 0,41 солнечной массы. Рис. 89 показывает зависимость
средних масс звезд от их спектра для трех классов светимости (см.
также табл. XIV). (НиЧ, 1966, 300—311.)
*) Их средняя плотность равна 4-Ю5 г/см3. В настоящее время открыто уже
более 300 белых карликов. Так как их светимость очень мала и они могут быть обна-
обнаружены лишь в окрестностях Солнца, то, следовательно, во всей Галактике их долж-
должно быть много больше. В окрестностях Солнца они составляют 6% общего числа звезд.
**) Звезда с наименьшей известной массой — это спутник В двойной звезды Росс
614; масса равна 0,08 массы Солнца. Меньше ее лишь невидимые спутники звезд (см.
выше).
145

Плотности звезд. Среднюю плотность звезды можно вычислить,
деля ее массу на объем:
Таким образом, например, было определено, что средняя плотность
Солнца равна 1,41 г/см3. Из того, что массы звезд отличаются друг
Sp'BO В5 АО А5 FO F5 (W &5 НО И5 МО
25
20
75
70
5
_ t 1 1 1 I 11 1 1 1 1 1 1 1
\ \
\ \
\ 4
1 11 1 1 I 1 1 1 1 1 1 ft
1 1 j 111 11111
1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
1 1 1 1 1 IJ 1
*--. ^
¦I ¦
1 1 1 1 1 1 1 1
1 1 j 1II 111111
——"--^
1 1 1 1 I J 1 1 1 1.
-
-
у \
\ 1 1 1 1 1 1 I 1 Г
ш
25
-21?
-75
- 5
GO 35 АО А5 FO F5 G0\&5 7Ш 7E МО Sp
&2 ' ^
Рис. 89. Массы звезд различных спектральных классов.
от друга меньше, чем их размеры, следует, что средние плотности звезд
заключены в очень широких пределах. Для звезд главной последова-
последовательности они лежат в пределах от 10 г!см6 до 4 г/см3. Для других
последовательностей эти границы иные. Так, примером звезд очень
малой плотности служат красные сверхгиганты — Бетельгейзе и ком-
компоненты затменно-двойной VV Цефея. Средняя плотность Бетельгейзе
6-Ю г/см3 (иначе, 1/2000 плотности воздуха при нормальном атмо-
атмосферном давлении). Плотность звезд VV Цефея еще меньше: 10~8 г/см3
или 1/12000 плотности воздуха при нормальных условиях. Наряду
с этим известен белый карлик АС+70°8247, средняя плотность которого
36 000 000 г/см3, т. е. в 60 триллионов раз больше плотности сверхги-
сверхгиганта Бетельгейзе (в 10 млн. раз больше солнечной). Можно думать,
что плотность в центре этого белого карлика, который по массе близок
к Солнцу, а по размерам не больше Марса, достигает одного биллиона
г/смъ\ Один кубический сантиметр вещества средней плотности этой
звезды весил бы на Земле 83 кг и 350 000 кг на поверхности самой
звезды.
146

Другой пример, хотя и не такой разительный, дает «звезда Маанена»
с плотностью 400 000 г/см3, или спутник Сириуса — 40 000 г/см3.
В табл. 76 даны средние плотности звезд различных спектральных
классов и классов светимости.
Напряжение силы тяжести на поверхности звезды. Уско-
Ускорение силы тяжести на поверхности какого-нибудь тела обратно про-
пропорционально квадрату расстояния от центра и пропорционально
массе тела
где / — постоянная тяготения — равна 6,673-10"8 дин-см2/г2 или
см3/г-сек?.
Если принять для Солнца gQ—274 м/сек2, то для звезд различных
спектральных классов будут следующие светимости МЪо\, g/gQ и
Таблица XIV
Светимости, массы и напряжения силы тяжести в зависимости от спектра
Спектр
w
08
ВО
В5
АО
А5
dFO
dGO
dKO
dMO
мЪо]
-6*
—7
—5,9
-2,7
+0,3
+2,0
+2,9
+4,5
+6,2
+8,2
0,33
0,13
0,22
0,29
0,55
0,66
0,71
0,85
1,18
1,2
12
19
14
6
2
1
1
0
0
0
,8
,8
,4
,9
,6
,3
Спектр
gFO
gGO
gKO
gMO
cO, cB
cF
cM
A5wd
мЪо\
+0^,6
+0,3
—0,1
— 1,7
—8
-4,5
—4
+ П
g/gQ
0,14
0,034
0,011
0,0015
0,3
0,3
0,04
103
2,5
2,5
2,5
2,5
25
10
10
0,5
Магнитные поля звезд. Когда прогресс наблюдательной тех-
техники позволил изучать спектры ярких звезд почти столь же детально,
как спектр Солнца или солнечных пятен (с 1946 г.), выяснилось, что
около 150 звезд, большей частью класса А, обладают магнитным полем.
У некоторых звезд магнитное поле по интенсивности много больше
магнитных полей, наблюдаемых на Солнце (у 35 звезд напряженность
поля превышает 1000 гаусс; наибольшая измеренная напряженность
магнитного поля звезды равна +34 400+266 гаусс — у HD 215441).
Обнаружены значительные изменения интенсивности и даже знака
магнитного поля у ряда з?езд (магнитно-переменные звезды), сопро-
сопровождающиеся изменением интенсивности спектральных линий и не-
небольшими колебаниями блеска (НиЧ 1967, 307 — 325).
Примером может служить переменная CS Vir, имеющая амплитуду
изменения блеска всего 0от,05, а амплитуду изменения магнитного
поля 4 000 гаусс. Полного объяснения этим удивительным переменам
магнитного поля и самой громадной интенсивности поля этих звезд
еще не найдено. Может быть, дело здесь во вращении звезды, магнитная
147

ось которой заметно наклонена к оси Еращения. А может быть,
это явление, сходное с явлением солнечных пятен.
По своим спектрам «магнитные» и «металлические» звезды принад-
принадлежат к звездам класса А с аномально сильными линиями некоторых
элементов. Ранние подклассы — звезды Ар (магнитные) и поздние —
звезды Агп с резкими и многочисленными линиями металлов (без маг-
магнитного поля и без переменности). В «магнитных» звездах аномально
V
ч
1923,65
/
/
/
/
-у—
К
У \
г
цо
7,0
?,0
Д86ГЗ ¦
/I
Рис. 00. Влияние вращения звезды на кривую лучевых
скоростей чатменной двойной звезды (Алюля).
сильны линии ионизованных редкоземельных элементов европия (Ей),
диспрозия (Dy) и гадолиния (Gd). Среди «магнитных» звезд встречаются
также «кремниевые», «стронциевые», «хромовые», «марганцевые» звезды
с аномальным содержанием этих элементов. Среди металлических
звезд много тесных двойных (спектрально-двойных).
Вращение звезд. Изучение спектров звезд (ширины и профилей
спектральных линий металлов) привело к тому выводу, что многие
звезды вращаются вокруг своей оси, причем звезды спектральных
классов О и В в среднем вращаются с большой скоростью, достига-
достигающей 200—250 км!сек на экваторе *). Звезды класса А вращаются
со скоростью 150—200 км/сек. Скорость вращения звезд поздних
классов — меньше (у звезд класса К она меньше 10 км!сек). Для Солн-
Солнца эта скорость составляет лишь 2 км!сек, что, вероятно, связано с на-
наличием планетной системы около него. Некоторые затменные двойные
звезды обнаруживают в кривых лучевых скоростей характерную вол-
*) Самая большая скорость вращения, зарегистрированная у В-звезд, порядка
500 км /сек.
148

ну близ момента затмения (рис. 90), свидетельствующую о вращении
компонентов. По направлению вращение компонентов совпадает с ор-
орбитальным движением.
Переменные звезды. Переменные звезды — это звезды, блеск
которых, приведенный к одинаковым условиям наблюдения, меняется;
они становятся то ярче, то слабее. Определение очень краткое, но до-
достаточно точное и общее. Амплитуды колебаний блеска — от самых
малых (несколько сотых звездной величины) до 15—17т. Чем более
совершенные фотометры употребляются, тем больше открывают пере-
переменных звезд малой амплитуды. Сейчас известно уже около 30 тысяч
переменных в Галактике и более пяти тысяч в других галактиках.
Последние исследования указывают на то, что переменность появляет-
появляется лишь на некоторых этапах эволюции звезды (А К 1967, 233—249).
Переменные звезды обозначаются в каждом созвездии латинскими
прописными буквами от R до Z, а затем комбинациями каждой из этих
букв с каждой из последующих от RR до ZZ, после чего используются
комбинации всех букв от А до Q с каждой последующей, от А А до
QZ *). В некоторых созвездиях открыто более 334 переменных (число
указанных буквенных комбинаций),— последующие переменные обо-
обозначаются буквой V и порядковым номером, начиная с 335. К каж-
каждому обозначению прибавляется трехбуквенное обозначение созвездия,
например S Car, RT Per, V557Sgr и т. д. Переменные из числа звезд,
обозначенных греческими буквами (стр. 115 и каталог звезд—табл. 50),
других обозначений не получают. Кроме того, часто встречаются
предварительные обозначения переменных, например: СПЗ, т. е. совет-
советская переменная звезда, для всех звезд, открытых в СССР, HV — для
звезд, открытых на Гарвардской обсерватории, Ross — для 379 пере-
переменных, открытых Ф. Россом, S — открытых на Зоннебергской об-
обсерватории (ГДР) и т. д. С 1900 по 1954 г. новые переменные звезды,
открытые в разных странах, получали в AN и BZ (см. стр. 380) пред-
предварительные обозначения вида: 144 1934 Cyg, т. е. 144-я переменная,
открытая в 1934 г.; находится в созвездии Лебедя. Новые звезды
иногда обозначали буквой N в сопровождении номера и названия
созвездия. Например, N3 Sgr — третья новая в созвездии Стрельца);
некоторые авторы добавляют год вспышки. Теперь они получают
обычные для переменных обозначения **).
Основой современной классификации переменных звезд является
физическая сущность явления. Все затменно-двойные выделяются
*) Из всех комбинаций исключается буква J, которую легко спутать с буквой I.
**) В 1948 г. вышел в свет «Общий каталог переменных звезд» (ОКПЗ), состав-
составленный советскими учеными Б. В. Кухаркиным и П. П. Паренаго. Он содержит све-
сведения о 10 912 переменных. В ежегодных дополнениях к нему публиковались сведе-
сведения о новых переменных звездах. В 1951 г. вышел «Каталог звезд, заподозренных
в переменности» (8134 звезды). 2-е издание КЗП A966 г.) содержит еще 3900 звезд,
заподозренных в переменности. В 1958 г. вышло второе, дополненное издание Общего
каталога (ОКПЗ II), составленное Б. В. Кукаркиным, П. П. Паренаго, Ю. И. Ефре-
Ефремовым и П. Н. Хологювым, включающее данные о 14 708 обозначенных переменных
звездах. После двух Дополнений к ОКПЗ II, в 1969 г. вышло третье издание —
ОКПЗ III,— 20 436 переменных звезд.
149

в особую группу оптических переменных; причиной изменения их
блеска являются взаимные затмения двух звезд, обращающихся вокруг
общего центра масс в плоскости, лежащей близко к лучу зрения на-
наблюдателя. Таких звезд известно в настоящее время более 4000.
Пульсирующие переменные и взрывные (или эруптивные) перемен-
переменные принадлежат к группе физических переменных, у которых колеба-
колебания блеска вызваны колебаниями радиуса, поверхностной температуры
и изменениями других физических характеристик.
I. Пульсирующие переменные. Они подразделяются на следующие
классы (указано число известных переменных каждого класса по
ОКПЗ III, 1969; однако эти числа не характеризуют истинных чис-
ленностей, так как зависят от вероятности открытия, которая очень
различна для переменных разных типов):
Карликовые цефеиды (обозначение RRs) и звезды типа б Щита
F Set) — 64.
Короткопериодические цефеиды типа RR Лиры (RR) — 4386.
Долгопериодические цефеиды типа б Цефея (Сб) и типа W Девы
(CW) — 766.
Долгопериодические переменные типа о Кита (М) *) — 4566.
Переменные типа RV Тельца (RV) — 104.
Полуправильные переменные (SR) — 2221.
Неправильные переменные (I) — 1687.
Переменные типа |3 Большого Пса (PC) — 23.
Магнитно-переменные или типа а2 Гончих Псов (а2 CV) — 28.
II. Взрывные переменные. Они подразделяются на следующие типы:
Неправильные ранних спектральных классов Aа) — 32.
Орионовы переменные (In) — 869.
Быстрые неправильные переменные (Is) — 210 **).
Переменные типа U Близнецов (UG) — 215.
Переменные типа Z Жирафа (Z Cam) — 20.
Переменные типа R Северной Короны (R СВ) — 32.
Переменные типа UV Кита (UV) или вспыхивающие — 28.
Новоподобные звезды — 39.
Новые звезды (N) — 166 ***).
Сверхновые звезды (SN) — 6 ***).
Изменение блеска цефеиды характеризуется быстрым увеличением
и медленным уменьшением блеска (рис. 91). Оно сопровождается
изменением ее спектра (от F до G — К), размера, поверхностной
температуры, причем максимальному блеску переменной соответствуют
наименьшие размеры и наибольшая температура поверхности. Диаметр
цефеиды в течение периода изменения блеска меняется на 10—15%,
температура — более чем на 100°. Причина колебаний блеска цефеид
*) Ин
•¦) К
Иначе — миры (Мира по-латыни — «удивительная»).
переменным типов la, In и Is относят теперь звезды типов Т Тельца (Т)
и RW Возничего (RW).
***) Большое число новых и сверхновых звезд (около 300) открыто в других га-
галактиках.
150

лежит в периодических пульсациях звезды, происходящих вследствие
нарушения в ее поверхностных слоях равновесия сил тяготения и сил
газового давления *).
Периоды цефеид составляют от ~0d,06 до ~60d; цефеиды с перио-
периодами от 0d ,056 (SX Phe) до 0d ,2 — это карликовые цефеиды, выделен-
выделенные в самое последнее время; цефеиды с периодами от 0d,2 до~1ё,2—
это переменные типа RR Лиры (иногда их называли анталголями);
OT~ld до 60d — долгопериодические цефеиды **). Амплитуды порядка
одной звездной величины. Спектры от А до К, причем чем длиннее
период, тем краснее звезда. Карликовые цефеиды относятся к карли-
карликам главной последовательности с М от +4w,0 до +lm,5. RR Лиры —
Б Дни -70О О +Ю0+ЖДШ
т ш/7 те тз то im 10221m ш ш ш ш ш
Рис. 91. Кривые блеска переменных звезд: RR Лиры, 6 Цефея, о Кита и \i Цефея
(полуправильная переменная).
гиганты со средней абсолютной звездной величиной +0от,5, принадле-
принадлежащие сферической составляющей Галактики. Цефеиды Сб — сверх-
сверхгиганты с абсолютной величиной от —2т до —6ОТ; при этом чем
больше период, тем больше светимость (рис. 92 и 93).
Эта фундаментальная зависимость «период — светимость» дает воз-
возможность определять М по периоду, а затем по формуле G) находить
расстояния. Это — один из самых мощных методов определения рас-
расстояния до удаленных частей нашей звездной системы и до других
галактик (определение так называемого цефеидного параллакса) (А К
1970, 225) ***).
По мере увеличения периода увеличиваются светимости и массы
цефеид: от 0,5 до 1,5 масс Солнца для RR и от 3 до 12 для Сб. Средние
радиусы цефеид заключены в пределах от семи до 200 радиусов Солнца,
причем большим периодам Р соответствуют большие радиусы (ЗиВ,
1966, № 1, Ю—16).
*) Идея пульсаций цефеид была впервые выдвинута русским физиком
Н. А. Умовым в 1896 г. (на защите диссертации А. А. Белопольского).
**) Из переменных типа Сб самая короткопериодическая FMDel (P=0d ,79641).
***) Цефеиды CW на lm,5—2т,0 слабее Сб, относятся к сферической составляю-
составляющей и также показывает зависимость «период — светимость».
151

Большой интерес представляют немногочисленные короткоперподи-
ческие цефеиды типа RR Лиры, обнаруживающие двойную или даже
Рис. 92. Современная комбинированная зависимость Р — М для це-
цефеид (по звездам нашей Галактики, Магеллановых Облаков, М 31 и
NGC 6822).Средний блеск: границы естественной дисперсии (— ±0 ,5)
показаны штриховыми линиями.
тройную периодичность (эффект Блажко), когда на колебания корот-
короткого периода накладываются колебания длинных периодов. В итоге пе-
периодически меняется форма кри-
кривой блеска; параллельно с изме-
изменением блеска меняется и лучевая
скорость, причем кривая лучевых
скоростей также показывает на-
наличие двух или трех периодов.
Таковы, например, RR Лиры
@d,5G68, 40d,7 и 122М), XZ
Лебедя @М666, 57^,25 и 153d ,8)
или XZ Дракона (Gd,4765 и
76d ,0). Карликовые цефеиды, как
правило, также обнаруживают
эффект Блажко, однако они,
видимо, генетически не связаны
со звездами RR Лиры, так как
принадлежат плоской составляю-
составляющей (см. стр. 171), имеют меньшие
скорости, чем RR Лиры, и
богаты тяжелыми элементами.
Вблизи Солнца их должно быть
в семь раз больше, чем звезд
типа RR Лиры, но открывать
-4
-3
р
г
0
+3
j
/
03у
у
у9
~ycw~~
л
V
\
>*
i
-7,0 0,0 Л-7,0 +2,0 iffP -
Рис. 9.'3. Схематическое представление зави-
зависимости период — светимость у короткоперио-
дических цефеид (RR Lyr), у долгопериоди-
ческих цефеид F Сер) плоской и сферической
составляющих нашей Галактики (о составляю-
составляющих см. стр. 171) и у долгопериодических
переменных типа Миры Кита (о Cet). Для по-
последних принимается абсолютная фотографиче-
фотографическая звездная величина в наибольшем макси-
максимуме блеска).
их труднее
1969, 171).
вследствие малых амплитуд и коротких периодов (АК
152

I i ! I I I ' I ' ' ' ! I I I L_J
Большинство переменных типа Миры Кита имеет периоды от 90d
до 700d*) (в среднем 290d). Амплитуды возрастают от Р,5 до 8т—\0т
при увеличении периода (средняя амплитуда изменения блеска Ът).
И период, и амплитуда, и форма кривой блеска каждой такой перемен-
переменной подвержены небольшим колебаниям. Спектры мирид (как их иногда
называют) принадлежат к классам М, N, R и S; у большинства в спект-
спектре видны яркие линии излучения водорода; более поздние спектры
характерны для звезд с большими периодами. Одновременно с блеском
меняется спектр (в максимуме блеска он более ранний) и температура
(в максимуме 2300° К, в минимуме 1800° К). Долгоперподические
9
10
11
12
23040 ""WO W 790 W Ж Ш W 140
Юлианские дни
Рис. 94. Кривая блеска SS Лебедя (типа U Близнецов).
переменные являются гигантами и сверхгигантами. Абсолютные ве-
величины их в среднем близки к — \т (от —3^,5 до 0'л,0), причем боль-
большим периодам соответствуют меньшие светимости, т. е. зависимость
«период — светимость» имеет обратный смысл, чем у цефеид. Полного
объяснения колебаний их блеска нет, но надо думать, что имеет место
пульсация самой звезды — красного сверхгиганта и изменение про-
прозрачности ее протяженной атмосферы.
Полуправильные и неправильные переменные характеризуются ам-
амплитудой от О'л,5 до 2т, большими неправильностями колебания
блеска, поздними спектральными классами и абсолютными величинами
От -flw до —\т. Все они являются гигантами или сверхгигантами.
Колебания блеска также связаны с пульсациями.
Переменные звезды типа U Близнецов (рис. 94) дают непродолжи-
непродолжительные вспышки, сменяющиеся периодами почти постоянного мини-
минимального блеска. Амплитуда вспышек — несколько звездных величин,
причем чем чаще у звезд вспышки, тем меньше их амплитуда. Ана-
Аналогичной зависимости, как это показали Б. В. Кукаркин и П. П. Паре-
наго, подчиняются повторно-новые звезды. Многие звезды типа
U Gem являются тесными двойными. В 1866 г. вспыхнула звезда,
получившая обозначение Т Северной Короны. По своим характери-
характеристикам она должна была быть отнесена к повторно-новым звездам.
По зависимости Кукаркина и Паренаго ее период должен быть около
80 лет. В 1946 г. произошла новая вспышка **) Т Северной Короны, под-
подтвердившая найденную зависимость. В настоящее время известно семь
повторно-новых звезд, вспыхнувших уже два или большее число раз***).
*) Самый долгий период A380d) имеет переменная HV 10446.
**) Первым ее обнаружил советский любитель астрономии А. С. Каменчук.
***) Это RSOph A898,1933, 1958, 1967), Т Pyx A890, 1902,1920,1944), USco(l863,
1906, 1958), TCrB, WZ Sge A913, 1964, 1968), V 1017 Sgr A901, 1919) и VYAqr A907,
1962).
153

Звезды типа R Северной Короны обнаруживают внезапные большие
И весьма неправильные уменьшения блеска при одновременных спек-
спектральных изменениях. Можно думать, что у этих звезд во время вспы-
вспышек резко возрастает непрозрачность атмосферы; тогда вместо увели-
увеличения блеска мы наблюдаем падение блеска.
В последние годы открыто около трех десятков слабых красных
карликов спектральных классов dM4e — dM6e, показывающих вне-
внезапные кратковременные вспышки. Это — переменные типа UV Кита.
За несколько десятков секунд блеск звезды возрастает на несколько
звездных величин, после чего происходит медленное падение блеска.
т
Ч
0
+1
2
3
4
5
+6
7
8
9
10
- I
_
-
-
-
-
\ Л
к 1
\ /
0 50 100^150 к
s*S—
till
)ПП ОСП
UU 6JU l
1 1 1 1 1 1 1 TT:::^::?!:4^lV 1 1
Ш 350 400 450 500 550 600
Дни
Рис. 95. Кривые блеска Новой Орла 1918 г. (/), Новой Персея 1901 г. (//), Новой
Близнецов 1912 г. (///) и медленной новой — Новой Геркулеса 1934 г. (IV). Моменты
максимумов всех кривых для удобства сравнения совмещены.
Вся вспышка занимает время от 10—20 минут до нескольких часов.
Частота вспышек различна у разных переменных этого типа (так,
у самой UV Кита одна вспышка приходится в среднем на 20 часов);
можно думать, что у звезд с более поздним спектром вспышки проис-
происходят чаще. К звездам этого типа принадлежат также Проксима Кен-
Кентавра, DO Цефея, WX Б. Медведицы. Большинство звезд типа иУКита—
двойные. Причиной вспышек может быть выброс из недр звезд, имею-
имеющих поверхностную температуру около 3000°, сгустков материи, об-
обладающих температурой более 10 000° *).
Вспыхивающие звезды типа UV Кита находят в звездных ассоциа-
ассоциациях (стр. 165) и галактических рассеянных скоплениях (стр. 160),
где также много переменных типа RW Aur и Т Таи. Все это, очевидно,
молодые звезды.
Новые звезды N (каждый год в Галактике наблюдается несколько
новых звезд, однако еще больше их недоступно обнаружению) харак-
характеризуются чрезвычайно быстрым возрастанием блеска на 8т—15W,
в среднем на 13т (т. е. в 160 000 раз) в течение нескольких дней и
медленным спадом (с дополнительными колебаниями) в течение меся-
*) Б. Ловелл (Англия) нашел, что меньший компонент UVCet дает вспышки
радиоизлучения с яркостной температурой 101б°К.
154

цев (рис. 95). В среднем их абсолютная величина в максимуме
около — 7т. До максимума звезда имеет ранний спектр, в максимуме
вспыхивают яркие линии, которые затем превращаются в полосы.
Расширившаяся, «раздувшаяся» в сотни тысяч раз звезда *) отделяет
в момент максимума блеска газовую оболочку (равную по массе
Ю-*—Ю масс Солнца), которая, постепенно расширяясь, рассеи-
рассеивается в пространстве. Звезда возвращается к начальному состоянию,
чтобы затем, вероятно, вновь вспыхнуть. Если предположить, что
вспышки новых звезд определяются теми же причинами, что и у по-
повторно-новых, то полученная советскими учеными зависимость дает
Рис. 96. Сверхновая в галактике NGC 3389, открытая
А. Д. Чуадзе на Абастуманской АО в 1967 г.
возможность оценить промежуток времени между вспышками для
обычных новых порядка пяти тысяч лет. В Галактике должно быть
около миллиона звезд, дающих вспышки новых. Наше Солнце к таким
звездам не принадлежит.
В последние годы установлено, что ряд бывших новых является
тесными двойными звездами — затменными с очень короткими пе-
периодами обращения (например, бывшая Новая Геркулеса 1934 г.—
DQ Her имеет теперь P=4h39m). Вероятно, все новые — двойные.
Сверхновые звезды SN вспыхивают в галактиках в среднем раз
в 300—400 лет**) и в максимуме достигают светимости, в десятки
*) Так, например, Новая Живописца 1925 г. к моменту максимума достигла
диаметра в 600 млн. км, что превышает диаметр орбиты Марса.
**) В некоторых галактиках SN вспыхивают гораздо чаще. По данным Б. В. Ку-
каркина A965) о 19 вспышках SN в семи галактиках средний промежуток получается
равным 16а,5.
155

миллионов раз превосходящей светимость Солнца. Амплитуды более
19я1. По виду кривой блеска и по спектру сверхновые делятся на два
основных типа, обозначаемых как SNI и SNII. В среднем абсолютная
величина SNI в максимуме блеска равна —18//z,7+0w,3, a-SNII
— 16m,3zh0m,3. Таким образом, по своему блеску сверхновая в макси-
максимуме сравнима со всей галактикой, в которой она вспыхнула, т. е.
дает столько же света, сколько его дают все звезды этой галактики,
вместе взятые. Нижний предел энергии, излученной SN за все время
вспышки, Ю48—1049 эрг *).
Подобно новым звездам блеск сверхновых после максимума посте-
постепенно (однако в несколько раз медленнее и более плавно) уменьшается.
В спектре сверхновой видны широкие полосы излучения, свидетель-
свидетельствующие о грандиозных скоростях расширения (несколько тысяч
километров в секунду).
Вспышка сверхновой, вероятно, обусловлена взрывом в недрах
звезды вследствие быстрого освобождения внутриатомной энергии
при ядерных реакциях. Для обычных новых этот взрыв происходит
в более поверхностных слоях звезды и ведет к сбрасыванию газовой
оболочки.
В нашей Галактике в 1572 и в 1604 гг. вспыхнули сверхновые звез-
звезды. Первую из них наблюдал Тихо Браге, вторую Кеплер. От
SN 1054 г. ныне осталась медленно расширяющаяся «Крабовидная ту-
туманность», совпадающая с мощным источником радиоизлучения (см.
стр. 188). Установлено, что слабая кольцевая диффузная туманность,
находящаяся в созвездии Кассиопеи (a=23h21m12s ,S = + 58°32'; 1950,0)
и совпадающая с самым мощным из известных источников радиоизлу-
радиоизлучения, образовалась в результате вспышки сверхновой звезды в 369 г.
н. э. Вспышка эта подтверждается записями в хрониках того времени.
Можно считать, что еще ряд галактических источников радиоизлуче-
радиоизлучения является остатками вспышек сверхновых звезд (о новых и сверх-
сверхновых см. АК 1965, 160—172).
11. Млечный Путь
Звездная система, в которую входит Солнечная система, называется
Галактикой. Она состоит из звезд различных типов, из звездных обла-
облаков, скоплений, звездных ассоциаций, газовых и пылевых туманно-
туманностей, облаков межзвездного газа, рассеянной космической пыли и
отдельных атомов. Межзвездное пространство пронизывают движу-
движущиеся с огромными скоростями частицы космических лучей. Свое
название Галактика получила от Млечного Пути, который по-гречески
называется «галаксиас» (уака\\ас) — млечный.
В ясную безлунную ночь видно, как Млечный Путь пересекает
небо светлой полосой неодинаковой ширины, неодинаковой яркости
и сложного строения. Птолемей первый дал его подробное описание,
но лишь после изобретения телескопа Галилей открыл истинную
*) Энергия вспышки SN 1054 в Тельце, по-видимому, достигла 1050 эрг.
156

природу Млечного Пуги. В телескоп ясно видно, что сплошное сияние
Млечного Пути состоит из света громадного числа слабых звезд,
не различимых в отдельности и сливающихся в один светящийся пояс.
В телескоп, а в особенности на фотографиях, ясно видно звездное строе-
строение полосы Млечного Пути (рис. 97),
Рис. 97. Звездные облака в Стрельце, указывающие расположение ядра нашей звездной
системы — Галактики.
Лучшее время для наблюдения Млечного Пути в средних широтах
северного полушария Земли — безлунные ночи июля— августа —
сентября. В наших широтах мы видим не весь Млечный Путь. Дуга,
которая поднимается над нашим горизонтом, смыкается под ним
в полный круг, проходящий через созвездия: Единорог, Малый Пес,
Орион, Близнецы, Телец, Возничий, Персей, Жираф, Кассиопея,
Андромеда, Цефей, Ящерица, Лебедь, Лисичка, Лира, Стрела, Орел,
157

Щит, Стрелец, Змееносец, Южная Корона, Скорпион, Наугольник,
Волк, Южный Треугольник, Кентавр, Циркуль, Южный Крест, Муха,
Киль, Паруса и Корма.
Средняя линия Млечного Пути представляет собой большой круг,
наклоненный к плоскости небесного экватора под углом 62° и пересе-
пересекающийся с ним в точках с прямым восхождением 18h40m и 6h40m.
Точки пересечения галактического экватора с небесным экватором
называются узлами по аналогии с точками пересечения планетных
и лунной орбит с эклиптикой. Восходящий узел галактического эква-
экватора находится в созвездии Орла, нисходящий — в Единороге. Север-
Северный полюс Галактики находится в созвездии Волос Вероники
(a=12h49m, б =+27°), а южный —в созвездии Скульптора (a=0h49m,
6—27°).
Млечный Путь не имеет резких границ; в его состав входит большое
число светлых звездных облаков, особенно многочисленных и ярких
в его южной части, в созвездиях Стрельца, Скорпиона и Щита. Там на-
находится центр нашей звездной системы (его координаты: a=17h28m,
б=—30°). В этих же частях Млечного Пути особенно выделяются
темные облака — темные туманности; одно из них носит весьма образ-
образное название «Угольный мешок». Центральные части Галактики скры-
скрыты от нас этими темными туманностями. Если бы их не было, то Млеч-
Млечный Путь был бы в этом направлении в тысячу раз ярче.
В созвездии Лебедя начинается темная полоса, которая на некото-
некотором участке делит Млечный Путь на две части (рис. 98). Она проходит
через созвездия Орла, Змеи, Стрельца и Скорпиона.
Таким образом, причудливая и неправильная форма полосы Млеч-
Млечного Пути является следствием ряда причин: 1) действительного обла-
кообразного распределения звезд в нашей Галактике, 2) общей их
тенденции к скучиванию в направлении к центру нашей системы и к ее
средней плоскости (так называемая галактическая концентрация) и
3) наличия в межзвездном пространстве большого числа облаков
мельчайшей космической пыли *), образующих темные туманности
различной формы, размеров и различной оптической толщи, т. е. раз-
различной поглощательной способности. Наличие облаков темной материи
и рассеянной диффузной материи, состоящей из газа и космической
пыли, вызывает общее и избирательное (селективное) поглощение света,
которое проявляется в ослаблении видимого блеска звезд и в их по-
покраснении. В результате первого в формулу G) входит видимая звезд-
звездная величина т, искаженная поглощением света,
что приводит к преувеличению расстояния до звезды, определенного
по этой формуле.
В 40-х гг. П. П. Паренаго разработал теорию учета межзвездного
поглощения света. В 1963 г. А. С. Шаров дал уточненную картину
распределения по небу поглощающей материи, необходимую для
определения истинных звездных расстояний. Покраснение вызывает
*) Размер частиц около 10"б см, если это частицы железа, и 10~4 см, если это
кристаллики льда, что более вероятно.
158

увеличение показателя цвета. Разность наблюдаемого показателя
цвета и нормального, свойственного данному спектральному классу,
называется избытком цвета. Избыток цвета звезды характеризует
Рис. 98! Млечный Путь в районе созвездий Лебедя — Орла.
поглощение света на пути от звезды до наблюдателя. Для фотометри-
фотометрической системы UBV полное поглощение в лучах V равно
где множитель R приблизительно равен 3,0±0,2, избыток цвета
Ев_у=(В—V)—(В—V)o\ нормальные цвета (В—V)o для различных
спектральных классов см. в табл. 75.
Помимо пылевой материи в межзвездном пространстве находится
очень разреженная газовая среда, состоящая главным образом из во-
водорода, а также из некоторого количества атомов гелия, углерода,
кислорода, азота, натрия, кальция, железа, титана и некоторых моле-
молекул: СН, NH,CN,CH+, NaH. В 1968 г. обнаружены линии поглощения
гидроксила ОН, а в 1969 — молекул воды и формальдегида (Н2СО) —
150

первая межзвездная органическая молекула, дающая линию погло-
поглощения 6,21 см.
Кроме рассеянного газового вещества, имеются отдельные газовые
облака. Они вызывают появление в спектрах звезд межзвездных линий
поглощения (или, иначе, стационарных линий), которые обнаруживают
свое доплеровское смещение (стр. 268), характеризующее скорость
по лучу зрения облака относительно нас. По интенсивности этих
линий можно оценить расстояние до звезды. Иногда наблюдаются
два или несколько компонентов стационарных линий. Доплеровское
смещение каждого компонента зависит от лучевой скорости отдельного
облака, соответствующего этому компоненту. Известны межзвездные
облака ионизованного кальция (линии Н и К фраунгоферова спектра),
нейтральных натрия, кальция, железа, ионизованных и нейтральных
СН и CN, ионизованного титана. Средняя плотность газа в Галактике
ничтожна и равна ~ 3-104 г/см3 (несколько атомов на 1 см3 про-
пространства). Отношение средних плотностей газа и пыли в межзвездном
пространстве составляет ~100 : 1. Общая масса газа и пыли дости-
достигает нескольких процентов общей массы Галактики. Надо упомянуть,
что каждая точка межзвездного пространства пронизывается излуче-
излучением всех объектов, наполняющих Вселенную. Кубический сантиметр
космического пространства заключает в себе количество энергии излу-
излучения, выражаемое числом 10~12 эрг (ср. со значением солнечной по-
постоянной 1,4-10е эрг/сек/см2). Температура мирового пространства
приблизительно 2° К (т. е. на 2° выше абсолютного нуля).
12. Звездные скопления
На небе даже невооруженным глазом можно заметить несколько
мест, где звезды сгущаются и образуют как бы звездную кучу или
Рис. 99. Рассеянное двойное звездное скопление h и % Персея.
скопление (рис. 99). Исследование показало, что звезды в таких сгуще-
сгущениях физически связаны друг с другом и движутся параллельными
160

+ *» -i-
CN ° 0 0
§ ^ ^ Sh
+ + + -f4
•^
^
53 ~ QJ
g§5
6 П. Г. Куликовский
161

путями (рис. 100) *). Эти сгущения называются рассеянными звездными
скоплениями (табл. 59) **). (Рассеянные скопления иногда неудачно
называют открытыми.)
Можно определить расстояние до звезд, входящих в движущееся
скопление, если знать их угловые расстояния 6 от точки схождения
{радианта) скопления и лучевую
скорость Vr хотя бы одной из звезд
скопления (рис. 101):
B0)
с другой стороны,
^ У, = 4,74? , B1)
откуда
4 74ц
Рис. 101. К определению расстояния до Я = ' , Q . B2)
звезд движущегося скопления. Vr tg U
Тогда для любой звезды, принадлежащей этому скоплению, будем
иметь
где V=Vr seG 0 легко получить из B0). Наиболее заметны из рассеян-
рассеянных скоплений Плеяды (рис. 102) и Гиады в Тельце, Ясли в созвездии
Рака, двойное скопление % и h Персея (см. рис. 99), Волосы Вероники.
Сейчас известно около 1000 рассеянных скоплений, подавляющее
большинство которых видно только в телескоп ***). Всего в Галактике,
вероятно, ~15 тысяч таких скоплений. Каждое скопление состоит
из десятков, а иногда из сотен звезд. Диаметры скоплений — в сред-
среднем от 2 до 20 пс. Больше всего их от 3 до 5 пс. Плотность — от 0,25
(для Гиад) до 80 звезд на 1 кубический пс (в центре NGC 6705). Про-
Пространственная плотность звезд вблизи центра скопления такова, что
для наблюдателя там сверкало бы на небе около 40 звезд, в десятки
раз более ярких, чем Сириус на нашем небе. Суммарные массы этих
скоплений от 0,25-103 sDcq до 15 Ш@. Большая часть скоплений
имеет массы от 0,5-102 до 2-10 Ш^.
Рассеянные скопления характеризуются большой галактической
концентрацией, т. е. располагаются в основном вблизи средней пло-
плоскости Галактики. Изучение пространственного расположения рас-
рассеянных скоплений показало, что они находятся в спиральных ветвях
Галактики. В некоторые скопления входят звезды главной последова-
*) Как и в случае метеорных потоков, сходящиеся в некоторой точке неба на-
направления собственных движений звезд говорят о параллельном движении звезд
в пространстве (ср. рис. 68).
**) Яркие звездные скопления, галактические туманности и галактики обозна-
обозначают номерами одного из следующих каталогов: каталога Мессье A784 г.) (например,
М 101), Нового Общего Каталога (New General Catalogue) Дрейера (например,
NGC 224) и двух дополнительных к нему томов Index Catalogue (например, 1С 1214).
***) Их угловые размеры от 2' до 60'.
162

тельности и желтые и красные гиганты, в другие — звезды главной
последовательности, начиная с класса В, в иные только звезды главной
последовательности без В-звезд и т. д.
Влияние притяжения ядра Галактики и соседних звездных облаков,
взаимные притяжения звезд скопления приводят к тому, что постепенно
звездное скопление рассеивается. При этом первыми покидают скоп-
скопление звезды малой массы и малой светимости, которые от указанных
Рис. 102. Плеяды и диффузные туманности вокруг главных звезд скопления (карту
см. на стр. 508).
выше причин приобретают большую скорость. Эта скорость оказы-
оказывается больше той предельной (критической), при которой действие
силы притяжения всех звезд скопления еще способно удержать звез-
звезду в числе членов скопления. При средней плотности скопления
р<0,093 W(q 1псъ оно может оказаться неустойчивым и распадаться.
Оценки возраста рассеянных скоплений см, рис, 130.
«* J63

Иной характер имеют шаровые звездные скопления (табл. 61, рис. 103).
Это — скопления сферической или эллиптической формы. Известно
уже 118 галактических шаровых скоплений, общее число звезд в них
от 5-Ю4 до 5-Ю5 звезд, в большей или меньшей степени скученных
к центру скопления. Большинство шаровых скоплений богато звезда-
звездами-гигантами и сверхгигантами (кроме голубых). Расстояния до шаро-
шаровых скоплений определяются по многочисленным открытым в них
Рис. 103. Шаровое звездное скопление M13 = NGC 6205 в созвездии Геркулеса.
короткопериодическим цефеидам. Диаметры этих скоплений заклю-
заключены в пределах от 16 (NGC 4147) до 190 парсек (со Сеп), среднее зна-
значение ~30 пс. Интегральные светимости (абсолютные звездные вели-
величины) — от —Ът до —8™. Интегральные спектры от А5 до G6, но для
большинства скоплений — от F5 до G4. Пространственная плотность
звезд в шаровом скоплении в тысячи раз больше, чем в окрестностях
Солнца *). Она уменьшается пропорционально кубу расстояния от
центра, где она в 100 раз больше средней плотности. В центре скопления
наиболее яркие звезды давали бы освещение, какое дает у нас полная
Луна. Шаровые скопления обнаруживают заметную концентрацию к
области галактического центра, хотя отдельные скопления встречаются
далеко от средней плоскости Галактики; все вместе они образуют
систему сферической формы, центр которой совпадает с центром Га-
Галактики. Среднее расстояние шаровых скоплений от нас около 9 кпс\
ближайшие: NGC 6553 Sgr 1,3 те, NGC 6539 Ser 1,5 кпе, NGC 6760
Aql 2,1 кпс. Всего в Галактике, вероятно, около 250 шаровых скопле-
*) Напомним, что средняя плотность в окрестностях Солнца—одна звезда на 10
кубических парсек.
164

ний. Они обнаружены также в некоторых других гигантских звездных
системах. Например, в М 31 их открыто около 270 (АЖ 43, № 1, 231,
1966). В сборнике «Строение звездных систем», в статье «Звездные
скопления» они подробно описаны; к статье приложены каталоги 514
рассеянных и 118 шаровых скоплений (см. также АК 1966, 181—192).
13. Звездные ассоциации
В 1947 г. акад. В. А. Амбарцумян обратил внимание на другой
вид звездных группировок — звездные ассоциации, представляющие
собой группы расположенных на сравнительно небольших расстояниях
друг от друга О- и В-звезд. Этим группам было дано название О-ассо-
циаций. Их размер от 30 до 200 пс. Группировки неправильных пере-
переменных типа Т Тельца были названы Т-ассоциациями.
Наличие горячих О-звезд, излучающих огромное количество энер-
энергии,— «молодых звезд»,— говорит о молодости О-ассоциаций. Их воз-
возраст оценивается в несколько миллионов лет — срок весьма малый
по сравнению с «возрастом» всей нашей звездной системы (несколько
миллиардов лет). Отсюда следует вывод, что звездные ассоциации
представляют собой группы молодых звезд общего происхождения.
В отношении некоторых ассоциаций считалось, что они могут быть
неустойчивыми группами, поскольку взаимное притяжение между
известными членами этих ассоциаций должно быть незначительным
по сравнению с притяжением окружающих их звезд Галактики. Эта
предполагаемая неустойчивость выдвигалась в качестве дополнитель-
дополнительного свидетельства молодости ассоциаций. Ассоциации часто связаны
с облаками межзвездной пыли и яркими галактическими туманностями.
В центре ассоциации часто находят двойные и кратные звезды и
звездные скопления. Среди кратных выделяются кратные типы Трапе-
Трапеции Ориона @ Ori). Все расстояния между компонентами такой
кратной звезды — одного порядка.
Небольшой возраст ассоциаций свидетельствует о том, что процесс
звездообразования происходит и в наши дни. Вопрос
о происхождении и эволюции звезд, составляющих ассоциации, вопрос
об эволюции ассоциаций (их возможная неустойчивость) подлежат
дальнейшему изучению, поскольку, как оказалось, помимо О- и В-звезд
ассоциации содержат много более слабых звезд и массы ассоциаций
гораздо больше, чем предполагалось в первый период их изучения.
Переменные типа Т Тельца (или, точнее, представители более
широкого класса орионовых переменных) в большом числе встречаются
и в О-ассоциациях. Можно полагать, что «чистые» О-ассоциации —
это те, в которых переменные типа Т Тельца (орионовы переменные)
еще не открыты (так как они много слабее чем О-звезды), а «чистые»
Т-ассоциации — это те, в которых О-звезды уже успели превратиться
в звезды более поздних классов (имеются, например, ассоциации,
в которых наряду с орионовыми переменными находятся В-звезды).
Ассоциации горячих звезд уверенно отождествляются в спиральных
ветвях некоторых близких галактик,
1»

14. Галактические туманности
Видимые даже простым глазом туманности в созвездиях Андромеды
и Ориона принадлежат к двум совершенно различным классам. Га-
Газовые, или диффузные туманности, подобные туманности Ориона
Рис 104 Диффузные туманности в созвездии Ориона: NGC 1977 вверху, М 42 и М 43
внизу. Север вверху. (Менисковый телескоп. Алма-Ата).
(рис. 104), имеют неправильную форму. Они называются также га-
галактическими туманностями и представляют собой облака межзвездной
16*

пыли и газов, освещенные яркими, наиболее горячими и массивными
звездами, которые расположены поблизости или даже внутри самих
облаков. Бывают туманности со спектром поглощения, другие обнару-
обнаруживают спектр излучения (эмис-
(эмиссионный). В этом случае имеет
место не только отражение света
звезды туманностью, но и свече-
свечение вещества туманности, «воз-
«возбужденного» излучением звезды.
Имеются также светящиеся
облака, лишенные освещающих
их звезд. Их свечение может
явиться следствием столкнове-
столкновения молекул и мелких частиц
при встрече и взаимопроникно-
взаимопроникновении двух облаков темной пы-
пылевой материи.
В 1945—1955 годах акад.
Г. А. Шайн с помощью свето-
светосильных камер и особых свето-
светофильтров с узкой полосой про-
пропускания возле водородной ли-
линии На открыл существование
.многих новых, до тех пор не из-
известных водородных туманно-
туманностей. Они совершенно не видны
на обычных фотографиях (рис.
105). Кроме чисто водородных
туманностей, Г. А. Шайн и
В. Ф. Газе на Крымской астро-
астрофизической обсерватории откры-
открыли новые газово-пылевые туман-
туманности. В сущности говоря, на-
название «галактические туманно-
туманности» мало удачно, так как газо-
газовые туманности имеются также в
других галактиках. Так, напри-
например, в состав Большого Магел-
Магелланова Облака входит гигант-
гигантская газовая туманность, изве-
известная под названием 30 Золотой
Рыбы или «Тарантул». На рас-
расстоянии туманности Ориона она
занимала бы видимую площадь всего этого созвездия; от ее бле-
блеска предметы на Земле давали бы заметные тени.
Разновидностью газовых туманностей являются так называемые
планетарные туманности (рис. 106). Это мало удачное название было
дано потому, что некоторые из этих туманностей в телескоп несколько
Рис. 105. Водородная туманность IG 1396J
вверху — сни?лок в фотографических лучах,
внизу — в лучах линии Н^ (получены Г.А. Шай-
ном и В Ф Газе на КрАО) Сторона каждого
снимка 175'
167

напоминали зеленоватые диски Урана и Нептуна. Они представляют
собой весьма разреженную газовую оболочку, светящуюся под
Рис. 106. Планетарная туманность NGC 7293 в созвездии Водолея. Расстояние до нее около
300 световых лет. Видимый диаметр 15', линейный диаметр 1,3 светового года.
Рис 107. Спектральный снимок планетарной туманности
NGC 6720 в созвездии Лиры. Диаметр 70".
действием излучения слабой, но очень горячей E0 000—100 000° К)
звезды, находящейся в ее центре.
Эти туманные оболочки похожи на те, которые с большими скоро-
скоростями сбрасываются новыми звездами во время вспышек. И оболочки
168

новых звезд, и оболочки планетарных туманностей расширяются во
все стороны. Грубая модель планетарных туманностей — это сфериче-
сферически-симметричная оболочка. Однако большое число разнообразных
Рис. 108. Газово-пылевая туманность NGC 7000 «Америка» (слева) и газовая туманность 1С 5067
«Пеликан» (справа). Между ними — темная туманность. Размер по горизонтали 3° (снимок полу-
получен на менисковом телескопе в Алма-Ате).
форм этих туманностей не укладывается в рамки этой модели. Если
плотность такой сферической оболочки невелика, то она представляется
нам в виде кольца, так как в этом случае луч зрения, касательный
к оболочке шаровой формы, пронизывает большую толщу светящейся
169

материи. На снимке, полученном с объективной призмой, видны от-
отдельные монохроматические изображения планетарной туманности
в различных лучах (рис. 107). Диаметры планетарных туманностей
Рис 109 Область около темной туманности «Конская голова» близ ? Ориона. Север
вверху Горизонтальная сторона снимка 74'. Вверху слева —темная туманность
«Италия» (Фотография получена в красных лучах на менисковом телескопе Горной
обсерватории АН Казахской ССР в Алма-Ате).
составляют от 3000 а. е. до нескольких световых лет. Массы их меньше
0,2 9J{q. Известно более 700 планетарных туманностей и каждый год
открывают все новые. Удаленные объекты имеют звездоподобный вид
и обнаруживаются по спектру, состоящему из отдельных ярких точек
170

(линий) на слабом фоне непрерывного спектра. Такие спектры хорошо
заметны на снимках, снятых с объективной призмой. Всего в Галак-
Галактике, вероятно, несколько десятков тысяч планетарных туманностей.
Совокупность планетарных туманностей характеризуется большой кон-
концентрацией к центру Галактики. Они испускают слабое тепловое ра-
радиоизлучение.
Особый класс галактических туманностей представляют собой
упомянутые выше темные туманности. Они имеют большую галакти-
галактическую концентрацию,— их особенно много в полосе Млечного Пути,
где они ясно выделяются на ярком фоне звездных облаков в виде
темных пятен и волокон (рис. 108 и 109). Темные туманности — это
облака космической пыли, которая поглощает свет звезд, лежащих
за нею. Размеры частиц этой пылевой материи порядка 0,1 мк. Средняя
плотность облаков космической пыли составляет 10~22—10~24 г/см3 *).
В разных местах Млечного Пути, в частности, около туманности
М 8, в яркой диффузной туманности, окружающей рассеянное скопле-
скопление NGC 2244, и в туманности NGC 281 обнаружено несколько десятков
крошечных темных объектов шаровой формы, названных глобулами.
Они имеют диаметры от 10 000 до 35 000 а. е., а в NGC 2244 — даже
меньше 4000 а. е. Некоторые исследователи полагают, что глобулы
являются одной из форм образования звезд, возможно, что в насто-
настоящее время из них конденсируются звезды (о происхождении звезд
см. стр. 194).
В табл. 62 дан список некоторых галактических туманностей раз-
различного типа.
15. Подсистемы и составляющие Галактики
Звезды и другие объекты, составляющие нашу Галактику (а также
и другие звездные системы), могут быть разделены по их физическим
особенностям на ряд взаимопроникающих подсистем,
имеющих общий центр, но различные законы распределения в про-
пространстве по отношению к этому центру и по отношению к средней
плоскости Галактики и различную кинематику. Подсистемы выде-
выделяются по какому-либо физическому признаку; например, можно
говорить о подсистеме переменных звезд типа б Цефея, подси-
подсистеме звезд спектрального класса О, подсистеме темных туманностей
и т. д.
По характеру своего распределения в пространстве и по средним
пространственным скоростям входящих в нее объектов подсистема
может принадлежать к одной из трех составляющих Галактики: пло-
плоской, промежуточной и сферической. В литературе можно встретить
также термины: население I типа (соответствует плоской составляю-
составляющей Галактики) и население II типа (сферическая составляющая).
Так как у сферической составляющей преобладает концентрация
к центру, а у плоской — к плоскости Галактики, то население II типа
*) Средняя плотность пылевой материи во всей Галактике составляет
0,02-10-24 г/смъл
171

преобладает в ядре Галактики (и других галактик), а 1 типа— в вет-
ветвях спиральных галактик *).
Эти концентрации количественно характеризуются величинами т
и / — градиентами плотности D: вдоль радиуса Галактики R и пер-
перпендикулярно к ее плоскости
(вдоль координаты г):
d\gD
т= —
dR
B4)
Эти градиенты рассчитываются
на один килопарсек в окрестно-
окрестностях Солнца. Наглядной харак-
характеристикой концентрации к
галактической плоскости являет-
является также величина E=0,4343//,
выражаемая в парсеках (E сход-
сходна с понятием «высоты однород-
однородной атмосферы» **)).
В табл. XV приведен пере-
перечень подсистем, относящихся к
различным составляющим Галак-
Галактики, величины т, /, ($, наблю-
наблюденное число п объектов каждой
подсистемы и предполагаемое полное число N этих объектов (по П. П.
Паренаго). Двоеточия отмечают неуверенные определения.
Таблица XV
Составляющие и подсистемы нашей Галактики
Рис. ПО. Схема расположения на диаграмме
Герцшпрунга — Рессела звезд населений I и II.
Составляющие и подсистемы
Плоская составляющая
Долгопериодические цефеиды . .
Звезды класса В
Рассеянные звездные скопления
Звезды класса О
Темные (пылевые) туманности
0,П
?
о,п
0,10
"@,16)
9,86
9,5
8,2
7,5
4,34
44
46
53
58
100
500
10000
500
200
10000
30000
150000
33000
6500
108
*) В последние годы наметилась более подробная классификация — деление
на пять типов населения. См. об этом в книгах по звездной астрономии.
**) Еслибытемпература|и плотность воздуха не менялись с высотой, то при дав-
давлении 760 мм и температуре 0° С вся земная атмосфера имела бы высоту всего 8 км.
Это и есть «высота однородной атмосферы».
172

Продолжение
Составляющие и подсистемы
т
0,22
0,23
@)
@)
@)
0,4
0,14
0,36
0,26
@,26)
0,27
0,25
0,27
0,26
2,39
2,2
4,3
2,5
1,3
2,00
1,20
A,08)
0,86
0,22
0,22
0,2
@,17)
0,15
Р
182
200
100
175
335
217
360
D00)
500
2000
2000
2000
B600)
3000
п
100
80
130
45
260
350
90
250
3000
300
3000
50
300
100
Промежуточная составляющая
Новые звезды i
Переменные типа RV Тельца
Звезды классов R, N, неправ, перем. . . .
» » R, N, полупр. перем. . . .
» » R, N, постоянные
Планетарные туманности
Звезды класса S
Белые карлики
Долгопериодические переменные с периодом
больше 200d
Сферическая составляющая
Долгопериодические переменные звезды с
периодом 150—200<*
Короткопериодические переменные типа
RR Лиры
Долгопериодические цефеиды типа W Девы
Субкарликя
Шаровые скопления
106
104—106
13000 .
4500
16000
130000
5000
5-Ю9
1,310й
10*
170000
20000
10"
250
16. Галактика. Ее форма, вращение
Исследование строения Млечного Пути и распределения в нем
звезд, звездных скоплений и туманностей привели к выяснению формы
Галактики. Наиболее плотная ее часть напоминает по форме двояко-
двояковыпуклую линзу или карманные часы (объекты плоской составляющей)
(рис. 111); она окружена облаком сферической формы (объекты сфери-
сферической составляющей). Наше Солнце находится почти точно в средней
плоскости Галактики на расстоянии около 10 000 пс9 или 34 000 свето-
световых лет от центра системы, имеющей диаметр около 30 000 nc= 1018 км=
= 100 000 световых лет.
Строение нашей системы показывает ее сходство с внегалактиче-
внегалактическими спиральными туманностями (галактиками) *).
В спиралях располагаются наиболее молодые объекты, О — В-звез-
ды, диффузная материя, молодые скопления, звездные ассоциации
и т. д.
На Крымской астрофизической обсерватории в 1949 г. В. Б. Ни-
Никонов, А. А. Калиняк и В. И. Красовский с помощью электронно-
оптического преобразователя впервые получили фотографию ядра
*) Ввиду сходства нашей Галактики с другими звездными системами (см.рис. 111
и 116) астрономы уже давно высказывали мысль о спиральном строении Галактики.
Однако оптические данные о спиральной структуре были весьма неуверенны, и лишь
изучение радиоизлучения нейтрального водорода на волне 21 см подтвердило спираль-
спиральную структуру нашей звездной системы (см. рис. 125) (АК 1968, 181—194).
173

нашей Галактики. Фотографирование проведено в инфракрасных лу-
лучах (с длиной волны 9700 А) с выдержкой около получаса. На снимках
отчетливо видно ядро сферической формы. Половила ядра совпадает
с известным ярким облаком в созвездии Стрельца, а другая полови-
половина на обычных снимках не выходила, так как она загорожена обла-
облаками темной материи. Угловой диаметр ядра 0олее 9°, что соответ-
соответствует линейным размерам не менее 1200 пс. В самом центре ядра
Галактики обнаружен интенсивный источник радиоизлучения (Стре-
(Стрелец А). Это свидетельствует о бурных процессах, происходящих в ядре
Рис. 111. Схема строения Галактики, рассматриваемой «с ребра». Стрелка
отмечает положение Солнца. Большие белые точки — шаровые скопления. Тем-
Темная полоса — тонкий слой поглощающей свет пылевой материи. Шкалы — в
парсеках.
Галактики. Обнаружено также мощное истечение газа (со скоростью
50 км/сек) из центра Галактики.
Слой водорода, концентрирующийся вблизи галактической пло-
плоскости, увеличивает свою толщу к периферии Галактики и отклоняется
от этой плоскости, как загнутые поля шляпы. Может быть, это резуль-
результат взаимодействия газовой составляющей Галактики с межгалакти-
межгалактическим магнитным полем.
Изучение звездных движений указывает на то, что вся наша звезд-
звездная система вращается вокруг оси, перпендикулярной к средней пло-
плоскости Галактики. Однако Галактика вращается не как твердое тело;
движения звезд в Галактике напоминают движения планет вокруг
Солнца — чем дальше от центра вращения, тем медленнее движение.
Солнце движется по своей орбите вокруг центра Галактики со ско-
скоростью 250 км/сек и совершает полный оборот примерно в 180 млн. лет.
Участвуя в галактическом вращении, Солнце движется в направлении
174

созвездия Лебедя\ а по отношению к окружающим его звездам —
к апексу, находящемуся в созвездии Геркулеса (стр. 402). Общая масса
Галактики 2-Ю44 А ^1011 масс Солнца, общее число звезд ~2-10п.
Средняя плотность\ материи Галактики в окрестностях Солнца
1,06-Ю-23 г/см3 или\~0,15 §ЩО 1пс\
17. Галактики
Внегалактические туманности или галактики, примером которых
служит туманность Андррмеды (рис. 112) (единственная галактика,
Рис. 112. Галактика в созвездии Андромеды (M31 — NGC 224) с двумя спутниками
(эллиптическая галактика М 32 = NGC 221 — ниже М 31 и спиральная галактика
типа SBO NGC 205 •— выше и правее). Север наверху.
видимая невооруженным глазом в безлунную ночь), представляют
собой такие же звездные системы, как наша Галактика; некоторые
из них обнаруживают большое сходство с Галактикой. По внешнему
175

виду различают: 1) неправильные Ir C%), 2) эллиптические Е A7%)
и 3) спиральные S (80%) галактики, причем эллиптические галактики
отличаются друг от друга степенью сплюснутост/i, а спиральные —
Рис 113 Классификация галактик (по Хабблу).
степенью развитости спиральных ветвей. Кроме того, спиральные
галактики подразделяются на обыкновенные S и перечеркнутые (или
Рис. 114. Галактика типа SBb (или SBc) NGC 1300.
с перемычкой) SB. Рис. 114 дает пример галактики с перемычкой, спи-
спирали начинаются с концов перемычки. Внешний вид галактики зави-
176

сит от угла, который составляет наш луч зрения с экваториальной
плоскостью систему. Некоторые из них мы видим «плашмя» (рис. 115),
Рис. 115. Спиральная галактика М 51 = NGC 5194 в созвездии
Гончих Псов, видимая «плашмя».
другие «с ребра» (рис. 116), большинство же мы рассматриваем под
некоторым углом (см. рис. 112).
Сжатость эллиптической галактики обозначается дополнительной
цифрой (от 0 до 7), а степень развитости ветвей спиральных туманно-
Рис. 116. Спиральная галактика NGC 4565 в созвездии Волос Вероники
типа Sb, видимая с ребра.
стей обозначается дополнительными буквами, a, b или с. Индекс «с»
характеризует хорошо развитые ветви, которые можно проследить
177

почти до самого центра ядра. Рис. 113 представляет схему первоначаль-
первоначальной классификации Э. Хаббла A926), которая в дальнейшем подвер-
подвергалась уточнениям и улучшениям. Интегральный спектр галактики
представляет собой результат взаимного наложения линий поглощения
и эмиссионных линий звезд и межзвездного/газа. Эквивалентный
спектральный класс галактики зависит от то^, какие звезды вносят
Рис 117. Самая большая из известных галактик NGC 6166
(выглядит как объект 12 ) по сравнению с NGC 224=М 31 в
Андромеде, которая изображена в рамке такой, какой она была бы
видна на расстоянии NGC 6166 C00 млн световых лет).
главный вклад в свечение галактики. Обозначения А-систем (AF-,
F-, FG- и К-системы) указывают на преобладающее звездное население.
В. Морган (США) предложил классификацию галактик с помощью
малых букв a, f, g, k, определяющих преобладающий спектральный
класс, причем галактики типа а имеют довольно равномерное рас-
распределение яркости, а тип к отличается сильной концентрацией ярко-
яркости в центре. Промежуточные спектральные классы соответствуют
разным степеням концентрации.
Ван ден Берг предложил отмечать римскими цифрами I — V
соответственно сверхгигантские (рис. 117), яркие гигантские, гигант-
178

ские, субгигантские\ и карликовые галактики. Схема классификации
Ван ден Берга имеет\следующий вид:
Sb I
Sb II
Е—Sa,—Sb III-
Sc I
Sc II
-Sc III —Ir HI
IV Ir IV
S V
Ir V
При этом указанные «классы светимости» галактик соответствуют
следующим абсолютным величинам (в последнем столбце указаны от-
относительные численности галактик всех типов, но различных классов
светимости):
Классы
I, I—И
11, 11—111
III, Ш—IV
IV
IV—V
Пределы Мр^
_20т5 19т5
— 19J5 18,5
„18,5 17,5
—17,5 16,5
—16,5 15,5
Относит число
1,9
12,4
22,3
21,8
E5)
За единицу N принято число галактик типа Sc I, I—II.
Изучая близкие друг к другу взаимодействующие галактики,
Б. А. Воронцов-Вельяминов (Москва) обнаружил разнообразные формы
взаимного влияния звездных систем, выражающегося в искажении
формы ветвей, в появлении перемычек и «хвостов» (рис. 118). Он от-
открыл также новый тип небесных тел: в «гнездах» галактик, наряду
с галактиками типов SO и I, окруженных общим туманом, состоящими,
по-видимому, из звезд, находятся громадные сгустки, свечение которых
обусловлено ионизованным газом, а не звездами. Светимость и масса
этих сгустков очень велики, их можно грубо оценить как —18^,5
и 106 9Jto соответственно. Не являются ли эти сгустки «предшествен-
«предшественниками» галактик? Определены массы нескольких десятков галактик.
Интегральная абсолютная звездная величина NGC 6166 оказалась
равной — 22те,0, а масса ~1,4-1013 Шф\ большинство галактик
имеет 9Л, равную 5-Ю10—10n9Jto» карликовые галактики в сотни раз
меньше.
Некоторые галактики имеют индивидуальные особенности, не пре-
предусмотренные ни одной из классификаций галактик. В четырехтомном
«Морфологическом каталоге галактик», составленном в ГАИШ под
руководством Б. А. Воронцова-Вельяминова, для каждой галактики
ярче 17й* дано подробное описание всех ее особенностей *).
*) О радиогалактиках см. стр. 189—190.
179

При фотографировании галактик их размеры yi внешний вид зави-
зависят от светосилы и размеров использованного инструмента и от про-
продолжительности фотографической выдержки. Известно, что туманность
Андромеды, которая в безлунную ночь имеет ^лину в V2 градуса для
невооруженного глаза, на фотографиях, полуденных с большими реф-
рефлекторами, имеет диаметр 3°, а с помощью .фотоэлектрических фото-
фотометров прослеживается вдоль большой оси /до 3V2 градусов от ядра.
Рис. 118. Взаимодействующие галактики VV34 (т.е. №34
в «Каталоге взаимодействующих галактик» Б. А. Ворон-
Воронцова-Вельяминова) Координаты 1950 года: а—23 39 ,
6=—3°56' (в созвездии Рыб).
В настоящее время доказано, что не только ветви спиралей, но и
их ядра и эллиптические галактики состоят из звезд (рис. 119).
В спиральных галактиках в Андромеде, Треугольнике, Гончих
Псах, а также в Магеллановых Облаках обнаружены многие черты,
характерные для нашей Галактики. Так, например, в них были найде-
найдены переменные и новые звезды, газовые туманности и шаровые скопле-
скопления. Оказалось, что цефеиды в галактиках подчиняются той же зави-
зависимости «период — светимость», что и переменные нашей системы *).
Это, с одной стороны, свидетельствует о единстве законов природы
в изученной области Вселенной, а с другой стороны, дает возможность
определять огромные расстояния до галактик, в которых обнаружены
цефеиды. Основным методом определения расстояний до галактик
является метод фотометрических параллаксов. Из сопоставления види-
видимой звездной величины т каких-либо звезд, входящих в галактику,
с абсолютной их величиной М, известной по аналогии с уже изучен-
изученными звездами нашей Галактики (например, со сверхгигантами,
новыми и сверхновыми в максимуме блеска, цефеидами и другими
*) Впервые эта зависимость была обнаружена у цефеид Малого Магелланова
Облака.
180

переменными звездами), получается величина т—М — модуль рас-
расстояния (стр. 129), которая позволяет уверенно оценивать удален-
удаленность галактики. Для более далеких галактик интегральные т и М
всей галактики служат для определения ее модуля расстояния.
Почти для тысячи галактик были определены смещения линий
в спектрах — их лучевые скорости. У подавляющего большинства
Рис. 119. Эллиптическая галактика М 32 = NGC 221, разре-
разрешенная на звезды В Бааде в 1944 г
этих галактик обнаружено смещение линий в красную часть спектра,
причем чем слабее туманность (что в среднем соответствует большему
расстоянию от нас), тем это так называемое «красное смещение» боль-
больше (рис. 120). Оно является следствием эффекта Доплера — галактики
как бы разбегаются во все стороны; при этом оказывается, что лучевая
скорость галактики тем больше, чем галактика от нас дальше (табл. 66).
Зависимость «скорость — расстояние» имеет приблизительно линейный
вид, т. е. скорость прямо пропорциональна расстоянию, причем на
181

каждый миллион парсек (т. е. на мегапарсек) положительная лучевая
скорость увеличивается приблизительно на 100 км/сек или 31 км/сек
на 1 млн. световых лет. Наибольшая известная скорость скопления
галактик составляет 140 000 км/сек=0,46 с (с — скорость света), что
соответствует расстоянию в 5—6 млрд. световых лет.
Описанная зависимость дает возможность довольно уверенно оце-
оценивать расстояния удаленных галактик по их лучевым скоростям.
«Разбегание» галактик и вытекающее из него «красное смещение»,
возможно, являются свойствами лишь определенной области беско-
бесконечной Вселенной и лишь в определенную
эпоху. Расширение может смениться сжа-
сжатием, также ограниченным во времени.
Последние данные говорят о том, что само
это расширение происходит в настоящее
время с замедлением.
В табл. 65 собраны данные о ближай-
ближайших соседях нашей звездной системы, об-
образующих Местную группу галактик. Наи-
Наиболее удаленная от нас галактика Местной
группы отстоит примерно на 480 000 пс
от Солнца, в то время как следующая
галактика находится на расстоянии более
чем 1 500 000 пс. Среднее расстояние между
галактиками примерно на порядок (т. е. в
10 раз) больше их средних размеров. Мест-
Местная группа состоит из 16 членов: четырех
спиральных галактик (включая нашу Галак-
Галактику), двух эллиптических, пяти непра-
неправильных типа Большого (рис. 121) и Малого
Магеллановых Облаков *) и пяти непра-
неправильных эллиптических туманностей. Воз-
Возможными членами группы являются еще
семь галактик (из них три спиральные и
три неправильные), также помещенные в
табл. 65 **). Кроме того, вдали от Галак-
Галактики обнаружено пять шаровых скопле-
скоплений, которые ей не принадлежат, но также
входят в Местную систему. Можно думать,
Рис. 120. «красное смещение» в что наша Галактика образует вместе с
спектрах галактик. Магеллановыми Облаками тройную систе-
систему (такие нередко встречаются во Вселен-
Вселенной). Компоненты таких кратных систем галактик часто обнару-
обнаруживают следы взаимных влияний: искажение формы, соединяющие
*) Сами Магеллановы Облака, возможно, относятся к спиралям типа SB.
**) Млечный Путь непрозрачен для света галактик. Поглощение в нем образует
так называемую «зону избегания Хаббла», в которой не видно галактик. Безусловно,
среди закрытых от нас галактик имеются и неизвестные нам члены Местной группы
(и даже, может быть, яркие ее члены).
182

их «рукава», «хвосты», состоящие также из звезд и т. д. (рис. 122
и 118).
В табл. 66 дан список ближайших групп галактик.
Относительно окружающих галактик наша Галактика движется
со скоростью 210 км/сек в направлении, которое в настоящее время
определяется положением созвездия Единорога.
Современные телескопы позволяют обнаружить (фотографическим
путем) более миллиарда галактик ярче 23™. На картах Паломарского
Рис. 121. Большое Магелланово Облако — спутник Галактики.
атласа можно увидеть несколько тысяч богатых скоплений (облаков)
галактик *), как бы образующих более сложные системы во Вселен-
Вселенной. Некоторые из них приведены в табл. 66 (НиЧ, 1966, 312—325).
На рис. 123 показано распределение по небу 78 000 галактик в об-
области, охватывающей около 0,1 всего неба. Заметна тенденция к обра-
образованию отдельных групп и скоплений галактик. Самые удаленные
галактики, которые еще можно сфотографировать, расположены на
расстоянии нескольких миллиардов световых лет**). Иногда область
Вселенной, доступную наблюдениям, называют Метагалактикой ***),
но подчеркивают, что это не какая-то сверхсистема, а лишь объем
пространства со всем, что его наполняет. С точки зрения космологии
правильнее было бы сказать, что Метагалактика — это совокупность
*) Каталог Эйбелла 1958 г. содержит 2712 богатых скоплений.
**) Радиотелескопы позволяют регистрировать радиоизлучение от галактик,
удаленных от нас до 10 млрд. световых лет (см. ниже).
***) НиЧ, 1962, 383—405, А. Л. Зельманов. Метагалактика и Вселенная.
183

галактик и их систем, часть которых занимает всю охваченную наблю-
наблюдениями область пространства. Иногда все пространство до 20 Мпс,
включая большое скопление галактик в Деве, называют Местной Ме-
Метагалактикой. Если Метагалактика пространственно ограничена, то,
вероятно, существуют и другие метагалактики. Число доступных
обнаружению галактик в настоящее время оценивается в ~1 миллиард.
Рис 122 Группа из пяти галактик (NGC 7317—7320) в созвездии Пегаса — «квинтет Стефана*
(открыт им в конце XIX в )
Были попытки (Ж. де Вокулер) выявить в Метагалактике сверх-
сверхгалактику с центром в скоплении галактик в Деве, определить ее раз-
размеры (диаметр 30 Мпс), расстояние до центра A0 Мпс), период враще-
вращения (от 50 млрд. лет близ ее центра до 200 млрд. лет на расстоянии
нашей Галактики) и массу A0159Jto). Однако эту проблему нельзя
еще считать решенной и мы пока ограничимся сказанным.
Новые мощные астрономические инструменты и новые методы на-
наблюдения все увеличивают область Вселенной, доступную изучению.
Вселенная безгранична в пространстве и не ограничена во времени —
не было начала и не будет конца ее существованию. Меняются лишь
формы существования материи. Она движется в том круговороте
материи, о котором писал Энгельс: «...круговорот, в котором каждая
конечная форма существования материи — безразлично, солнце или
туманность, отдельное животное или животный вид, химическое
184

1;
H S!
Hi
+g
II У
II <D
s-r
Q, О. с
•go
« аи я
о.
X
5
185

соединение или разложение — одинаково преходяща и в котором ничто
не вечно, кроме вечно изменяющейся, вечно движущейся материи
и законов ее движения и изменения» (Диалектика природы, 1950,
стр. 18).
Современная астрономия служит прекрасным свидетельством не-
необычной мощи человеческого ума, стремящегося познать закономер-
закономерности окружающего его мира и заставить служить себе силы природы.
Поразительны бездонные глубины небес, но не менее поразительны
мощь, острота и изобретательность постигающего их человеческого
разума. «Человеческой мысли потребовалось лишь несколько тысяче-
тысячелетий, чтобы проникнуть туда, куда свет доходит лишь в сотни мил-
миллионов лет» (А. А. Михайлов).
18. Радиоастрономия
Почти с самого начала развития радио стало очевидным, что ионо-
ионосфера (стр. 43) сильно влияет на распространение радиоволн (ЗиВ,
1966, № 1, 2—9). Отражая длинные радиоволны, ионосфера позволяет
осуществлять радиосвязь на
больших расстояниях. Ионо-
Ионосфера испытывает измене-
изменения, зависящие от солнечной
активности (стр. 61). На
распространении радиоволн
сказывается также наличие
метеорных следов, состоя-
состоящих из ионизованных газов
земной атмосферы. Метода-
Методами радиолокации можно,
независимо от погоды и да-
даже днем, вести наблюдения
метеорных потоков, опреде-
определяя высоту и скорость дви-
движения метеорных тел в
верхних слоях атмосферы
Земли, обнаруживая радиан-
радианты «дневных потоков».
В 1931 г., изучая атмос-
атмосферные помехи радиоприема,
инж. Карл Я некий (США)
обнаружил радиоизлучение
Млечного Пути. В 1942—-
Рис 124. Параболическая антенна радиотелескопа .ддд * гачгпытп пя
РТ 22 (диаметр 22 м) Горьковского института радио- lcJf* 11. UbUlO О1КрЫ1О pd-
Физики- диоизл^учение Солнца, и с тех
пор началось исследование
радиоизлучения небесных тел. Оно ведется при помощи радиотеле-
радиотелескопов — радиоприемников исключительно высокой чувствитель-
чувствительности. Антенны радиотелескопов представляют собой либо ком-
186

бинацию так называемых диполей (немного похожих на приемные теле-
телевизионные антенны) либо отражатели с параболической поверхностью,
иногда сплошной, иногда сетчатой (рис. 124). Общая площадь антенн
может достигать тысяч квадратных метров — размеры, совершенно
не доступные для оптических телескопов. Современные радиотелеско-
радиотелескопы *) работают на длинах волн от 1 мм до 30—60 м — в пределах
«радиоокна» прозрачности земной атмосферы (стр. 265). Недостатком
радиотелескопов долгое время была их низкая разрешающая способ-
способность (стр. 274), достигавшая даже у больших радиотелескопов лишь
нескольких минут дуги. Однако в последние годы использование
интерференционного метода (в особенности — автономно действующих
компонентов интерферометров, разведенных на громадные расстояния)
резко повысило разрешающую способность радиоастрономических
наблюдений, с которыми теперь уже не могут соперничать оптические
телескопы (она достигает величины 0",0005!).
В отличие от земной радиостанции, работающей на одной или ряде
«несущих частот», модулируемых звуком или изображением (в телеви-
телевидении), космическое радиоизлучение происходит хаотически на всех
частотах. Это значительно усложняет прием космического радиоизлуче-
радиоизлучения, так как нельзя настроиться на какую-либо одну определенную
радиоволну того или иного космического объекта и приходится ре-
регистрировать интенсивность излучения в различных длинах волн
радиодиапазона — изучать «радиоспектр» источника. Большинство ис-
источников имеет спектр, охватывающий весь радиодиапазон. Исключе-
Исключение составляют радиолинии различных атомов и молекул межзвездной
среды. Наиболее важными радиолиниями являются линия нейтраль-
нейтрального водорода с длиной волны 21 см (см. ниже), радикала ОН**) (че-
(четыре линии в диапазоне 18 см) и в самое последнее время Н2О (вода!) —
волна 1,35 см.
В пределах Солнечной системы обнаружено радиоизлучение Солнца,
Луны и всех больших планет, кроме Плутона. В радиоспектре Юпи-
Юпитера излучение на декаметровых волнах носит весьма нерегулярный
характер и напоминает помехи от земных гроз.
В общем радиоизлучении Галактики обнаружены две составля-
составляющие. Одна показывает заметную галактическую концентрацию
(стр. 158) и наличие максимума интенсивности в области центра Га-
Галактики. Источником этого радиоизлучения являются облака меж-
межзвездного водорода, ионизованного излучением близлежащих горячих
звезд***). Другая составляющая не обнаруживает галактической
концентрации. Она связана с излучением электромагнитных волн
свободными электронами, движущимися с громадными скоростями в
*) Включая более сложные устройства, как «крест Миллса» и радиоинтерферо-
радиоинтерферометры (последнее время с громадными «базами» длиной в несколько сотен и тысяч
км) и другие.
**) Концентрация ОН: 1 молекула на 104 атомов Н в центре Галактики и на 107
на периферии.
***) В диапазоне радиоволн длиннее 10 м Млечный Путь много «ярче» Солнца,
тогда как i видимых лучах Солнце в MQ11 раз ярче совокупности всех звезд.
187

магнитных полях, существующих в разреженной среде между облаками
межзвездного газа.
Особое значение имеет радиоизлучение межзвездного атомарного
нейтрального водорода на волне 21 см (частота 1420 Мгц) *), так как
водород — наиболее распространенный элемент во Вселенной. Радио-
Радионаблюдения нейтрального водорода (обозначается HI) позволяют на-
находить плотность, скорость движения в проекции на луч зрения, рас-
распределение в пространстве, а также температуру межзвездной среды
(которая оказалась порядка 100° К). Эти наблюдения дали возмож-
возможность проследить расположение спиральных рукавов Галактики
(рис. 125), определить скорость
^* вращения на различных рассто-
яниях от центра Галактики. Из-
Излучение на волне 21 еж не погло-
поглощается межзвездной пылью, что
дает возможность проникать
далеко в область ядра Галактики
и даже по другую сторону от
него.
Помимо указанного общего
радиоизлучения Галактики в
настоящее время известно более
8 тысяч отдельных интенсивных
источников радиоизлучения,
имеющих столь малые угловые
размеры, что эти источники
получили название точечных или
дискретных источников радиоиз-
радиоизлучения. Распределение их по
Рис.125. Распределение нейтрального водорода Небу И Другие Данные ГОВОрЯТ
в Галактике 0 том? что хотя неКОТОрЫе Наибо-
лее интенсивные источники лежат
в Млечном Пути, большинство дискретных источников связано с дру-
другими галактиками. Источники радиоизлучения галактического проис-
происхождения имеют угловые размеры до 20' и больше. Они были названы
«радиотуманностями». Ряд радиотуманностей отождествлен с остат-
остатками оболочек, сброшенных во время вспышек сверхновыми звездами
(стр. 155) в нашей Галактике. Таковы, например, Крабовидная ту-
туманность в созвездии Тельца (рис. 126), которая возникла в результате
вспышки сверхновой звезды в 1054 г.**), слабая радиотуманность
на месте сверхновой 1572 г. (так называемой «звезды Тихо Браге»)
*) Длина электромагнитных волн К и их частота (число колебаний в секунду)
v связаны соотношением A,v=c, где с— скорость света. Частоты выражаются в гер-
герцах [1 герц A гц) равен одному колебанию в секунду], килогерцах A кгц = \(Р гц),
мегагерцах A Мгц=106 гц), гигагерцах A Ггц — \09гц).
**) В «Крабе» имеется источник меньше 0",1 в диаметре с Г>1014 градусов;
в радиодиапазоне около 12 ж он вносит 80% в общее радиоизлучение туманности,
в диапазоне около 7,9 м — 20%.
188

и т. д. Другие радиотуманности представляют собой обычные диффуз-
диффузные туманности (например, туманность Ориона), ионизованные горя-
горячими звездами. На 70% площади небесной сферы, изученной полностью
на частоте 1420 Мгц, существует 16 внегалактических источников,
у которых т142о ярче 8т,6 *). 14 из них отождествлены с оптическими
Рис. 126. Крабовидная туманность в созвездии Тельца, снятая в интервале длин
волн М, 6300— 6700.
объектами, один источник — ЗС273**)—квазар (см. ниже), другой
источник—ЗС405 связан с источником Лебедь А. Распределение по
абсолютным величинам следующее:
1 слабый источник (Mi42o~—16m) — галактика Андромеды, 4
средних (М142о~—24m): Cen A, NGC 4261, Vir A, For A, 3 интенсив-
интенсивных (М1й20~—28m): 3C 353, Pic А, Нуа А, 8 очень интенсивных
(Afi42o~—32™): ЗС273, Her А, ЗС 286 (Q?), ЗС 48, Cyg A, Boo А,
ЗС 147 и ЗС 123.
Радиоизлучение внегалактического происхождения, приходящее
от галактик и их скоплений, имеет различную природу у разных
объектов. В основном это нетепловое радиоизлучение — излучение
быстрых (так называемых релятивистских) электронов, движущихся
в магнитных полях. Некоторые галактики выделяются среди других
необычайно мощным радиоизлучением. В них имеются облака
*) Звездная величина, соответствующая частоте v, вычисляется по формуле
mv— —53,45—2,6 lgSv, где 5V—плотность потока (вт/м2 гц).
**) То есть радиоисточник № 273 в 3-м Кэмбриджском (Англия) каталоге радио-
радиоисточников,
189

релятивистских частиц (электронов и протонов с энергиями во много
миллиардов электрон-вольт). Эти облака с большой скоростью удаляют-
удаляются от центра галактики, одновременно быстро расширяясь. У галактики
М 87=NGC 4486 на фотографии виден выброс, состоящий из несколь-
нескольких голубых сгустков (рис. 127) — источников интенсивного радио-
и оптического излучения этих релятивистских частиц. Есть радиога-
радиогалактики, в которых источники радиоизлучения сосредоточены в самих
ядрах. В центре нашей Галактики также находится интенсивный
радиоисточник небольших угловых размеров и сложной структуры.
Однако термином радиогалактики обозначают лишь такие, радиоизлу-
радиоизлучение которых в 103—106 раз превышает излучение нашей Галактики.
Анализ их радиоспектра (т. е. изменения интенсивности с частотой)
показал падение энергии радио-
радиоизлучения с повышением часто-
частоты. Для объяснения этой особен-
особенности предложен синхротронный
механизм излучения, т. е. маг-
магнитно-тормозное излучение ре-
релятивистских электронов.
Табл. 64 А и Б дают списки
наиболее интенсивных радиоис-
радиоисточников различного происхож-
происхождения — галактических и внега-
внегалактических (объяснения в на-
начале таблиц и в примечаниях
к ним).
С 1963 г. стали открывать
необыкновенные объекты, полу-
получившие в конце концов назва-
название квазаров (quasar — квази-
Рис. 127. Галактика М 87 = NGC 4486 с выб- ооекотти^ттл иртлииик-^ R т&п&пггг\п
росом из голубых сгустков. Интенсивный ЗВеЗДНЫИ ИСТОЧНИК). Ь ТеЛеСКОП
источник радиоизлучения Vir А. (ИЛИ На фотографиях) ПОЧТИ Все
они неотличимы от звезд. Однако
по интенсивности радиоизлучения квазары сравнимы с самыми мощ-
мощными радиогалактиками, состоящими из десятков миллиардов звезд,
а в оптическом диапазоне они излучают в сотни раз больше, чем
обычные галактики. Размеры квазаров (определенные радиоинтерфе-
радиоинтерферометрами) столь малы (часто менее 0",1!), что (в пересчете на время,
в течение которого свет проходит поперечник квазара) составляют,
возможно, много менее светового года (сравните с размерами галак-
галактик в 50—100 тыс. световых лет).
Квазары показывают самые большие из известных значения крас-
красного смещения линий в спектре и, таким образом, оказываются самыми
далекими от нас объектами. Так, квазар ЗС 9 имеет доплеровское
красное смещение ДАА больше 2, т. е. ультрафиолетовая область его
спектра попадает в видимую область спектра! Его лучевая скорость
более 240 000 км!сек\ Надо отметить, что обычную формулу эффекта
Доплера (стр. 269) Д?\Л=]/г/с при очень больших скоростях надо
190

заменить более сложной, вытекающей из специальной теории относи-
относительности Эйнштейна:
С л —"- '
/4W
1-^
с
— 1 или Vr=c
A + zf - 1
A+гJ-Н
Эта формула удовлетворяет принципу, по которому никакая скорость
в природе не может превысить некоторой предельной, с которой свет
распространяется в вакууме (~300 000 км/сек). Для характеристики
красного смещения (а отсюда и расстоя-
расстояния) теперь используют величину г=АШ,
получающуюся из непосредственных из-
измерений смещения линий в спектре.
Связь г и Vr изображена на рис. 128,
где показаны также места нескольких
объектов из табл. 64.
Самый близкий квазар — ЗС 273 —
находится на расстоянии около 1,5 млрд.
световых лет B=0,16, Vr=A8 000 км/сек).
Он виден как звезда ~13т, т. е. до-
доступен наблюдениям с небольшим теле-
телескопом или на фотографиях. На рис. 129
дана карта окрестностей с несколькими
звездами сравнения.
Большой интерес представляет изуче-
изучение колебаний блеска квазаров. В ча-
частности, квазар ЗС 273 обнаруживает колебания блеска, которые
прослежены по старым пластинкам до 1890 г. За это время отмече-
отмечены нерегулярные колебания блеска с амплитудой до 0w,7 и с цик-
циклами около недели и около 10 лет*).
Общее число квазаров до 19"\7 оценивается по снимкам в красных
лучах Паломарского звездного атласа в 100 000. Хотя квазарам
посвящено много исследований (см. стр. 377), природа их остается
еще не разгаданной.
Изучены радиосветимости более 200 внегалактических объектов.
Хотя дисперсия светимостей их очень велика, все же наметился плав-
плавный переход от нормальных галактик к радиогалактикам, а затем
к квазарам, что, может быть, говорит в пользу космологической трак-
трактовки этой зависимости (иначе говоря, переходя от больших г к мень-
меньшим, мы переходим от объектов, какими они были раньше, к объектам
более поздним и представляющим, может быть, более поздние стадии
их эволюционного развития).
U5-
Рис. 128. Зависимость z от Vr
*) ЗС 273 испускает света в сотни раз больше, чем самые абсолютно яркие галак-
галактики, а радиоизлучение его больше, чем у самой мощной радиогалактнки, причем
излучают в радиодиапазоне звездообразное ядро этого квазара и длинный выброс,
видимый на фотографиях. Кроме того, ЗС 273 — мощный источник рентгеновского
излучения.
191

В 1965 г. в США были открыты слабые голубые объекты с очень
большими z, но без заметного радиоизлучения. Их назвали в конце
концов квазизвездными галактиками или, сокращенно, квазагами.
Может быть, квазары являются представителями более многочислен-
многочисленного класса квазагов, но находящимися в фазе бурных изменений, со-
сопровождающихся мощным радиоизлучением?
то'.
* •
755О
•
•
•
<
N
¦
•
• •
# #
. • • •
Рис. 129. Карта окрестностей квазара ЗС 273.
Звездные величины и цвет звезд сравнения:
*
V
B — V
и~в
10
+ 1
+ 1
k
,33
,46
,80
а
1 1
+ 0
+ 0
,72
,66
,13
с
11
+ 0
—0
,76
,99
,05
12
+ 0
+ 0
Ь
,13
,44
,59
d
12 ,
+ 0,
-о,
51
53
02
е
12,
+ 0,
+ 0,
58
66
10
12
+ 1
+ 0
t
,76
,09
,80
13
+ 0
+ 0
g
,38
,61
Еще одно поразительное открытие было сделано в конце 1967 г.
английскими радиоастрономами с помощью очень чувствительной и
быстродействующей аппаратуры. Речь идет о пульсарах — объектах,
радиоизлучение которых пульсирует с очень короткими периодами
(первые четыре пульсара имели периоды Is,34, 0s,25, Is,19 и Is,27),
причем интенсивность потока изменяется в некоторых случаях на два
порядка (в сто раз). В среднем ширина импульса порядка 40 мил-
миллисекунд (при этом восходящая ветвь длится несколько милли-
миллисекунд).
К началу 1971 г. открыто более 60 пульсаров. В табл. 64В даны
основные сведения о них. Обозначения пульсаров включаюг букву Р,
перед которой стоит сокращенное название обсерватории, на которой
открыт пульсар (СР — Кембридж, Англия; NP — Национальная ра-
радиоастрономическая обсерватория, США; МР — Молонгло, Австралия
192

(когда координаты приближенные), АР — Аресибо, Пуэрто-Рико;
PSR — Молонгло, Австралия (когда координаты точны); РР — Пу-
щино, ФИАН СССР; HP — Гарвард, США; JP — Джодрелл Бэнк,
Англия), и цифры, указывающие часы и минуты прямого восхождения.
Некоторые радиообсерватории добавляют знак и число градусов скло-
склонения (см. табл. 64В).
Пульсары обнаруживают следующие закономерности:
1. Они показывают галактическую концентрацию (г = 150 пс), что
говорит об их принадлежности Галактике. Однако есть пульсары и
на высоких галактических широтах. Два найдены в областях, занятых
остатками сверхновых.
2. С увеличением периода возрастает длительность импульсов,
проявляется их сложная структура — каждый импульс состоит из
двух-трех субимпульсов. В некоторых пульсарах субимпульсы следуют
друг за другом так, как будто они образуют непрерывную последова-
последовательность, из которой основной импульс «выхватывает» два или три
субимпульса.
3. У некоторых пульсаров определено очень медленное увеличение
периода (соответствующее удвоению периода за 103—107 лет).
Теоретики для объяснения наблюдаемых эффектов выдвигают ги-
гипотезу вращающейся нейтронной звезды (периоды вращения порядка
секунд) с горячими пятнами на поверхности. Эта гипотеза может дать
объяснение и постепенному увеличению периода пульсара (НиЖ,
1969, № 3, 52—60).
Нейтронная звезда, по всей вероятности, один из вариантов по-
последней стадии существования звезды. После «выгорания» водорода
в недрах звезды вещество звезды под действием сил гравитации (вза-
(взаимного притяжения частиц вещества) сжимается. Это происходит,
вероятно, внезапно (со взрывом, которым можно объяснить вспышки
сверхновых звезд). При плотности в десятки и млн. тысяч тонн в ку-
кубическом сантиметре создаются благоприятные условия для превра-
превращения протонов и электронов в нейтроны, откуда и происходит на-
название этих звезд.
При массе, примерно равной солнечной, нейтронная звезда должна
иметь радиус около 10 км, что при периоде вращения Is,34 дает не
очень большую центробежную силу на экваторе, где линейная скорость
всего около 50 км/сек, что не угрожает целости этой необыкновенной
звезды. Открытие пульсаров — важный аргумент в пользу существо-
существования во Вселенной нейтронных звезд, которые давно уже искали,
чтобы объяснить происхождение источников рентгеновского излуче-
излучения, обнаруженных во время ракетных исследований.
При регистрации импульсов пульсаров на разных частотах (их
наблюдали на частотах от 40 до 2300 Мгц) обнаружилось запаздывание
импульса (до нескольких секунд) при переходе от одной частоты к более
низкой, являющееся следствием рассеяния на ионизованных частицах
межзвездной среды. При некоторых предположениях о плотности
среды по величине запаздывания можно оценить расстояния пульса-
пульсаров от нас порядка сотен парсек (от 200—250 до 2500 пс).
7 П. Г. Куликовский 193

В конце 1968 г. на Стьюартской обсерватории в США впервые об-
обнаружены пульсации оптического и рентгеновского излучения пуль-
пульсара NP0531, расположенного в центре Крабовидной туманности
и отождествленного со звездой 16W,5. Оптические импульсы имеют
тот же период @s ,033) и сходную тонкую структуру. Сопоставление
измерений 1942 и 1968 гг. показало уменьшение среднего блеска пуль-
пульсара почти на одну звездную величину.
В феврале — марте 1969 г. пульсар PSR 0833 — 45 внезапно умень-
уменьшил свой период, а затем вновь стал его увеличивать, однако немного
быстрее, чем было раньше.
Общее число пульсаров в Галактике пока не поддается оценке,
однако каждый месяц приносит известия о новых открытиях этих
удивительных объектов.
Ко времени выхода этой книги читатели журнала ЗиВ, где систе-
систематически публикуются новости о пульсарах (см. ЗиВ, 1968, № 3, 40;
№ 5, 50; 1969, № 2, 50), смогут узнать о них много больше, чем сейчас
знает автор этой книги.
В 1965 г. было сделано еще одно важное открытие, явившееся,
наряду с расширением Вселенной и открытием квазаров, наблюдатель-
наблюдательной основой современной космологии. Речь идет об изотропном (т. е.
одинаковом от всех направлений) и непрерывном по частоте и постоян-
постоянном во времени тепловом радиоизлучении, обнаруженном (в США)
на волнах от 3 до 20 см и подтвержденном затем на большем диапазоне
от 0,8 до 75 см (более короткие волны не пропускает атмосфера Земли).
По существующим предположениям об эволюции «горячей Вселен-
Вселенной» 1010 лет назад она была сгустком радиации с чрезвычайно высо-
высокими температурами и плотностью (теория дает даже бесконечно
большие значения, что заставляет считать неприменимыми в этих
условиях известные нам законы физики). Вследствие расширения
Вселенной температура первичного излучения к нашему времени упала
до 3° К (—270° С). Радиоастрономы обнаружили это предсказанное
теорией 3° К-излучение, названное «реликтовым» или «космологиче-
«космологическим» (ЗиВ, 1970, № 1, 50—53).
19. Происхождение и эволюция звезд
Проблема происхождения и развития звезд является одной из основ-
основных проблем современного естествознания.
Разработке проблем звездной космогонии очень помогли исследова-
исследования звезд, находящихся на поворотных этапах их развития — пере-
переменных звезд, новых звезд, горячих звезд-гигантов, которые расточи-
расточительно расходуют свою энергию, звезд с яркими линиями в спектрах
и т. д.
Основным достижением советской космогонии является установле-
установление очень важного факта: звезды образовались в Галактике не одно-
одновременно, процесс звездообразования происходит и в настоящее время.
Это доказывается, в частности, существованием молодых звезд и звезд-
звездных ассоциаций.
194

Анализируя совокупность данных о звездах, мы можем нарисовать
в общих чертах следующую картину происхождения и развития звезд*),
по крайней мере звезд главной последовательности диаграммы
«спектр — светимость» (стр. 130).
Образование звезд происходит группами, состоящими из десятков
и сотен звезд. Они возникают из вещества, которое либо образовалось
в результате длительного процесса конденсации газово-пылевой мате-
материи, либо из сверхплотного дозвездного вещества, так называемых
D-тел по терминологии В. А. Амбарцумяна (УФН 96, вып. 1, 1968,
3—19). В газово-пылевом облаке образуется несколько сгущений сфе-
сферической формы (которые мы, может быть, и наблюдаем как «глобулы»).
Газовое давление в них меньше сил взаимного притяжения частиц
такого шара, в силу чего он сжимается и увеличивает свои плотность
и температуру.
Эволюция звезды, ее жизненный путь, зависит от двух важнейших
характеристик — первоначальных массы и химического состава. Они
определяют ее светимость и температуру поверхности. Между свети-
светимостью и спектрами или температурами звезд существует статистиче-
статистическая зависимость — диаграмма Герцшпрунга— Рессела (стр. 130)
или равнозначная ей диаграмма «цвет — абсолютная звездная величи-
величина». Теория звездной эволюции должна объяснить вид этой диаграммы
и указать на ней пути изменения со временем положения звезд раз-
различного происхождения и возраста. Это можно сделать, опираясь
на современные представления об источниках звездной энергии. Такими
источниками являются ядерные реакции. Для звезд главной последо-
последовательности, например, это — превращение ядер водорода в ядра ге-
гелия, которое сопровождается освобождением небольшой доли внутри-
внутриядерной энергии **). В итоге в центральных областях звезды, где гос-
господствует температура в десятки млн. градусов, генерируется
(образуется) энергия, поддерживающая излучение звезды в течение
миллионов (самые массивные горячие звезды) и даже миллиардов лет
(звезды типа Солнца и многие другие). (НиЧ, 1964, 344—357.)
Большое значение имеет изучение диаграмм «цвет — абсолютная
величина» для групп звезд (скопления, ассоциации), члены которых
образовались более или менее одновременно.
Исследование внутреннего строения звезд и источников их энергии
в последние годы достигло большого успеха благодаря широкому ис-
использованию быстродействующих электронных вычислительных машин.
Особое внимание было обращено на анализ такой схемы эволюции
звезд, когда, образовавшись путем конденсации холодной газово-
пылевой материи, звезда сохраняет в дальнейшем постоянной свою
массу (если не считать небольшого ее уменьшения за счет электромаг-
электромагнитного излучения различной частоты, т. е. различных длин волн),
причем вещество звезды не подвергается перемешиванию и поэтому
*) Точнее сказать, один из возможных путей образования звезд.
**) Так, например, протон-протонная реакция превращения водорода в гелий
4H1->He4+2v+26 Мэв сопровождается выделением 26Мзв^4,5-10-6 эрг энергии.
В пересчете на J г вещества это дает 6,2-1018 эрг.
7* 195

изменение химического состава происходит лишь в центральных обла-
областях, где водород «выгорает», превращаясь в гелий.
Таким образом, гравитационное (т. е. под действием собственного
тяготения частиц друг к другу) сжатие первоначального газово-
пылевого облака приводит к повышению температуры в центральной
области облака и образованию там условий, благоприятных для воз-
возникновения ядерных реакций. Температура, при которой прекратится
сжатие звезды, зависит от первоначальной массы газово-пылевого
сгустка. Чем больше эта масса, тем температура выше и тем больше
энергии вырабатывается в недрах и излучается поверхностью. В этом
находит объяснение зависимость «масса — светимость» (стр. 144).
По современным представлениям, пока общая масса гелия, заме-
заменившего «выгоревший» водород в центральной области звезды, не до-
достигнет 10—12% массы звезды, звезда медленно увеличивает свою
светимость (примерно на одну звездную величину) и на диаграмме
«спектр — светимость» продвигается вверх и направо. Для массивных
горячих звезд это требует лишь сотен тысяч лет, для звезд с массой,
близкой к солнечной,— нескольких миллиардов лет.
После достижения указанного состояния ядро, лишенное источни-
источников энергии, начнет сжиматься, температура его будет повышаться,
а оболочка, наоборот, расширяться и охлаждаться. Энергия будет
вырабатываться лишь в сравнительно тонком слое водорода, окру-
окружающем ядро.
После достижения определенной температуры в ядре начнет дей-
действовать новый источник энергии — превращение трех ядер гелия
в ядро углерода. Чем больше масса звезды, тем скорее происходит
превращение ее в красный гигант. На диаграмме звезда будет быстро
продвигаться слева направо; звезды больших масс — более или менее
горизонтально, а звезды с массой, близкой к солнечной,— одновре-
одновременно увеличивая светимость.
Результаты обширных машинных вычислений, основанных на такой
схеме эволюции звезд, хорошо согласуются с наблюдениями и объяс-
объясняют «населенность» различных частей диаграммы Герцшпрунга —
Рессела. Эта схема эволюции объясняет также сходство пространствен-
пространственного распределения в Галактике и сходство характеристик движения
(кинематических характеристик) звезд главной последовательности и
поздних гигантов и сверхгигантов, а также некоторые другие наблю-
наблюдательные факты (АК 1964, 153—161).
Дальнейший «жизненный путь» звезды не столь ясен. Предполо-
Предположение о том, что последующее сжатие звезды, исчерпавшей второй
указанный источник энергии, быстро превращает ее в белый карлик,
который, остывая очень медленно, постепенно затухает и переходит
в разряд несветящихся тел, наталкивается на ту трудность, что белые
карлики не могут иметь массу больше 1,4 солнечной. Следовательно,
чтобы стать белым карликом, звезда должна как-то избавиться от зна-
значительной доли своей массы. Каким путем? Если бы это происходило
путем вспышки, подобной вспышкам сверхновых звезд, то тогда в нашей
системе, да и в других галактиках, было бы гораздо больше вспышек
196

сверхновых, чем их известно теперь. Может быть, звезда, в которой
«выгорело» все ядерное топливо, лишенная источников энергии, начи-
начинает безудержно сжиматься под действием собственной гравитации
(которой теперь не противостоит поток энергии из ядра) и переходит
через некоторую грань, за которой, согласно эйнштейновской теории
тяготения, нельзя будет увидеть звезду, так как мощное гравитацион-
гравитационное поле ни одному лучу не даст покинуть поверхность звезды. Это
все должны решить дальнейшие исследования.
~8
B-V
Рис 130 Сводная диаграмма цвет — светимость для рассеянных скоплений
от самых молодых (NGC 2362) до старых (М 67).
Диаграммы «светимость — цвет» для различных звездных скопле-
скоплений являются хорошей проверкой разработанной схемы звездной эво-
эволюции, так как число звезд в различных их частях должно быть про-
пропорционально скорости различных этапов звездной эволюции. Боль-
Большой интерес представляет сопоставление комбинированной диаграммы
«цвет — светимость» для рассеянных скоплений (рис. 130) с теоретиче-
теоретическими линиями равного возраста — изохронами для звезд разной
массы и их эволюционными треками (путями) (рис. 131). Наблюдаемые
на диаграмме последовательности звезд в общем должны совпадать
с изохронами. На рис. 130 положение точки отклонения звезд скопле-
скопления от начальной главной последовательности указывает возраст
197

скопления (соответственно правой шкале возрастов). Аналогичное
построение для шаровых скоплений дает возраст порядка нескольких
миллиардов лет.
Таковы в основных чертах современные представления о ходе звезд-
звездной эволюции. Много вопросов еще ждут своего разрешения, в част-
частности, вопрос о роли и значения явления звездной переменности в эво-
эволюции звезд Является ли состояние переменности одним из неизбеж-
неизбежных этапов эволюционного пути звезды и какое место получают пере-
переменные различных типоз среди «нормальных» звезд? Расположение
переменных различных типов на
диаграмме «цвет — светимость»,
(рис. 132), где они занимают
целую полосу, пересекаемую
(и даже не один раз) эволюцион-
эволюционными треками, как будто бы го-
говорит о том, что для звезд, эво-
эволюционирующих от начальной
главной последовательности к
красным гигантам, состояние
переменности оказывается неиз-
неизбежным *).
Решение вопроса о механизме
образования звезд и об их эво-
эволюции осложняется необходи-
необходимостью одновременного решения
проблемы происхождения двой-
двойных и кратных звезд, число ко-
которых превышает число одиноч-
одиночных звезд (стр. 143). К кратным
звездам можно отнести также
звезды, обладающие невидимы-
невидимыми спутниками (стр. 142). Солнце с его планетами также можно рас-
рассматривать как своеобразную кратную звезду. Нет никаких осно-
оснований считать нашу Солнечную систему особенной или единственной.
Многие факты говорят за то, что образование кратных звезд должно
подчиняться тем же законам, что и образование одиночных звезд.
Вопрос о происхождении и развитии звезд связан еще с одним не
менее сложным и важным вопросом о происхождении химических
элементов. Исследования состава Земли, метеоритов, атмосфер Солнца
и звезд, а также межзвездной среды показали, что различные химиче-
химические элементы приблизительно одинаково распределены во Вселенной.
При этом, конечно, учитывается различие структуры и состава планет
земной группы и больших планет, а также различие в содержании
тяжелых элементов у звезд различного возраста (так, например, члены
шаровых скоплений имеют не более 0,3% тяжелых элементов, а моло-
молодые звезды — до 4%).
Рис 131. Линии одинакового возраста — изо-
хроны и эволюционные пути (треки) звезд раз-
различной массы на диаграмме цвет — светимость
(по оси абсцисс отложен логарифм эффективной
температуры).
*) Ю. Н. Ефремов, Природа, 1966, № 8, 8—17,
198

Наиболее распространенными являются самые легкие элементы:
водород и гелий. Солнце, звезды, межзвездный газ на 99% состоят
из них. На долю всех других, в том числе и самых сложных «тяжелых
элементов», приходится менее 1%. Долгое время считалось, что усло-
условия, при которых могут образовываться эти элементы могли су-
существовать лишь в некоем дозвездном веществе, которое должно было
быть весьма плотным и горячим. Однако даже в земной коре имеются
Я-У
Рис. 132. Расположение переменных некоторых типов на диаграмме цвет (В — V) — абсолютная
звездная величина (My), составленной для ряда звездных скоплений.
М —звезды типа Миры Кита, SR — красные полуправильные переменные (гиганты), SRc—
полуправильные сверхгиганты, RV — переменные типа RV Tau, C6— цефеиды плоской состав-
составляющей, CW — цефеиды сферической составляющей, JRJR — короткопериодические цефеиды типа
RR Лиры, RRs— карликовые цефеиды (типа SX Phe), 6 — звезды типа 6 Щита, Ар — магнит-
магнитные переменные (пекулярные А-звезды), Am — металлические А:звезды, |3 — звезды типа
3 СМа, N — новые в минимуме блеска, UG — звезды типа U Близнецов (Му= +7).
радиоактивные элементы, срок жизни которых в качестве распада-
распадающихся элементов ограничен несколькими миллиардами лет. В атмо-
атмосферах звезд также обнаружены радиоактивные элементы с корот-
короткими сроками жизни. Приходится считать, что в некоторых звездах
имеются (или создаются) условия для образования тяжелых элементов,
а вспышки сверхновых звезд рассеивают эти элементы в межзвездное
пространство. Более легкие элементы, вероятно, могут образовываться-
в активных областях некоторых звезд, где возникают сильные магнит-
магнитные поля, вызывающие ускорение элементарных частиц вещества до
громадных скоростей, способствующих превращению элементов (НиЧ,
1964, 332—347.)
199

ГЛАВА II
НЕКОТОРЫЕ СВЕДЕНИЯ ПО МАТЕМАТИКЕ
1. Обозначения больших и малых чисел
В науке и технике широко используется сокращенное обозначение
больших и малых чисел с помощью десятичных множителей, содержа-
содержащих различные степени числа 10 (положительные для чисел больших
чем единица и отрицательные — для меньших). В этой системе число
100 обозначается как 102, число 1000 как 103; число 1580 может быть
записано как 15,8-102, либо 1,58-103; 1(Г3 — это 0,001, 2-10—
это 0,0002 и т. д.
Для наименования больших чисел существует две системы
(табл. XVI). I система счета принята в СССР, США, Франции, Италии
и др., II система — в Англии, ГДР, ФРГ, Дании, в большинстве стран
Латинской Америки.
Таблица XVI
Наименования чисел
Сокращ.
обознач.
106
10*
1012
1016
1018
I система
Миллион
Биллион
(миллиард)
Триллион
Квадриллион
Квинтиллион
11 система
Миллион
Миллиард
Биллион
Биллиард
Триллион
Сокращ
обознач.
1021
1024
Ю27
1Озо
10зз
Юзе
( система
Секстиллион
Септиллион
Октиллион
Нониллион
Дециллион
II система
Триллиард
Квадриллион
Квадриллиард
Квинтиллион
Квинтиллиард
Секстиллион
Употребительна также система обозначения больших и малых ве-
величин путем использования греческих слов в качестве приставок к на-
названиям различных единиц (табл. XVII).
200

Обозначения больших и малых величин
Примеры: миллиметр (мм), микрофарада (мкф), килограмм (кг), мегапар-
сек (Мпс) и т. д.
2. Измерение углов
Угол между двумя направлениями в пространстве можно измерить
дугой окружности, имеющей центр в вершине угла. Обычно окруж-
окружность делится на 360 частей *), именуемых градусами C60°), градус
делится на 60 минут F0'), минута — на 60 секунд F0"). Всю окруж-
окружность принято делить на четыре квадранта. Угол от 0° до 90° нахо-
находится в первом квадранте, от 90 до 180° — во втором и т. д. Иногда
окружность делят на 400 частей, именуемых градами (обозн. 1&;
10g =9°); вместо минут и секунд дуги в этом случае употребляют деся-
десятые и сотые доли града.
В сущности, при измерении углов имеет значение не сама дуга
окружности, а ее отношение к длине всей окружности. Отношение
длины любой окружности к ее диаметру (обозначается я) выражается
бесконечной десятичной дробью. С точностью до 15 знаков после за-
запятой я равно
я = 3,141592653589793...**)
Можно ввести так называемую «отвлеченную меру» углов, когда
угол определяется соответствующей ему дугой окружности, деленной
на ее радиус. В этой мере угол, соответствующий полной окружности,
т. е. 360°, будет равен 2nR/R=2n. Угол в 180° выразится числом я,
угол в 1° — числом 2jt/360=0,0174533..., приблизительно равным
*) Деление окружности на 360 частей имеет астрономическое происхождение:
еще в древности было замечено, что Солнце в сутки проходит среди звезд примерно
1/360 часть окружности.
**) С помощью вычислительных машин теперь вычислено несколько сотен зна-
знаков после запятой.
201

1/57,3. Угол в 57°,3 стягивается дугой, равной радиусу. Отсюда про-
происходит название этого угла — радиан, а отвлеченная мера углов
часто называется радианной.
Поперечник объекта, который виден под углом в Г, в 57,3 раза
меньше отделяющего нас от него расстояния. Углам в Г и Г' соответ-
соответствуют 1/3438 и 1/206265 части расстояния *). Табл 95 дает переход
от угловой к радианной мере.
В астрономии весьма употребительно выражение углов в часовой
мере. Этот счет углов связан с тем, что угол поворота вращающейся
Земли пропорционален протекшему времени.
Угол в 360° будет выражаться углом в 24h(lh =15°), l°=4m и т. д.
Для перехода от одной системы измерений углов к другой служат
табл. 89—92.
3. Элементы сферической тригонометрии
Прежде всего отметим, что: 1) плоскость, проходящая через центр
сферы, пересекает ее по большому кругу; всякая иная секущая пло-
плоскость дает в пересечении малый круг\ 2) два больших круга пересе-
пересекаются в двух диаметрально противополо-
противоположных точках, которые делят круги попо-
пополам; 3) точки на сфере, равноотстоящие от
всех точек большого круга, называются
полюсами этого большого круга. Они лежат
на расстоянии 90° от большого круга, на
концах диаметра. Три точки сферы, не ле-
лежащие на одном большом круге и соеди-
соединенные дугами больших кругов, образуют
сферический треугольник. Рассматриваются
сферические треугольники, у которых сто-
стороны и углы меньше 180°. Сумма сторон будет больше 360°. Сумма
углов такого треугольника всегда больше 180°, но меньше 540°. При
очень малых размерах сферического треугольника можно пользо-
пользоваться формулами плоской тригонометрии, а сумму углов считать
равной 180°.
Ниже приводятся основные формулы, из которых легко получить
выражения неизвестных элементов сферического треугольника через
известные.
а) Прямоугольный сферический треугольник (рис. 133):
Р«:с 133. Прямоугольный сфери
ческий треугольник
cos a = cosb cos с,
гу Sin Ь . ^ Sin С
Sin ?5=- , SinG=- ,
sin a ' sin a '
= ctgBctgC,
cos В
cos b — -
cos С
sin В '
*) Более точные значения см. стр. 387.
202

б) Косоугольный сферический треугольник (рис. 134):
формулы синусов:
sin а sin Л *)
sin b~ sin Б '
формулы косинусов:
cos а = cos b cos с + sin Ъ sin с cos Л *).
Формулы пяти элементов:
sin a cos В = cos b sin с—sin b cos с cos A *),
sin a cos С = cos с sin 6 — sin с cos ft cos Л*).
Переход от одной системы астрономических координат к другой.
(О системах координат см. стр. 218.)
а) Переход от горизонтальной системы коор-
координат Л, ft к экваториальной системе коорди-
координат а, б:
sin 6 = sin ф sin /г — coscp cos ft cos Л,
cos б sin / = cos ft sin A,
COS б COS * = Sin ft COS ф + COSft Sin ф COS Л,
причем a=s—/.
б) Переход от экваториальных координат а, б к горизонтальным
Л, ft:
sin ft = sin ф sin б -f- cos ф cos б cos /,
cos ft sin Л = cos б sin t,
cos ft cos Л = —соэф sin б-f этф cos б cos t.
в) Переход от экваториальных координат а, б к эклиптическим А,, р
sin р = —cos б sin a sin e + sin б cos e,
cos p cos X = cos 6 cos a,
cos p sin X ~ cos б sin a cos e + sin б sin e,
где e=23°27' — наклонение эклиптики к экватору.
г) Переход от экваториальных координат а, р к галактическим /, Ь.
Так как этот переход редко требуется делать с большой точностью,
обычно пользуются таблицей 81 или номограммой. (В Приложении
XI дана номограмма для приближенного перехода от экваториаль-
экваториальных координат к галактическим.)
Приближенный переход (с точностью до 0°,5) от одной системы астро-
астрономических координат к другой можно осуществить также с помощью
так называемой стереографической сетки (см. Приложение V).
Определение площадей частей сферы и расстояний на сфере.
Для ряда задач бывает необходимо определять площади различных
частей сферы. Приводим ряд формул.
*) Другие две формулы получаются круговой перестановкой элементов (сторон
и углов).
203

Поверхность шара радиуса г равна 4яг2 или 2-360° E7°,296)-=
=41 252 кв. градуса=4 площади большого круга того же радиуса.
Поверхность шарового сегмента (например, площадь полярной
шапки, отсекаелюй параллелью с широтой ср): 2ягA—sin ф) или
360°-57°,296A—sin ф) кв. градусов.
Поверхность шарового пояса между параллелями с широтами фх
и ф2: 360°-57°,296(sin ф2—sin фх) кв. градусов.
Поверхность, ограниченная двумя параллелями с широтами фх и ф2
и двумя меридианами, образующими разность долгот АХ°, т. е. пло-
площадь трапеции на сфере:
S = 57°,296. ДГ (sin ф2 —sin фх).
Площадь сферического треугольника:
S = ^~nr2 = r2e° sin 1°,
loU
где г— радиус феры, е° — сферический избыток: г°=А-{-В-\-С—180°,
или
.а . Ь
sinin
sinT
sin С
или
где р — периметр, а, Ьу с — стороны треугольника, А, В, С — углы
треугольника.
Площадь сферического двухсторонника [двуугольника] (образован-
(образованного двумя меридианами от полюса до полюса):
S = И^1 = 0,0349066 А°г\
где А° — разность долгот меридианов.
Угловое расстояние на поверхности сферы между двумя точками
с координатами Хи Ц)г и Х2, ф2 определяется из соотношения
РПо <Yo\ _ sin (Px-si^
cos (x ) — ^
где вспомогательный угол х находится из уравнения
Линейное расстояние х на поверхности сферы по угловому рас-
расстоянию х°:
x = x°r sin Г,
где г — радиус сферы.
204

4. Конические сечения
В астрономии при рассмотрении движения небесных тел часто
используется уравнение конического сечения в полярных координа-
координатах г и v относительно начала, совпадающего с фокусом:
1 -\-е cos v
B5)
А/
где г — радиус-вектор, р — параметр *), е — эксцентриситет.
К коническим сечениям относятся окружность, эллипс, парабола
и гипербола. Свое общее название они получили от того, что сечение
прямого кругового конуса
плоскостью, по-разному на-
наклоненной к его оси, дает
одну из этих кривых.
Окружность характери-
характеризуется тем, что все ее точки
равноудалены от центра.
Таким образом, радиус-век-
радиус-вектор г окружности равен
постоянной величине, а
эксцентриситет окружности*
е=0.
У ЭЛЛиПСа (рИС. 135) Рис. 135. Эллипс.
сумма расстояний любой его
точки от двух внутренних точек, называемых фокусами, остается
величиной постоянной и равной большой оси эллипса:
Степень вытянутости эллипса характе-
характеризуется величиной эксцентриситета
? === ===
а
B6)
Рис. 136. Парабола.
т. е. отношением расстояния фокуса от
центра эллипса с к большой его полуо-
полуоси а. Эксцентриситет эллипса всегда
больше нуля, но меньше единицы. Зная
эксцентриситет эллипса и его большую
полуось, можно определить малую по-
полуось эллипса по формуле
b^aVT^. B7)
При?~1 получаем незамкнутую кривую — параболу (рис. 136).
Характерным свойством параболы является постоянное равенство
*) Геометрически р есть половина хорды, проведенной через фокус конического
сечения перпендикулярно к главной оси (рис. 135—137).
205

расстояний любой точки кривой от фокуса и от неподвижной пря-
прямой А А' (не проходящей через фокус), называемой директрисой:
MB=MF.
Точка О называется вершиной параболы: OF есть перигелийное рас-
расстояние q. Параметр параболы p—2q.
Гипербола (рис. 137) — незамкнутая кривая (состоящая из двух
отдельных ветвей) с эксцентриситетом е> 1. У гиперболы разность
расстояний любой ее точки от двух фокусов — величина постоянная:
Рис. 137. Гипербола.
F2M—MFt=2a. Параметр гиперболы р=а(е2—1). Прямые ВВГ и СС\
симметричные относительно оси гиперболы FXF^ называются ее
асимптотами.
5. Интерполирование и экстраполирование
При пользовании числовыми таблицами, выражающими зависи-
зависимость одной величины (функции) от другой (аргумента), часто при-
приходится находить значения функции, соответствующие промежуточ-
промежуточным значениям аргумента,— производить интерполирование (интер-
(интерполяцию) .
Его можно производить графическим путем или вычислениями
по специальным интерполяционным формулам. При графическом ре-
решении задачи надо по данным таблицы составить в достаточно большом
масштабе график непрерывного и плавного изменения функции у
в зависимости от изменения аргумента х и с него брать значения у
для нужных промежуточных значений х.
Когда функция меняется пропорционально изменению аргумента,
она называется линейной функцией, так как график ее— прямая ли-
линия (рис. 138). Здесь мы имеем задачу линейного интерполирования,
которая легко решается и вычислительным путем.
Чтобы удостовериться в том, что у представляет собой линейную
функцию ху надо составить столбец разностей первого порядка или,
иначе, первых разностей at значений функции для соседних равноот-
равноотстоящих значений аргумента и убедиться в том, что все они являются
206

приблизительно одинаковыми. Среднее значение ее а— —-. Тогда
для некоторого значения
Аргумент
хг
х2
Ч
Ч
Функция
Ух
Уъ
У4
Первые разно-
разности
«1
а2
«3
аргумента х, находящегося, например,
иметь значение
X
между хг и х2> функция будет
х2 —
а.
Пример линейной интерполяции,
функция у от аргумента х дана
следующей таблицей:
У
7,2
го
Ц8
Ц6
Найти у для х = 2,25, если
X
1,0
1,5
2,0
2,5
3,0
ч
0,41
0,59
0,81
1,01
1,20
а
0,18
0,22
0,20
0,19
Среди. 0,20
=B,25) = уB,00)+
= 0,814-0,5.0,20 =
2,25 — 2,00
-2,00
,0,20 =
10 7,5 2,0 2,5 3,0 Я
Рис. 138. Пример графической
интерполяции
По всем значениям у, которые получались из наблюдений с ошиб-
ошибками случайного характера, проводим прямую, лучше всего удовлет-
удовлетворяющую совокупности точек. Если функция меняется неравномерно,
то первые разности не равны друг другу. В этом случае функция не
может быть представлена на графике прямой линией. Тогда при гра-
графическом решении надо по всем значениям функции, взятым из таб-
таблицы поблизости от того места, где нужно получить ее промежуточное
значение, провести плавную линию и для требуемого значения аргу-
аргумента снять с кривой значение функции. Для вычислительного решения
надо таблицу дополнить столбцом вторых разностей bu b2t Ьъ и т. д.,
представляющих собой разности двух соседних значений первых раз-
разностей, столбцами третьих (это разности вторых разностей) и, если
нужно, четвертых разностей и т. д. (см. стр. 208). Число в индексе
207

при букве указывает строку, в которой стоит разность, а прибавление
к нему Va указывает, что она стоит между соответственными строками.
Полученные значения разностей подставляют в одну из интерполя-
интерполяционных формул.
Аргумент
х2
х3
Ч
Ч
Ч
Функция
У\
У?
Уз
У*
Уъ
Ув
Первые разности
A + 1/2)
(аз)
flC+l/2)
Ы
аD+ 1/2)
Вторые
разности
ь,
ь3
ь*
Третьи
разности
СB +1/2)
(с*)
СC+1/2)
(сй)
СD+1/2)
Четвертые
разности
d,
Интерполяционная формула Стирлинга имеет вид
B8)
где доля интервала между соседними табличными значениями аргу-
аргумента
X — X/
е=-
Xi + i—>
bu d\ и все другие четные разности берутся прямо из таблицы, а а?, сг
и другие нечетные разности вычисляются как средние арифметические
двух соседних разностей того же столбца:
(i+ 1/2)
_
И Т. Д.
Коэффициенты, стоящие в формуле Стирлинга перед разностями
первых порядков, можно найти в табл. 97 по аргументу Э. При вы-
вычислении до сотых долей секунды последний член формулы излишен.
При ЭХЗ,5 для удобства вычислений выгодно брать следующее таб-
табличное значение функции yi+u а вместо Э взять в' = 1—9 и формулу
24
B9)
В табл. 97 коэффициенты даны только для 0<0,50,
208

Пример. Определить прямое восхождение Солнца 6 июля 1931 г. в 6 по
среднему гринвичскому времени, пользуясь следующей выпиской из Астрономи-
Астрономического Ежегодника значений <Xq за пять дней июля:
* = / y = OLQ a b с d
1931 июль 4 6h48m7s, 72
_|_ 4m7s,48
5 6 52 15,20 _ost29
+ 4 7 ,19 * — 0s,03
6 6 56 22,39 —0,32 4-0s,02
+ 4 6 ,87 —0,01
7 7 0 29,26 — 0,33
+ 4, 6 ,54
8 7 4 35,80
6 = — = 0,25; at- = +4m7s ,03; c,-= —0s,02;
y{ = 6h56m22s,39; b(= — 0s,32; ф= +0s*02;
t/. + 0=r6h56m22s,39 + O,25.4m7s,O3-[-O,O31 • ( —0s,32)-f0,039.0s,02 = 6h57rn24M4.
Если табличные данные являются функциями двух аргументов
(так называемая таблица с двумя входами), то сначала производят
интерполирование по одному аргументу, получая ряд значений таб-
табличных данных для нескольких значений другого аргумента при вы-
выбранном промежуточном значении первого аргумента (т. е. получаем
одномерную таблицу по второму аргументу). Затем производим второе
интерполирование для нужного промежуточного значения второго
аргумента.
Отметим нередко встречающиеся частные случаи интерполяции:
1. Интерполяция на середину: искомое значение
равно среднему арифметическому двух соседних табличных значений
функции минус Vj, средней второй разности, т. е.
2. Интерполяция на треть: первое табличное значе-
значение плюс V3 первой разности и минус 79 средней второй разности, т. е.
yi+±
3. Интерполяция на две трети: две трети первой
разности минус V9 средней второй разности, т. е.
Экстраполирование (экстраполяция) — нахождение значения функ-
функции для аргумента, находящегося за пределами таблицы,— представ-
представляет собой задачу, требующую особой осторожности. Во всех случаях
экстраполяция дает лишь приближенные значения. Не следует далеко
209

выходить за пределы имеющихся в таблице значений. Лучше всего
представить функцию графиком и, руководствуясь характером ее
изменения, снимать нужные значения прямо с графика. Так, напри-
например, приходится поступать в случае экстраполяции хода часов для
предвычисления поправки часов (см. рис. 204).
6. Об ошибках наблюдений
При измерении любых величин неизбежны ошибки измерений.
Рациональным устройством измерительных приборов и продуманной
методикой измерений надо стремиться устранить или уменьшить влия-
влияние причин, вызывающих систематические ошибки, либо изучить их,
чтобы учесть при обработке результатов измерений. Пример: зенитное
расстояние звезды и ее часовой угол связаны строгим соотношением;
можно вычислить совершенно точно, каковы должны быть зенитные
расстояния звезды при различных часовых углах. Однако если бы мы
захотели проверить это соотношение, измерив большой ряд зенитных
расстояний для различных значений /, то убедились бы, что все изме-
измеренные зенитные расстояния меньше вычисленных, причем различие
между ними возрастает с величиной самого зенитного расстояния.
Причиной этой систематической ошибки является рефракция в земной
атмосфере (стр. 226). Исправив измерения за рефракцию (т. е. придав
необходимую поправку каждому измеренному значению г), мы найдем,
что и теперь измерения не совпадают точно с вычислениями, причем
измеренные значения то больше, то меньше вычисленных, а большие
отклонения встречаются реже, чем малые. Это случайные ошибки.
Причина каждой такой ошибки не поддается строгому учету *), но
при многократном повторении одних и тех же измерений случайные
ошибки подчиняются особым законам, которые дают возможность
получить из ряда измерений более надежный результат, чем из одного
измерения, и оценить точность этого результата.
Теория случайных ошибок показывает, что при достаточно боль-
большом числе отдельных измерений наиболее вероятный
результат xN равен среднему арифметическому из всех измерений:
C0)
Для оценки точности измерений может служить средняя ошибка
(по терминологии Лапласа), которая равна среднему арифметическому
из абсолютных величин (т. е. взятых без учета знака) откло-
отклонений отдельных измерений от среднего \х%—х|=|Д*|**), т. е.
ср
C1)
*) Разумеется, речь идет не о грубых просчетах и описках.
**) Часто их называют остаточными уклонениями.
210

Примечание. Если п невелико, лучше пользоваться форму-
формулой
V | л |
C1)
Среднюю ошибку окончательного результата можно записать в форме
lVn или ^±8лг- C2)
Пример. 10,54+0,32 (средн. ошибка).
Часто точность среднего арифметического характеризуют величи-
величиной средней квадратической ошибки результата, которую вычисляют
по отклонениям Д* каждого измерения от среднего арифметического
по следующей формуле:
°N~ у п(п-\) у 1ПК=
C3)
Средняя ошибка еЛ и средняя квадратическая ошибка oN связаны
между собой *) соотношением
8^ = 0,7979 0^ C4)
или
0^-1,2533 8^. C5)
Характеристикой точности среднего результата может служить
также его вероятная ошибка; это такая величина ошибки, что число
меньших ошибок равно числу больших,
а, = 0,67449^,
0^ = 0,845358^. C6)
Можно оценить также среднюю квадратическую ошибку отдельного
измерения
либо его вероятную ошибку
Хотя теория случайных ошибок требует большого числа измерений,
ее правила часто применяют и к небольшому числу измерений, так
как и в этом случае они дают лучшие результаты и приближенное
представление о точности измерений.
Если отдельные наблюдения неравноценны по точности — нерав-
неравноточны, то при вычислении среднего каждое отдельное значение,
полученное из измерений, xiy умножается на вес р*, выраженный в
*) При достаточно большом числе п.
211

какой-нибудь шкале (чем точнее измерение, тем больше его вес), а сум-
сумма произведений Xipt делится на сумму всех весов:
%i- C8)
Можно оценить относительную погрешность самой средней квадра-
тической ошибки по формуле
где п — число измерений, вошедших в определение oN. Таким образом,
при четырех измерениях AoN составляет около 35% величины oN,
при п—ЪЬ погрешность в определении oN составляет примерно Vi0 ве-
величины oN*).
Среднее арифметическое определяется тем, что, во-первых, сумма
отклонений от него близка к нулю, а во-вторых, сумма квадратов
уклонений от него отдельных измерений должна быть наименьшей.
Следовательно, если взять ряд значений измеряемой величины, близ-
близких к предполагаемому наивероятнейшему ее значению, и составить
для каждого значения суммы квадратов уклонений отдельных измере-
измерений, то наименьшая сумма будет соответствовать искомому наиверо-
наивероятнейшему значению измеряемой величины. На этом свойстве основан
разработанный Гауссом способ наименьших квадратов (стр. 215).
7. О представлении распределения гауссовой кривой.
Распределение Пуассона
Желая получить наиболее вероятное значение какой-либо величины
(например, длины предмета) из многократных ее измерений или желая
оценить общую картину отклонений отдельных значений какой-либо
величины от некоего среднего, можно сделать сравнение с соответ-
соответствующей данному случаю кривой нормального распределения (гауссо-
(гауссовой кривой).
Закон нормального распределения можно записать в виде
о у 2зх
где х — наиболее вероятное значение х — определяется по положению
максимума кривой Гаусса, а а — среднее квадратичное отклонение —
по положению точек перегиба этой кривой (рис. 139), а2 — дисперсия
этого нормального распределения.
Гауссова кривая описывает стандартную картину отклонений изме-
измеряемой величины от среднего,— отклонений, происходящих от одних
только случайных ошибок.
*) Во многих случаях именно относительная ошибка является наилучшей ха-
характеристикой точности измерений.
212

Пусть имеется N значений какой-либо величины л:. Возьмем ряд
равноотстоящих значений этой величины х%. Каждому из них будет
соответствовать число nt встречаемости значения хг в ряду значений х.
Очевидно, п±+п2+п3+. . . + nm=N. Теперь сравним распределение
чисел nt no x с нормальным распределением. Тогда
мы получим наивероятнейшее значение х величины х и характеристику
точности ее определения из наших N измерений. Положение максимума
кривЪй Гаусса даст наивероятнейшее значение х измеренной величины,
а точки перегиба дадут характеристику точности — среднюю квадра-
квадратичную ошибку о (величина а2 называется дисперсией). Нормальный
закон распределения случайных ошибок дает 68% измерений, кото-
которые отличаются от наивероятнейшего значения х меньше, чем на а,
и 99,73% — меньше, чем на За. Часто пользуются «правилом трех
сигм» для исключения из рассмотрения таких измерений, которые
можно отбросить как грубо ошибочные, так как их отклонения от х
превосходят За. Получив х и а и отбросив все значения, выходящие
за пределы ±3а, повторяют описанное выше определение для полу-
получения окончательных значений х и а. Вычисления ведутся по следу-
следующей схеме (римские цифры обозначают порядок записи и вычис-
вычислений):
I
*1
x2
x/n
N
II

я3
"/я
III
V
VI
IV
2
2
2 xmnm
_
N '" "
X\
x2
X-6
X,
VII
VIII
~ l _"
a
- 1 __,
0"
(x _л1_
IX
Ф(У
X
/12
XI
х — п[
п2 — п2
контроль ***\
2 (л/-л!)«О
Ma рис. 139 представлен пример обработки 575 фотометрических
оценок блеска одной звезды постоянного блеска. Весь интервал по-
полученных оценок был разбит на 17 участков по 0т,05 каждый. Было
*) Величина ср(?/) — частота в нормальном распределении — берется по аргу-
аргументу 5 из табл. 96.
**) Величина щ вычисляется по формуле
+ N л
A)А
где Д# — принятый интервал значений х.
***) При близости исследуемого распределения к нормальному сумма укло-
уклонений V (tii — и/) должна быть близка к нулю.
213

подсчитано число оценок, приходящееся на каждый такой интервал.
По приведенной выше схеме вычислены величины л:=5'/1,9897,
Qr=0m,0938, а также точки теоретической кривой Гаусса, которая
лучше всего представляет распределение экспериментальных данных
(изображенных кружками). Точка С соответствует х (это вершина
кривой Гаусса), точки В и D отстоят от С на величину а (считая вдоль
л
740
730
720
- 700
80
70
60
50
40
30
20
70
5t6O 57О 5,30 5,В0 5,00 5,70 6,20 6,30 6f40
Рис. 139. Представление наблюдений гауссовой кривой.
оси х) *). Видно, что полученные из наблюдений оценки хорошо
удовлетворяются гауссовой кривой и не обнаруживают каких-либо
систематических ошибок.
Иногда природа изучаемого явления такова, что нормальному за-
закону подчиняются не сами величины, а их логарифмы. Тогда наиболее
вероятным значением измеряемой величины будет не среднее арифме-
арифметическое, а среднее геометрическое измеренных величин, т. е.
740
730
72O
770
700
ЯО
ВО
70
ВО
50
40
30
20
70
—
/7
!
/ i I
/ 1 1
4 4 ¦fr"xT 1 i U I 1
>
-]
\
г
°\
*~6\ \
X — у Х^' Л?2 * -^з * • • ^п •
Распределение Пуассона часто показывают случайные дискретные
величины, т. е. такие, которые могут принимать не все возможные
значения, а лишь определенные (дискретные), подчиняющиеся опре-
определенному правилу (например, последовательность целых чисел).
*) Точки В и С соответствуют точкам перегиба нормальной кривой.
214

При этом
О2х.е-а
У=== 1-2.3...*'
где ? = 2,71...— основание натуральных логарифмов. Существуют и
другие типы распределения ошибок, описания которых даны в спе-
специальных руководствах.
8. Корреляция
При обработке результатов наблюдений часто приходится иметь
дело не с точной функциональной зависимостью между какими-либо
двумя величинами, а с их корреляционной зависимостью, т. е. зависи-
зависимостью, осуществляемой с определенной степенью вероятности. Степень
взаимозависимости двух (в более сложных случаях — трех или не-
нескольких) изменяющихся величин х и у выражается коэффициентом
корреляции г *). Он вычисляется по формуле
*> D0)
где дисперсии о2х и а* определяются формулами
1 ]
а х и у — средние значения х и у. Ошибка определения г равна
1—г2
При п от 20 до 30 можно говорить о наличии корреляционной зависи-
зависимости, если г > 0,5. При г, близком к единице, зависимость, как гово-
говорят, весьма тесная; ог будет величиной малой и одна величина будет
достаточно уверенно определяться по другой. При г от 0,3 до 0,5 только
при малых значениях ошибки ог (т. е. при большом числе п) можно
говорить о слабой корреляционной зависимости между рассматриваемы-
рассматриваемыми величинами.
9. Способ наименьших квадратов
Случай двух неизвестных. Как сказано выше, для отыскания
наивероятнейшего значения многократно измеренной величины надо
определить наименьшую сумму квадратов отклонений отдельных изме-
измерений от ряда предполагаемых средних значений искомой величины.
Условными уравнениями способа наименьших квадратов называют-
называются уравнения вида
*) Иначе говоря, г определяет степень приближения корреляционной зависи-
зависимости к функциональной (т. е. точной).
215

в которых величины Ц получаются из наблюдений (с их неизбежными
случайными ошибками), at и bt — известные числа, различные для
разных уравнений, х и у — неизвестные, подлежащие определению.
Уравнений больше (обычно много больше), чем неизвестных. Отыски-
Отыскиваются наивероятнейшие значения хну, которые удовлетворили бы
совокупности условных уравнений возможно лучшим образом. Обо-
Обозначим эти значения ? и г\. Если подставить эти значения в какое-
нибудь уравнение, то получим выражение а^+Ь^к]—/* = АЬ где А*—
небольшая величина, называемая остаточным уклонением. Величины
? и т] получим, если удовлетворится требование, чтобы ^Af=min *),
т. е. чтобы сумма квадратов остаточных уклонений была минимальной.
Это требование будет выполнено, если удовлетворятся следующие
два условия:
222
^atbi означает сумму произведений афи 2^*— сумму произве-
произведений btli и т. д. Ф. Гаусс предложил удобную форму обозначений
членов этой системы нормальных уравнений:
[aa]x+[ab]y=[al],
[Ьа]х+[ЬЬ]у = [Ы],
где искомые неизвестные вновь обозначены х и у, а квадратные скобки
обозначают соответствующие суммы произведений. В случае боль-
большего числа неизвестных число нормальных уравнений будет равно
числу неизвестных. Система нормальных уравнений решается спосо-
способом последовательного исключения по следующей схеме. Из первого
уравнения, деля все его члены на [аа], получают
lab] [аЦ
\ап] У~~\аа] '
Это — первое уравнение исключения. Умножают это уравнение на [Ьа]
и вычитают его из второго нормального уравнения:
[Ьа]х+[Ы>]у=[Ы],
п л . [ba] \ab] [ba\ [al]
\bd\ X + L r , J у = l rJ L J .
1 J ' \aa\ u \aa\
Получают второе уравнение исключения с одним неизвестным у. В обо-
обозначениях Гаусса оно записывается так:
[bbl}y=[btl],
откуда
У \bb\\ '
Полученное у подставляют в первое уравнение исключения, чтобы
определить х. Задача определения наивероятнейших значений неиз-
неизвестных х и у решена.
*) Это так называемый принцип Лежандра.
216

Веса неизвестных х и у равны:
[-1 I 00 II Г V 4 4 -1
Средние ошибки неизвестных равны:
/ГДД] -,/' [рАА]
\=2 или е° = У т=?"
Случай трех неизвестных. Приводим аналогичные формулы
(в обозначениях Гаусса).
Условные уравнения:
Нормальные уравнения:
[аа] х + [ab] у + [ас] z = [al],
[ab]x+[bb]y+[bc]z = [bl]f
[ac]x+[bc]y+[cc]z = [cl].
Уравнения исключения:
[аа] х + [ab] у + [ас] z = [al],
[сс2]г = [Ы
где
[cc2] = [ccl] —J
и т. д.
[bb\] '
[Ы 1| |Ьс
Веса:
. _г_т 1ЬЫ1 [сс2\
рг = [сс2], где [ccl]a = [cc]
Средние квадратические ошибки неизвестных:
где
[АА] _/~[рЛД|
Подробное изложение теории случайных ошибок и способа наимень-
наименьших квадратов см. в Постоянной части Астрономического Календаря
(гл. VI), либо в книге Б. М. Щиголева «Математическая обработка
наблюдений».
217

ГЛАВА III
КРАТКИЕ СВЕДЕНИЯ ИЗ ОБЩЕЙ АСТРОНОМИИ
1. Астрономические координаты
Не имея возможности при непосредственных наблюдениях оцени-
оценивать различие в расстояниях до небесных светил, мы все их относим
на одно расстояние — на внутреннюю
поверхность некоторой сферы, окружаю-
окружающей наблюдателя. Небесная сфера — это
воображаемая сфера произволь-
произвольного радиуса (рис. 140), кото-
которая позволяет заменить изучение взаим-
взаимного расположения направлений
на светила изучением взаимного рас-
расположения точек на сфере.
Непосредственно небо представляете
нам в виде купола над нашей головой,
или небосвода. Кажущаяся фор-
форма небосвода зависит от окружающей
обстановки. В открытой местности купол
неба представляется нам сплюснутым —
ближе над головой, чем в горизонте;
для наблюдателя, стоящего поблизости
от высоких предметов, небосвод кажется
уходящим дальше в высоту, чем вдоль
горизонта.
Вопрос о кажущейся форме небосвода имеет значение при гла-
глазомерных оценках высот светил над горизонтом *), так как в силу
Рис. 140. Условное изображение не-
небесной сферы (условное потому, что
при таком положении смотрящего
относительно основной плоскости
полюс не может совпадать с точкой
Р, а будет находиться на обращен-
обращенной к читателю полусфере, примерно
в точке, отмеченной крестом).
) Ист h
Кажущ. h
15°
30е
30е
50°
45°
65°
60°
75°
75°
84°
90°
90е
См. раздел «Суждения о форме и движении» в книге М. Миннарта «Свет и цвет в при-
природе», «Наука», 1969.
218

сплюснутости небосвода мы всегда переоцениваем высоты светил.
Степень сплюснутости зависит от состояния неба и от условий погоды.
Положение точки на сфере определяется сферическими координа-
координатами. Расстояния между точками на сфере измеряются центральными
углами или соответственными дугами больших кругов.
Отвесная линия пересекает сферу в точках зенита и надира
(рис. 141). Плоскость, перпендикулярная к отвесной линии и прохо-
проходящая через центр сферы, называется плоскостью горизонта. В пере-
пересечении с небесной сферой она дает математический, или истинный
горизонт. Малые круги не-
Зеиит бесной сферы, параллельные
горизонту, называются алъму-
кантаратами. Видимый го-
горизонт, зависящий от релье-
рельефа местности и положения
Певвр
—И
Рис. 141. Горизонтальная система координат (Р —
северный полюс мира, А — азимут светила М,
h — высота светила, z — его зенитное расстояние,
Ф — широта места).
Рис. 142. Понижение горизонта и
увеличение дальности горизонта.
наблюдателя, обычно расположен ниже математического. Понижение
видимого горизонта тем больше, чем выше находится наблюдатель над
уровнем земли. Это понижение горизонта ведет к увеличению даль-
дальности горизонта D (АВ на рис. 142).
Понижение горизонта с учетом влияния рефракции (стр. 226)
определяется формулой
6 = 1,7791/*, D1)
где h — высота точки наблюдения в метрах, а б выражено в минутах
дуги. Эта формула справедлива вполне лишь для ровной местности
или в открытом море.
Дальность горизонта также можно вычислить по формуле
D<**>==3»86 К*» D2)
в которой учтена рефракция (табл. XVIII).
Суточное вращение небесного свода отражает вращение земного
шара вокруг своей оси. Одна точка северного неба при этом остается
неподвижной. Это — северный полюс мира.
219

Таблица XVIII
Дальность горизонта в зависимости от высоты наблюдателя
м
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
15
20
D,
км
3,9
5,5
6,8
7,8
8,7
9,6
10,3
11,0
11,7
12,3
15,1
17,4
м
25
30
40
50
60
70
80
90
100
125
150
175
D,
км
19,5
21,4
24,6
27,6
30,2
32,6
34,9
37,0
39,0
43,6
47,8
51,6
h,
м
200
250
300
400
500
600
700
800
900
1000
1200
1500
D,
км
55,1
61,6
67,6
78
87
96
103
110
117
123
135
151
h,
км
2
3
4
5
к
50
100
200
300
500
1000
D,
км
174
214
246
276
356
617
794
1122
1572
1917
2444
3356
Рис. 143. Движение северного полюса мира с 1600 по 2300 р.

С течением времени положение полюса среди звезд медленно ме-
меняется вследствие прецессии (стр. 241). В настоящее время полюс мира
находится вблизи a UMi (Полярной звезды). На рис. 143, показано
движение северного среднего полюса мира с 1600 по 2300 год.
Высота полюса мира над горизонтом равна географической широте
ср данного места. Через центр
сферы и полюсы проходит вооб-
воображаемая ось вращения небесной
сферы (ось мира), параллельная
оси вращения земного шара.
Плоскость, перпендикулярная к
оси мира, образует в пересече-
пересечении с небесной сферой большой
круг, называемый небесным эква-
экватором (рис. 144). Он отделяет
северное полушарие неба от
южного. Большие полукруги,
перпендикулярные к экватору и
пересекающиеся в полюсах мира,
называются кругами склонений.
Вертикальная плоскость,
проходящая через полюс и зенит,
пересекается с небесной сферой
по большому кругу, называемому
меридианом (от латинского сло-
слова men dies — полдень). Вертикальная плоскость, перпендикулярная
к плоскости меридиана, называется плоскостью первого вертикала.
Плоскости меридиана и горизонта пересекаются по полуденной
линии; меридиан с горизонтом пересекается в точках севера N и
юга S, а первый вертикал — в точках востока Е и запада W
(рис. 145).
В горизонтальной системе астрономических коор-
координат (см. рис. 141) положение светила определяется его высотой
h — дугой круга высоты между горизонтом и светилом и азимутом
А — дугой горизонта от точки юга до точки пересечения круга высоты
с горизонтом (или соответствующим углом при зените между мери-
меридианом и кругом высоты). Азимут отсчитывается от точки юга к западу
от 0 до 360°; таким образом, азимут точки запада равен 90°, точки во-
востока 270°. Часто вместо высоты h определяют ее дополнение до 90°,
называемое зенитным расстоянием г светила.
В экваториальной системе координат (см.
рис. 145) одной координатой является склонение б — дуга круга скло-
склонения от экватора до светила. Склонение считается положительным
к северу и отрицательным — к югу. Иногда употребляют полярное
расстояние р, равное 90° — б. Второй координатой является угол
при полюсе (или соответственная дуга экватора) между меридианом
и кругом склонения светила, называемый часовым углом L Он отсчи-
отсчитывается от южной части меридиана к западу (т. е. в направлении
Рис. 144. Экваториальная система координат
(Р — северный полюс мира, ф — широта ме-
места наблюдения, а — прямое восхождение
светила М, 6 — его склонение, t — часовой
угол светила, Y*— точка весеннего равноден-
равноденствия).
221

?
суточного движения небесной сферы), от 0h до 24h *). При часовом угле,
равном нулю, светило пересекает меридиан, как говорят, находится
в своей верхней кульминации. При t=\2^ звезда находится в нижней
кульминации. Момент верхней кульминации центра Солнца называется
истинным полднем, момент нижней кульминации — истинной пол-
полночью. Нижнюю кульминацию можно наблюдать только у светил,
имеющих склонение б больше 90° — ср. У всех светил, имеющих мень-
меньшие склонения, нижняя куль-
кульминация происходит под гори-
горизонтом.
В астрономии часто употреб-
употребляется параллактический тре-
треугольник (рис. 145). Он имеет
своими вершинами полюс Р, зе-
зенит Z и светило М. Угол ZMP
называется параллактическим
углом.
Рисунок 147 позволяет ре-
решить вопрос о звездах, не за-
заходящих на данной широте ср,
и о звездах, недоступных наблю-
наблюдению (не восходят). Звезды,
имеющие склонение 6^90°—ср,
не заходят; звезды южного по-
полушария, у которых численное
значение склонения 6^90°—ф,
недоступны для наблюдения.
Через зенит проходят во время
верхней кульминации звезды,
имеющие склонение 6=ф.
Звезда, кульминирующая се-
севернее зенита, изменяет свой
азимут А лишь в некоторых пре-
пределах. В какие-то моменты она
достигает наибольшего удале-
удаления (наибольшей элонгации или
наибольшей дигрессии) от мери-
меридиана (к западу или к востоку).
Особый интерес представляют наибольшие элонгации околополярных
звезд. Из параллактического треугольника PMZ (рис. 146) следует,
что в эти моменты для звезд с координатами а и б в месте с ши-
широтой ф
Рис. 145. Линии и точки на небесной сфере (для
упрощения показана лишь передняя полусфе-
полусфера). Р — северный полюс мира, Р' — южный
полюс мира; РР' — ось мира; Z — зенит, N' —
надир, Af — точка севера, W — точка запада,
S — точка юга, Е — точка востока, NWSE —
горизонт, NS — полуденная линия, NPZS —
меридиан, RW Q — небесный экватор, М —
светило, KMCL — суточная параллель светила,
К — точка верхней кульминации светила,
С — точка захода светила, L — точка нижней
кульминации его, ZMF — круг высоты светила
(иначе — вертикал светила), ZM — зенитное
расстояние г светила, FM — высота h светила,
SF — азимут А светила (дуга горизонта либо
угол при зените), РМН — круг склонения све-
светила, НМ — склонение 6, РМ — полярное
расстояние р, QH — часовой угол светила t
(дуга экватора либо угол при полюсе), Y*—точка
весеннего равноденствия, Ру — колюр равно-
равноденствий, Y*^ — прямое восхождение а, у Q —
звездное время s, PN=ty (высота полюса равна
широте места ф).
cos t =
tga
tg 6
sin ф . cos б
— и sin а =
sin 6
*) Изредка для удобства условно говорят о восточном часовом угле точки восхода
светила и о западном часовом угле точки захода, либо говорят в первом случае об
отрицательном часовом угле,
222

откуда звездное время элонгации
а азимуты
Лзап=180о-а, Лвост=180° + а.
Рисунок 148 дает общее представление о вращении небесного свода
для мест земной поверхности, находящихся на разных широтах (от се-
северного до южного полюса). Стрелками обозначено направление на
Z
Рис. 146. Параллактический треугольник.
Рис. 147. Проекция небесной сферы на
плоскость меридиана.
северный полюс мира и направление вращения небесной сферы. Пло-
Плоскость горизонта места наблюдения везде заштрихована. В южном
полушарии Земли вращение небесного свода происходит «справа
налево», к чему нескоро привыкают путешественники из северного
полушария.
z z z z z z z
<р=+80° +В61/г" +Е37/г° 0° -23'/г~ -SG/2" -30°
Рис. 148. Вращение небесной сферы на различных широтах (вид с восточной стороны).
Зенитное расстояние светила в верхней кульминации равно
Zs =ф—б, либо Zn=8 — Ф, в зависимости оттого, на юг (S) или на се-
север (N) от зенита кульминирует светило. Если не учитывать рефрак-
рефракцию, а для Солнца и Луны не учитывать их диаметры, то часовые углы
t точек восхода и захода светил и их азимуты А определяются по фор-
формулам
cos t = —tg ф tg б, cos A = —
sin о
cos
D3)
Азимуты: положительный для захода, отрицательный для восхода.
Звездное время:
момента восхода sB =а — /, захода — sa = a -}-1.
223

Точки восхода и захода светила (и, следовательно, время его пре-
пребывания над горизонтом), а также высота в меридиане зависят только
от широты места наблюдения и от склонения светила.
Формула D3) является частным случаем (при 2^90°) более общей
формулы, определяющей часовой угол / светила, имеющего склонение
б и наблюдаемого в месте с широтой ф на зенитном расстоянии г\
cos z — sin ф sin б
cos ф cos б
При известных ф и б каждое измерение z светила может дать его
часовой угол /.
Широту места ф можно определить по измерениям г двух звезд
с известными б, кульминирующими одна на юг, а другая на север
от зенита:
cos t — -
D4)
т —
^Полярная звезда
i
i
\ Кассиопея
ее Лндромедь/
Изменение полуденной высоты Солнца в течение года и изменение
вида ночного неба говорят нам, что положение Солнца среди звезд
непрерывно меняется. Солнце движется среди
звезд навстречу суточному движению небесной
сферы (с запада на восток). Это является от-
отражением обращения Земли вокруг Солнца.
Видимый путь Солнца среди звезд называется
эклиптикой (см. Приложение IV). Эклиптика
есть большой круг небесной сферы, к кото-
которому наклонен экватор на угол в=23°27'.
О видимом движении Солнца среди звезд см.
стр. 232.
Эклиптика и экватор пересекаются в д в у х
точках. Точкой весеннего равноденствия
называется та точка пересечения эклиптики
с небесным экватором, в которой центр Солнца
около 21 марта переходит из южной половины
небесной сферы в северную; она обозначается
знаком Т (знак зодиакального созвездия
Овна, где находилась точка весеннего равно-
равноденствия во времена Гиппарха). От точки ве-
весеннего равноденствия отсчитывается прямое
восхождение а (а и б составляют вторую
систему экваториальных координат). Эта ко-
координата определяет положение круга скло-
склонения светила относительно равноденствен-
равноденственного колюра — круга склонения, проходящего через точку весеннего
равноденствия (расположение равноденственного колюра относительно
звезд показано схематически на рис. 149).
Прямое восхождение выражается в часовой мере, т. е. в часах,
минутах и секундах, и отсчитывается вдоль экватора в направлении,
противоположном суточному вращению небесной сферы, от 0h до 24\
\Пегас
1
т
Рис 149. Способ приближен-
приближенного определения положения
точки весеннего равноден-
равноденствия
224

Так как вследствие прецессии (стр. 241) Y непрерывно смещается,
необходимо указывать год, к равноденствию которого относятся коор-
координаты (например, al950, fil96 ).
Прямое восхождение какой-нибудь звезды можно определить., из-
измерив склонение Солнца (днем) и определив точный момент кульми-
кульминации звезды (ночью). Прямое восхождение Солнца в момент наблюде-
наблюдения вычислим по формуле
Т Зкватор
где с — известный угол наклона эклиптики к
экватору (рис. 150). Разность моментов наблю-
наблюдения звезды и Солнца при измерении бо даст Рис 150 к определению
разность их прямых восхождений. Прибавив к прямого восхождения
этой разности вычисленное прямое восхожде- солнца.
ние Солнца (с учетом его изменения за про-
промежуток времени между дневным и ночным наблюдениями), полу-
получим прямое восхождение звезды. Это—схема абсолютных определений
прямых восхождений звезд.
Если принять за основную плоскость системы сферических коор-
координат эклиптику, то мы получим эклиптическую систему координат,
Рис. 151. Эклиптическая (а), и галактическая (б) системы координат. Р, Р' — северный и южный
полюсы мира, Y — точка весеннего равноденствия, к — долгота и $ — широта светиЛа, С—центр
Галактики, е — угол наклона эклиптики к экватору, / — галактическая долгота, b — галакти-
галактическая широта светила.
в которой положение светила определяется астрономической долготой X
и астрономической широтой р (рис. 151). Долгота X отсчитывается
вдоль эклиптики от точки весеннего равноденствия в направлении
возрастания а до точки пересечения эклиптики с кругом широты *)
*) Кругом широты называется большой круг небесной сферы, проходящий
через светило и полюсы эклиптики.
Ь П. Г. Куликовский
225

Зенит
светила и выражается в градусах. Широта Р отсчитывается по кругу
широты в обе стороны от эклиптики от 0е до ±90°. Северный полюс
эклиптики имеет экваториальные координаты a=18h и 6 =+661/2° и
находится в созвездии Дракона; южный полюс имеет координаты
cc=6h и б=—66Va° и находится в созвездии Золотой Рыбы. Эклипти-
Эклиптические координаты широко применяются при исследовании планетных
движений.
В зависимости от положения центра небесной сферы мы можем
получить топоцентрические (начало координат в месте наблюдения),
геоцентрические (начало координат в центре Земли) либо гелиоцентри-
гелиоцентрические (начало координат в центре Солнца) координаты *).
Система галактических координат (рис. 151) имеет
своей основной плоскостью среднюю плоскость Млечного Пути — так
называемую плоскость
ssr Галактики, которая пе-
,д ресекается с небесной
сферой по галактическо-
галактическому экватору. Она накло-
наклонена на 62° к плоскости
небесного экватора. Га-
Галактическая долгота /
отсчитывается по галак-
галактическому экватору от
центра Галактики в на-
направлении возрастания
прямых восхождений и
выражается в градусах.
Галактическая широта b
отсчитывается от галак-
галактического экватора в обе
Земля ~==
'Si
Рис. 152. Влияние атмосферной рефракции (схематический
рисунок). Светило St находится под горизонтом, но вслед-
вследствие рефракции мы видим его над горизонтом по направле-
направлению s^; светило S мы видим по направлению <?'
стороны до ±90° **). Северный полюс Галактики имеет эквато-
экваториальные координаты a1950=12h49m, 61950=+27°,4 (созвездие Волос
Вероники). Галактические координаты широко используются в звезд-
звездной астрономии и радиоастрономии ***).
Положение центра Галактики (/п=0°, Ьп=0°) в старой системе
соответствует координатам /1=327°,69, Ь]=—Г,40.
В Приложении XI дан простой график для приближенного перевода
экваториальных координат в новые галактические.
Рефракция. При всех наблюдениях, связанных с точным измере-
измерением зенитных расстояний, надо учитывать влияние преломления
света в земной атмосфере — рефракцию, о которой было известно еще
*) Если центр небесной сферы поместим в центр какой-нибудь планеты, полу-
получим планетоцентрические координаты (см. сноску на стр. 78).
**) Краткие таблицы перевода экваториальных координат в галактические см.
в табл. 81.
***) До 1958 г. принимались координаты полюса Галактики a19oo=12h 40m,6, j00=
= +28°, а галактические долготы отсчитывались от восходящего узла Млечного Пути
(a=18h40m) (они стали теперь обозначаться Л, б1, тогда как новые координаты —
Л1, ?П, либо вовсе без значков — /, Ь).
226

во времена Птолемея. Вследствие рефракции зенитное расстояние
светила уменьшается (рис. 152), т. е. светило приподнимается над го-
горизонтом. Угол рефракции зависит от зенитного расстояния светила,
он возрастает с увеличением г. При г^=90°, т. е. у горизонта, мы имеем
горизонтальную рефракцию. Ее принимают приблизительно равной 35',
хотя в каждом месте истинное ее значение может меняться (от ~30'
до ~40') в зависимости от местных и метеорологических условий.
При сильных вертикальных и горизонтальных перемещениях воздуш-
воздушных масс разной температуры и плотности рефракция непрерывно
меняется, следствием чего является мерцание звезд и неспокойные
изображения планет и деталей Солнца и Луны в телескоп.
До z=70° можно принять, что рефракция R меняется пропорцио-
пропорционально тангенсу видимого зенитного расстояния:
D5)
где число 58",2 есть коэффициент так называемой средней рефракции
(он равен рефракции при z=45°), при вычислении которого прини-
принимаются за нормальные условия атмосферное давление ?=760 мм и
температура f= + 10° С. Табл. 68А дает рефракцию для этих условий.
По данным этой таблицы можно составить график, с которого снимать
значения R для нужных значений г.
Так как преломление света зависит от плотности воздуха, то для
более точного вычисления рефракции надо учесть барометрическое
давление В и температуру f.
Таблицы 68Б и 68В дают поправки за температуру и давление
при #<6'.
Точный учет рефракции является сложной задачей, для решения
которой специально составлены подробные таблицы. Наиболее употре-
употребительными являются Пулковские таблицы средней рефракции *).
Следствиями рефракции являются увеличение продолжительности
полярного дня в северных широтах и искажение формы дисков Солнца
и Луны у горизонта при их восходе и заходе (рис. 153).
Чтобы узнать продолжительность дня от восхода верхнего края
Солнца до его захода с учетом рефракции на горизонте, углового
радиуса Солнца и суточного параллакса светила, надо к tOy вычислен-
вычисленному по формуле D3), прибавить поправку
<46>
где d=n—R—р (в минутах дуги), я— параллакс, R&16'— радиус
диска для Солнца и Луны, р=35' — горизонтальная рефракция. Ве-
Величина d/15 равна 2т,3 для звезд (я принимается равным нулю), Зт,3
для Солнца (я=8",8) и 0т,2—0т,7 для Луны (параллакс Луны ме-
меняется от 53' до 6Г).
Таким образом, /— to+kt. Сумма двух часовых углов дает полную
продолжительность дня.
*) Рефракция радиоволн сантиметрового и дециметрового диапазонов прибли-
приблизительно в 1,55 раза больше рефракции оптических лучей.
8* 227

Азимут точки захода Л = sin d tg <p —
tg ф
где
sin б
СОБф
sin б
или, иначе,
[см. формулу D3)].
л""~~° " sin Ло * -~" и coscp
Сумерки. Действительная продолжительность дня определяется
появлением и исчезновением на уровне видимого (а не математиче-
математического) горизонта верхнего края Солнца. Сложнее определение понятия
+70'
±5'
О
-5'
~7О'
-75'
-20'
-25'
-30'
-35'
-40'
- 4
Рис.153 К увеличению продолжительности дня вследствие
рефракции. / —- истинный путь центра солнечного диска,
2 — истинный путь верхнего края диска, 3 — видимый
путь центра диска, 4 — видимый путь верхнего края
диска.
ночи, так как между днем и ночью длятся более или менее продолжи-
продолжительные вечерние и утренние сумерки. Находясь под горизонтом,
Солнце освещает земную атмосферу, а рассеянные ею лучи создают
сумеречное освещение.
Продолжительность сумерек зависит от широты места наблюдения
и от склонения Солнца. Различают сумерки гражданские и астроно-
астрономические. В морском и речном деле, кроме того, различают навига-
навигационные сумерки. Конец вечерних гражданских сумерек определяется
необходимостью включения искусственного освещения для безопас-
безопасности уличного движения. Это совпадает с погружением Солнца под
горизонт на 6°. Когда Солнце опустится под горизонт ниже, чем на 12°,
нельзя уже ориентироваться на воде без сигнальных огней. При по-
погружении Солнца на 18° под горизонт наступает конец астрономиче-
228

ских сумерек, характеризующийся резким увеличением видимости
слабых звезд и исчезновением в спектре неба непрерывного свечения
и фраунгоферовых линий. пО
Продолжительность сумерек
At можно вычислить по фор-
формуле
sin Hq — sin ф sin 6q
cos ф cos 6q
где t0 — часовой угол точки
восхода или заката (без учета
рефракции и т. д.), а Ло=—6°
для гражданских и —18° для
астрономических сумерек. В
тех широтах, где зенитное
расстояние центра Солнца в
нижней кульминации меньше
108° (но больше чем 90°50'),
сумерки длятся «всю ночь»
(так бывает, например, во
время «белых ночей» в июне —
июле в Ленинграде).
Приложение VI дает воз-
возможность приближенного рас-
расчета продолжительности су-
сумерек. В астрономических
ежегодниках помещены под-
подробные таблицы, по которым
можно точно определить мо-
моменты начала и конца суме-
сумерек. Рис. 154, который можно
составить в любом масштабе
для любой широты, позволит
ориентироваться при состав-
составлении программы наблюдений.
Проблема сумерек являет-
является, в сущности, проблемой
освещенности. При безоблач-
безоблачном небе в конце граждан-
гражданских сумерек освещенность
горизонтальной поверхности равна 0,1 люкса *), в конце навигацион-
навигационных сумерек — 0,006 люкса, в конце астрономических — 0,0006
люкса. С этой точки зрения наличие облачности и лунное освещение
влияют на моменты наступления и на продолжительность сумерек.
Рис. 154. Моменты местного среднего времени начала
и конца (а отсюда и продолжительность) дня, ночи,
гражданских и астрономических сумерек в северном
полушарии Земли от экватора (ф=0°) до полюса
(ф = 905).
*) Люкс — освещенность, создаваемая точечным источником в 1 международную
свечу на расстоянии 1 м на поверхности, перпендикулярной к лучам (табл. 6).
229

2. Измерение времени
Объективно существующий мир представляет собой нерасторжимое
единство движущейся материи и времени и пространства. Время и
пространство с необходимостью определены, порождены самим бытием
материи. Все сказанное обычно выражают словами: пространство
и время суть формы существования материи. Время в жизни челове-
человеческого общества, в естествознании, в точных науках является изме-
измеряемой величиной, определяющей последовательность событий, про-
промежутки между ними и скорость течения различных процессов. Изу-
Изучение явлений природы, протекающих во времени, требует специаль-
специального внимания к вопросам измерения вре-
времени. Равномерное вращение небесного
свода, отражающее равномерное вращение
земного шара вокруг своей оси *), дало
первую основу для измерения времени.
Различные способы выражения промежут-
промежутков времени, рассмотренные ниже, являют-
являются лишь разными системами счета времени.
Звездное время.Наблюдение суточного
вращения звездного неба приводит к поня-
понятию звездного времени. Звездными сутками
называется промежуток времени между
двумя последовательными одноименными
(например, верхними) кульминациями точки
весеннего равноденствия. Звездные сутки
начинаются в момент ее верхней кульмина-
кульминации. Звездное время измеряется часовым
углом точки весеннего равноденствия.
Как легко видеть на рис. 155, представляющем собой вид северного
полушария небесной сферы сверху, для каждого светила справедливо
соотношение
s = a—t. D8)
Отсюда получаем, что звездное время численно
равно прямому восхождению светил, находя-
находящихся в верхней кульминации (когда t~ 0). Это дает
способ определения поправки часов, идущих по звездному времени
(звездных часов), путем наблюдения моментов кульминации звезд
с известными ос.
Для приближенного определения звездного времени в какой-
нибудь момент среднего времени служит номограмма М. С. Зверева
(Приложение XII). Она дает возможность ориентироваться в том, какие
звезды кульминируют в данный момент и по звездной карте опреде-
определить ожидаемый вид звездного неба.
Вследствие прецессии (стр. 241) положение точки Т не остается
неизменным: она медленно перемещается вдоль эклиптики к западу
*) О неравномерности вращения см. стр. 231,
Рис 155 Проекция небесной
сферы на плоскость экватора
Звездное время s равно прямому
восхождению светила а плюс
его часовой угол t
230

на 50/7,24 в год или на 07/,138=0\0084 в сутки. На эту величину звезд-
звездные сутки короче периода вращения Земли. Помимо того, длина звезд-
звездных суток не постоянна, а периодически меняется вследствие нутации
(стр. 243), также смещающей Т. Поэтому в специальных астрономи-
астрономических работах приходится иногда вводить, по аналогии с истинным
и средним солнечным временами (стр. 233—234), понятия истинного
и среднего звездных времен.
Среднее звездное время определяется положением средней точки
весеннего равноденствия, движущейся равномерно вдоль экватора,
в то время как истинная точка весеннего равноденствия будет опре-
определять истинное звездное время.
При исключительной точности, которую способны дать так назы-
называемые кварцевые часы *) (точность определения промежутков времени
составляет 10~8 от величины самого промежутка), а также атомные
или молекулярные часы (точность 10~п связана со стабильностью соб-
собственных колебаний молекул и атомов этих веществ), обнаружилось,
что само вращение земного шара происходит не так идеально равно-
равномерно, как это предполагалось до сих пор.
Во вращении Земли можно выделить три основные неравномер-
неравномерности: 1) вековое замедление вследствие приливного трения (сутки
увеличиваются на 0,0016 сек в столетие); 2) сезонные изменения, свя-
связанные, по-видимому, с переносом воздушных и водных масс; быстрее
всего Земля вращается в августе и медленнее всего в марте; разница
между самыми короткими сутками в августе и самыми длинными
в марте составляет 0,0025 сек; 3) нерегулярные скачкообразные из-
изменения длины суток, меняющие их продолжительность до 0,005 сек;
они имели место в 1864, 1876, 1898, 1920 и 1956 гг. Причины их пока
не установлены.
Неравномерность вращения Земли заставила астрономов ввести
особое — ньютоновское, или эфемеридное, время, текущее совершенно
равномерно. В основе этого счета времени лежит определение эфеме-
ридной секунды как 1/31556925,9747 части тропического года эпохи
1900 года. Эфемеридное время употребляется для анализа движений
небесных тел и предвычисления их положений (вычисления эфемерид).
Для перехода от неравномерного всемирного времени UT к эфемерид-
ному ЕТ надо ввести поправку, которая определяется на основе теории
движения Луны и точных наблюдений положений Луны среди звезд.
Эта поправка
2+ 1,82144 В\
где Т— в юлианских столетиях от 1900 янв. 0 12hET, а В" — флук-
флуктуации долготы Луны (получающиеся из сопоставления вычисленных
и наблюденных долгот Луны). Приводимая здесь таблица дает пред-
представление о поправке А Г, которая довольно плавно изменяется между
табличными датами.
*) Работа этих часов основана на стабильности собственных колебаний пластин-
пластинки кварца в переменном электрическом поле. Их частота — несколько тысяч колеба-
колебаний в секунду.
231

Дата
1900,5
1905,5
1910,5
1915,5
-3s
_|_3,
+ ю,
+16,
79
26
28
39
Дата
1920,5
1925,5
1930,5
1935,5
+20s
+22,
+23,
+23,
48
55
18
63
Дата
1940,
1945,
1950,
1955,
5
5
5
5
л,
+24
+26
+29
+31
5 30
i57
,42
,59
Дата
1960,
1965,
1967,
1970,
5
5
5
5
+33S29
+35,5
+36,6
+38,0
Видимое движение Солнца среди звезд и измерение времени.
Путь Солнца среди звезд, эклиптика, проходит через 12 созвездий,
называемых зодиакальными. Среднее движение Солнца среди звезд
составляет 59',8" в сутки.
В поясе Зодиака, шириной 15—20°, проходят также видимые пути
Луны, планет и большинства астероидов. Пути многих комет и неко-
некоторых астероидов выходят за пределы этого пояса; их орбиты накло-
наклонены под большими углами к эклиптике. Начиная от Y, в сторону
возрастания а (с запада на восток) расположены следующие зодиакаль-
зодиакальные созвездия:
Рыбы \ Солнце проходит
Овен > их в течение
Телец ) весны
Близнецы \ Солнце проходит
Рак > их в течение
Лев ) лета
Дева J Солнце проходит
Весы > их в течение
Скорпион j осени
Стрелец *)J Солнце проходит
Козерог > их в течение
Водолей I зимы
В старину положение Солнца на эклиптике отмечали знаками
Зодиака (см. табл. 1), которыми определяли отдельные участки (по 30°
долготы каждый) годового пути Солнца, начиная от точки Y.
Можно составить следующую краткую таблицу изменений эква-
экваториальных координат Солнца в течение года.
Таблица XIX
Координаты Солнца в дни равноденствий и солнцестояний
Весеннее равноденствие
Летнее солнцестояние
Осеннее равноденствие
Зимнее солнцестояние
Дата
21 марта
22 июня
23 сентября
22 декабря
i
а
oh
6
12
18
6
0°0'
+23 27
00
-23 27
Прямое восхождение Солнца в течение месяца увеличивается при-
приблизительно на 2h, в течение суток на 4т. Изменение склонения Солнца
*) Небольшую часть пути Солнца проходит (с 30 ноября по 18 декабря) по соз-
созвездию Змееносца, которое, однако, не входит в число зодиакальных созвездий.
232

с достаточным приближением описывается синусоидой, которую можно
построить по данным табл. 36.
Условное деление земного шара на климатические пояса *) тропи-
тропиками и полярными кругами связано с указанным изменением склоне-
склонения Солнца. На полярных кругах (широта ±66V2°) центр Солнца один
день в году не заходит и один день не восходит над горизонтом. На тро-
тропиках (широта ±23Va°) раз в году центр Солнца в полдень проходит
через зенит. Строго говоря, для полярных кругов это справедливо
лишь без учета рефракции. Если же учесть рефракцию, то, как это
видно из табл. 36, Солнце раз в году не заходит на широте 65°59'
и раз в году не восходит на широте 67°7'.
Рис 156. Различие между солнечными и звездными сутками (для наглядности различие
сильно преувеличено)
Промежуток времени между двумя последовательными верхними
кульминациями центра Солнца дает нам новую единицу времени —
истинные солнечные сутки. Они длиннее звездных потому, что вслед-
вследствие годичного движения Земли по орбите Солнце перемещается
среди звезд в направлении, обратном видимому суточному вращению
небесной сферы, т. е. с запада на восток (рис. 156). Поэтому 365,2422
средних солнечных суток (т. е. тропический год) равны 366,2422
звездных суток и солнечные сутки оказываются в среднем на 4т длин-
длиннее звездных, а солнечный час длиннее звездного на 10s — в ере д-
н е м потому, что длительность истинных солнечных суток есть
величина переменная: они короче летом и длиннее зимой, причем
расхождение доходит до 51s **). Это является следствием, во-первых,
*) Жаркий пояс от + 23°27' до —23°27' широты, два умеренных — между
-t-23°27' и + 66°33' и между —23°27' и —66°33' и два холодных — от полярных кругов
до соответственных полюсов.
**) Максимальная продолжительность 24h0m30s среднего солнечного времени
B3 декабря), минимальная 23h 59m39* A5—16 сентября).
233

неравномерности движения Солнца по эклиптике (отражающей не-
неравномерность движения Земли по орбите) и, во-вторых, наклона
экватора к эклиптике. За начало истинных солнечных суток прини-
принимается момент верхней кульминации центра видимого Солнца, назы-
называемый истинным полднем.
Весьма затруднительно построить часовой механизм, который всегда
точно показывал бы истинное солнечное время. Астрономы ввели счет
времени по некоторому воображаемому среднему солнцу, которое равно-
равномерно движется по экватору. Промежуток времени между двумя
последовательными верхними кульминациями этого воображаемого
среднего солнца называется средними солнечными сутками. Средние
солнечные сутки отсчитываются от полудня, а с 1925 г. астрономы
перешли на гражданский счет времени, в котором начало суток счи-
считается с полуночи (т. е. с момента нижней кульминации среднего
солнца). Среднее солнечное время (считаемое от полуночи) на гринвич-
гринвичском меридиане часто называют всемирным или мировым временем
и обозначают UT.
Разность истинного и среднего времени называется уравнением
времени
Т1 = *ист-/ср. D9)
Иначе говоря, уравнение времени есть величина, которую надо отнять
(с ее знаком) от истинного времени, чтобы получить среднее время.
В астрономических ежегодниках даются значения уравнения времени
в полдень на меридиане Гринвича для каждого дня. С достаточной точ-
точностью можно определить его из рис. 157 либо по данным табл. 36.
Характерная кривая уравнения времени («двугорбый верблюд»;
рис. 158) слагается из двух почти синусоидальных кривых: первая
(зависящая от неравномерности движения Земли по орбите) имеет
годичный период, а вторая (отражающая влияние наклона эклиптики)
имеет полугодовой период. Уравнение времени обращается в нуль
четыре раза в году: 16 апреля, 14 июня, 1 сентября и 24 декабря;
достигает максимальных отрицательных значений 12 февраля
(—14m24s ), 27 июля (—8m20s ), максимальных положительных значе-
значений 15 мая (+3nl49s) и 3 ноября (+16m21s) *).
Для мест, лежащих на разных меридианах Земли, одно и то же
светило кульминирует в разные моменты, поэтому время в этих ме-
местах различное. Для всех мест, лежащих на одном земном меридиане,
время (звездное или солнечное) — одно и то же; это время называется
местным временем. Разность местных времен (звездных или средних,
безразлично) двух мест на Земле численно равна разности их геогра-
географических долгот, выраженных в единицах времени.
Наличие в каждом населенном пункте Земли своего, местного вре-
времени создавало бы большие неудобства, особенно для железнодорож-
железнодорожного транспорта и для телеграфной и радиосвязи. Железнодорожники
*) Некоторые астрономические календари дают т)= tCp—tHCT, т. е. уравнение
времени имеет противоположный знак.
234

+20°
+15°
¦1в°
Уравнение времени
Рис. 157. Номограмма для определения склонения Солнца 6 и уравнения времени Т|.
Пример: 30 сентября 6q= — 2°,5, г\= +9Ш,8.
235

и связисты обходят это неудобство тем, что по всей территории СССР
на вокзалах и на телеграфе ставят часы по московскому времени *).
Однако для обыденной и деловой жизни было бы непривычно и
неудобно, скажем, во Владивостоке (X=8h47m31s) пользоваться вре-
временем Москвы: слишком велика разность долгот. Для устранения
этого неудобства в 1884 г. был предложен поясной счет времени. Зем-
Земной шар делится меридианами, проведенными через каждые 15°, на
7 7727377020 272227 7727 7 772737702020702030ff 70220 70200 70207 77277 7727
-75
7 712737 70202 72 22 7 77 27 777 2737702030702030 0732S 07020070207 7727 77727
I E F 7F V И Ш Ш Ж X Ж Ж
Рис. 158. Уравнение времени и его составляющие.
24 часовых пояса (от нулевого до 23-го). В пределах данного часового
пояса все часы показывают одно и то же время, а именно, время сред-
среднего меридиана пояса. Соседний пояс живет по времени своего сред-
среднего меридиана, которое отличается ровно на час от предыдущего.
Таким образом, на всей Земле минуты и секунды на часах одни и те же,
отличаются лишь целые часы. Пересекая границу пояса, надо пере-
переставить часы ровно на час. Очевидно, что переезжая на восток, надо
прибавить час, переезжая на запад, час отнять. В СССР поясное время
введено 1 июля 1919 г.
Нулевой пояс имеет своим средним меридианом гринвичский. В Ев-
Европе в пределах нулевого пояса находятся Англия, Эйре, Франция,
*) До 1918 г. их ставили по «петербургскому (петроградскому) времени».
230

Бельгия, Голландия, Испания, Португалия; в первом поясе, распо-
расположенномК на восток от нулевого, находятся Норвегия, Швеция,
Дания, ФнГ, ГДР, Швейцария, Италия; во втором — Польша, Чехо-
Чехословакия, Австрия, Венгрия, западные районы европейской части
СССР. Москва, хотя и отстоит на 28s к востоку от формальной западной
границы третьего часового пояса, отнесена ко второму поясу *).
Вообще границы часовых поясов часто следуют естественным или по-
политическим границам, отступая от меридианов. СССР расположен
в пределах одиннадцати часовых поясов (от II до XII). Им дали сле-
следующие названия: московский (II) пояс,— он несколько шире
других, так как начинается у западных границ СССР, а кончается
на линии Ростов-на-Дону — Рязань — Архангельск; волжский
(III); этот пояс включает также весь Кавказ; уральский (IV);
западно-сибирский (V); енисейский (VI); иркут-
иркутский (VII); амурский (VIII); приморский (IX);
охотский (X); камчатский (XI); чукотский (XII).
Поясное время по местному вычисляется по формуле
, E0)
где N — номер пояса, а А, — восточная долгота места наблюдения.
16 июня 1930 г. на всей территории СССР (исключая Татарскую
АССР) введено так называемое декретное время, которое на lh впереди
поясного:
7Д^7П+1Ь. E1)
Декретное время как бы увеличивает на единицу номер каждого пояса.
Таким образом, упомянутое выше железнодорожное и телеграфное
«московское время» есть декретное время для II пояса или поясное
время III пояса.
Используя формулу E0), можно написать формулу перехода от
местного времени к декретному:
ТД =7М -% + N+lK EГ)
Во многих странах, в целях экономии электроэнергии на освеще-
освещение, летом часы переводят на час вперед (так называемое летнее время).
Международная линия изменения даты. Человек, вернув-
вернувшийся к отправному пункту из кругосветного путешествия с запада
на восток, убеждается в том, что он по своему счету времени опередил
местных жителей на одни сутки. Человек, совершающий путешествие
в западном направлении, теряет одни сутки. Отчего это происходит?
Где на Земле впервые появляется новая дата? Международным согла-
соглашением была введена линия изменения даты. Она проходит в океане,
по меридиану, имеющему долготу 180°, местами отклоняясь от него,
огибая группы островов, мысы и т. д. На этой линии в полночь по
времени XII часового пояса впервые появляется на Земле новое число.
*) Для того чтобы включить Москву во второй часовой пояс, в восточной его
границе сделана широкая излучина, доходящая на параллели Москвы до Мурома
237

Таким образом, Новый год в СССР первым встречает остров Рятманова
в Беринговом проливе и жители Наукана и Уэллена на восточной
оконечности Азиатского материка (близ мыса Дежнева). ПрЬ переезде
линии изменения даты с запада на восток (например, из Азии в Аме-
Америку) путешественникам приходится два раза считать одно и то же
число, а при обратном переезде пропускать одно число. Рис. 159 схе-
схематически показывает вращающуюся под лучами Солнца (стрелки
Полночь
Рис. 159. Смена дат на Земле.
наверху) Землю. Стрелкой от Пс вверх показан гринвичский меридиан,
ее продолжение за Пс вниз—линия изменения дат. В Гринвиче,
например, 13h 28-го числа, а на линии дат уже lh 29-го числа*).
Календарь. Календарь служит для исчисления больших проме-
промежутков времени. Единицей времени в современном календаре является
тропический год, в течение которого завершается полный цикл изме-
изменений склонения Солнца и, следовательно, полная смена времен года —
основы хозяйственной жизни людей.
Задача создания календаря встала еще в древности. Сложность
этой проблемы заключается в том, что тропический год и средние
*) Любопытно и на первый взгляд удивительно, что каждая календарная дата
проводит на Земле не сутки, а 48 часов — от момента первого своего появления на
западе от линии дат до своего исчезновения на востоке от нее.
238

солнечные сутки несоизмеримы, тогда как календарный год, естест-
естественно, должен содержать целое число суток. В древности (а в кален-
календаре некоторых мусульманских стран и теперь) большое значение
как календарная единица имел синодический лунный месяц *). Но и он
не содержит целого числа суток B9,5306) и сам несоизмерим с тропи-
тропическим годом
Древнеегипетский календарь содержал в году ровно 365 дней.
В 46 г. до н. э. Юлием Цезарем был введен в Риме календарь, раз-
разработанный астрономом Созигеном из Александрии, получивший впо-
впоследствии название юлианского. В этом календаре три года подряд
содержали по 365 дней, а четвертый (високосный) — 366 дней. Этот
добавочный день включался в год, число лет которого делилось на
четыре. Однако и этот календарь не давал полного соответствия с дви-
движением Солнца и сменами времен года: юлианский календарь «отста-
«отставал» на трое суток за 400 лет. К концу XVI в. отступление календаря
от астрономических явлений достигло десяти дней. В 1582 г. был при-
принят разработанный итальянским математиком Луллием григорианский
календарь, названный так по имени римского папы Григория XIII,
при котором произведена эта перемена. После 4 октября 1582 г. стали
считать сразу 15-е, а из числа годов, завершающих столетия (например,
1800, 1900 и т. д.) високосными оставлены только те, для которых
число лет делится на 400 (например, 1600, 2000). Остальные считаются
обыкновенными годами (по 365d). Расхождение григорианского кален-
календаря со счетом тропических лет достигает одних суток лишь по исте-
истечении 3300 лет, что более чем достаточно для практических надобно-
надобностей **). В дальнейшем за юлианским календарем, которым продолжали
пользоваться некоторые страны, в том числе и Россия, установилось
название «старый стиль», а григорианский стали называть «новым
стилем». Расхождение между новым и старым стилем в XVII в. состав-
составляло 10 дней, в XVIII в.—И, в XIX — 12, в XX — 13 дней ••¦).
В Советском Союзе новый стиль был введен в 1918 г. В астрометрии
и теоретической астрономии за начало календарного счета времени
используют начало бесселева года. Это момент, когда средняя долгота
Солнца, уменьшенная на постоянною аберрации B0",50 по Ньюкомбу),
достигает 280°0'0// (а = 18h 40ш). Начало бесселева года (иначе, фиктив-
фиктивного года или annus fictus) дается каждый год в астрономических
календарях. Оно одно для всей Земли, тогда как календарный
год наступает в разных местах в разное время.
Эрой календаря называется начало счета лет. У разных народов
и в различные времена существовали свои календарные системы и свои
*) Отсюда пошло условное деление календарного года на двенадцать месяцев,
которые теперь уже не связаны с движением Луны.
**) 10 000 тропических лет короче 10 000 григорианских лет всего на
три дня. Лишь к 4317 г. расхождение достигнет одного дня.
***) С 5 октября 1582 г. (с 15 окт. по григорианскому календарю) расхождение
10 дней, с 1 марта 1700 г. (с 12-го по григорианскому календарю) — 11 дней, с 1 мар-
марта 1800 г. (с 13 марта) — 12 дней, с 1 марта A4 марта) 1900 г. — 13 дней, с 1 марта
2100 г. A5 марта) расхождение станет 14 дней.
239

начала счета лет. Современный календарь использует как эру «рожде-
«рождение Христа». Она была введена в 532 г. после этого мифического собы-
события, а в России лишь с 1700 г. До этого у нас пользовались счетом лет
«от сотворения мира», относя его на 5508 год до н.э.*).ю настоящее
время в международных отношениях и в научных вопросах все народы
мира употребляют григорианский календарь и условную эру от «рож-
«рождества Христова» **). /
Астрономы и историки широко пользуются особым счетом времени—
в днях так называемого юлианского периода (стр. 363).
Мировой календарь. Хотя существующая система чередования
високосных лет обеспечивает вполне удовлетворительное согласие
средней продолжительности календарного года длительности тропиче-
тропического года, несовершенства григорианского календаря (различная
длина месяцев, смещение дней недели по датам года, и т. д.) вызывали
большое число проектов реформы календаря. Среди десятков, если
не сотен, проектов получил широкое признание проект «Мирового
календаря», введение которого, однако, требует одновременного со-
согласия подавляющего большинства стран мира.
Таблица XX
Мировой календарь
^4v. Месяцы
Дни недели ^"*ч>^
Воскресенье
Понедельник
Вторник
Среда
Четверг
Пятница
Суббота
1
2
3
4
5
6
7
Январь
Апрель
Июль
Октябрь
8 15
9 16
10 17
11 18
12 19
13 20
14 21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
1
2
3
4
Февраль
Ма]
эт
Август
Ноябрь
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
Март
Июнь
Сентябрь
Декабрь
3 10
4 И
5 12
6 13
7 14
1 8 15
2 9 16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
D
? — после 30 декабря «День нового года», после 30 июня високосного
года — «День високосного года»
В «Мировом календаре» кварталы имеют одинаковую продолжи-
продолжительность по 91 дню; год и каждый квартал начинаются с воскресенья,
каждый месяц имеет по 26 рабочих дней. Эти удобства достигнуты
благодаря тому, что помимо 364 дней, составляющих ровно 52 недели,
*) Начало года в России до XV в. считали с 1 марта, а с XV в. до 1700 г. с
1 сентября. Петр I перенес начало года на 1 января.
**) В гражданском счете лет — перед «первым годом н.э.» считается «первый
год до н. э.». В астрономическом счете первому году н. э предшествует нулевой год,
который следует за минус первым и т. д. (Это дает возможность сохранить правило
определения високосных годов.)
240

в календарь вводится один, а в високосном году два нерабочих дня,
не имеющее ни даты, ни обозначения дня недели.
Табель-йалендарь, годный для любого года, может быть сведен
к весьма краткой таблице (табл. XX).
3. Прецессия. Нутация
Прецессия. Солнце совершает свой путь по эклиптике и возвра-
возвращается к точке весеннего равноденствия за 365,2422 средних солнеч-
солнечных суток. Это — тропический год. Он немного меньше звездного
года *) C65,2564), так как точка весеннего равноденствия движется
вдоль эклиптики навстречу Солнцу, т. е. с востока на запад. Это явле-
явление, открытое еще Гиппархом A80—110 гг. до н.э.), называется
прецессией или предварением равноденствий.
Лласкость Ш
\
Земля
Р
^*~
-¦ 1. .
/
'4:
Р
\
зктттшш_
Мут или
Сялнце
Рис. 160. Объяснение прецессии (схема).
Прецессия объясняется тем, что Земля не шар, а сфероид, сплюсну-
сплюснутый у полюсов (рис. 160). Схематически можно представить себе Землю
состоящей из шарового тела К и экваториального кольца АА'. Нахо-
Находясь близ эклиптики, Луна и Солнце не всегда лежат в плоскости сим-
симметрии АА\ Часть А' экваториального кольца, которая в данный
момент расположена ближе к Луне или Солнцу, притягивается силь-
сильнее, чем Л. Это создает пару сил, стремящуюся повернуть ось враще-
вращения РР' в указанном стрелками направлении. Из теоретической меха-
механики известно, что в итоге ось вращения РР' будет стремиться пере-
перемещаться в направлении, перпендикулярном к направлению пары сил
и описывать в пространстве конус с вершиной в центре Земли, а полюс
мира будет описывать на небесной сфере малый круг с центром в полю-
полюсе эклиптики **), находясь от него на расстоянии e=23V2°. Соответ-
Соответственно и Y скользит вдоль эклиптики, смещаясь к западу
*) Звездный год определяется возвращением Солнца в его видимом движении
по небосводу к тому же расположению относительно звезд.
**) Так как полюс эклиптики также движется по небесной сфере (показано пунк-
пунктиром в центре рис. 161), полюс мира описывает, строго говоря, не малый круг,
а более сложную спиралевидную кривую.
241

на 50",370 в год. Это лунно-солнечная прецессия *). Кроме то^о, некото-
некоторое смещение точки весеннего равноденствия вызывается совокупным
действием притяжения планет на Землю {прецессия от планет).
В этом случае сплюснутость Земли не играет роли — планеты притя-
притягивают всю Землю в целом, несколько изменяя ее/орбиту, т.е.
меняя положение самой плоскости эклиптики и положение полюса
эклиптики среди звезд. Прецессия от планет смещает тючку весеннего
77° $° 1(J°
д.
Л в 6
12000/
Лира /
14000
I
/Сол юр со*
7
\i6000
1$° 20°
о-.
WOOlLr*
/едь
.с'
X
x~—fk
хШОО
-в4
25°
8000
/'
-4000
л
\/
V
х
'/
^2000
\
Алооо
\
**^ (
/
—-*—^
X
#
'2000
Г
1
Рис. 161. Движение северного полюса мира среди звезд за 26 тысяч лет.
равноденствия к востоку на 0", 114 в год. Под действием общей
прецессии точка весеннего равноденствия смещается к западу на
50",256 в год, совершая полный оборот за 25 725 лет. С таким же пе-
периодом полюс мира делает полный оборот вокруг полюса эклиптики.
В настоящее время северный полюс мира приближается к Полярной
звезде (рис. 161); в 2100 г. расстояние между ними будет только 28',
а затем полюс мира будет уходить от Полярной, и через 7500 лет это
название с большим правом будет носить а Цефея, а через 13 500 лет—
Вега (а Лиры). Соответственно перемещается и южный полюс мира.
242
*) На долю Солнца приходится 15",9, на долю Луны 34",5.

Наклон\экватора к эклиптике (е) под влиянием прецессии от планет
испытывает\небольшие колебания векового характера, меняясь в пре-
пределах от 21159' до 24°36\ В настоящее время е=23°27' и непрерывно
уменьшается\ на 0",476 в год.
Вследствие^ прецессии непрерывно изменяются экваториальные
координаты зв^зд а и б, а также их эклиптическая долгота к. Поэтому
при указании координат светил необходимо отмечать, к какому году,
или, как говорит, к эпохе какого равноденствия они относятся. Обык-
Обыкновенно пользуются так
называемыми средними ко-
координатами начала года,
отнесенными к равноден-
равноденствию какого-нибудь года.
Так, например, в «Звезд-
«Звездном атласе» А. А. Михай-
Михайлова (изд. 1957 г.) поло-
положение всех звезд отнесено
к эпохе 1900 г. Для вычи-
вычисления координат при пе-
переходе от одной эпохи к
другой можно пользовать-
пользоваться точными или прибли-
приближенными формулами пре-
прецессии, либо специальными
таблицами *).
Приближенные значе-
значения прецессии приведены
в табл. 41—44. В табл. 51
даны средние места всех
ярких звезд до 4m,5 для
эпох 1900,0 и 1950,0. Для
всех последующих лет по-
поправку каждой координаты
можно получить, если значение прецессии, взятое из нужной таб-
таблицы, умножить на разность эпох и прибавить к исходной коорди-
координате со знаком, указанным в таблице. Для предшествующих лет по-
поправку надо брать с обратным знаком. Так, например, средние коор-
координаты а Льва (Регула) в 1905,0 были:
а = 10h 3m,0 + 3S,21 -5= 10h 3m,3;
6= + 12°27' + ( —17",6)-5= +12°26'.
Нутация. Кроме прецессионного движения, ось Земли совершает
ряд короткопериодических колебаний. Самое значительное из них
имеет период около 18,6 года. При этом полюсы описывают на небесной
сфере эллипсы, большие оси которых всегда направлены к полюсам
*) Для звезд с заметным собственным движением \х (стр. 136) и заметным годич-
годичным параллаксом л (стр. 127) нужно учитывать их влияние на средние и истинные
координаты.
Му/лациояши
зллилс
лутационше
колебания
полюса
Рис. 162. Нутационное движение земной оси (схема-
(схематически; масштаб нутационных колебаний сильно
преувеличен)
243

эклиптики и равны 18",42, а малые оси равны 13",72.Это явление носит
название нутации (открыта Брадлеем в 1747 г.). Постоянная нутации,
равная большой полуоси нутационного эллипса, составляет 9",21
(рис. 162); иначе говоря, наклон экватора к эклиптике i испытывает,
периодические колебания с размахом 9",21. Явление нутации вызы-
вызывается притяжением Луной экваториальной области Зецли в сочетании
с наклоном лунной орбиты. Таким образом, нутация Зависит от рас-
расположения Луны и Солнца относительно плоскости земного экватора.
Период нутации совпадает с периодом обращения линии узлов лунной
орбиты (стр. 245) и равен 18а,б.
Следовательно, если к средним координатам звезды, даваемым
в ежегодниках (или в каталогах) для момента начала бесселева года,
прибавить поправку за прецессию (включая влияние собственного
движения |х) и за нутацию за протекшую часть года, то получим
истинные координаты звезды в данный момент. Если теперь ввести
поправку за годичную аберрацию, то получим видимые координаты,
с которыми можно сравнивать результаты наблюдений, в которые
надо предварительно ввести поправки за рефракцию и за суточную
аберрацию *).
4. Движение Луны. Затмения
Луна движется среди звезд, так же как и Солнце, с запада на во-
восток; она перемещается по небу в среднем на 13° за сутки. Это пере-
перемещение можно непосредственно наблюдать в телескоп при сильном
увеличении. Оно отражает истинное обращение Луны вокруг Земли.
Нить Земли
путь Луны
Рис 163. Орбита Луны относительно Солнца.
Луна движется по эллиптической орбите с эксцентриситетом, равным
в среднем 0,055 (или 1/18). Ближайшая к Земле точка лунной орбиты
называется перигеем, самая далекая — апогеем; линия, соединяющая
эти точки, называется линией апсид лунной орбиты.
Характер пути движения Луны вокруг Солнца показан на рис. 163.
Путь Луны всегда вогнут по отношению к Солнцу; в зависимос-
зависимости от фазы изменяется лишь его кривизна.
Плоскость лунной орбиты составляет угол 5°9' с плоскостью эклип-
эклиптики. В своем движении по небесной сфере Луна возвращается в преж-
*) Суточная аберрация достигает максимального значения (У,32 смещения к
востоку звезды, находящейся в меридиане для наблюдателя на экваторе Земли, и
равна нулю для полюсов. Влияние суточной аберрации на а и 6:
Да = 0",32 cos ф cos / sec 6,
Аб = 0",32 cos ф sin t sin 6.
244

нее положение относительно звезд (точнее, к той же эклиптической
долготе) в среднем за 27,3217 средних суток, т. е. за 27d7h43m12s.
Это — сидерический месяц. Обращаясь вокруг Земли, Луна меняет
свой вид, проходя последовательность фаз: новолуние, первую чет-
четверть, полнолуние и последнюю четверть. Период полной смены фаз,
возвращение Луны к прежнему положению относительно Солнца,
называется синодическим месяцем; он длиннее сидерического и состав-
составляет в среднем 29,5306 суток, т. е. 29d12h44m3s. За 27,32 суток, состав-
составляющих сидерический месяц, Солнце успевает сместиться на восток
примерно на 27°. Луна должна «догнать» Солнце, на что уйдет еще
2d,29 (рис. 164). Продолжительность сидерического месяца Т связана
с синодическим месяцем S уравнением синодического движения
Т
E2)
где Е — продолжительность звездного года.
Точки пересечений лунной орбиты с эклиптикой называются узлами
лунной орбиты. В восходящем узле («Q,) Луна переходит в полусферу,
расположенную к северу от эклиптики. Лунные узлы не занимают
неизменного положения среди звезд,
а смещаются вдоль эклиптики н а-
встречу движению Луны (т. е. с
востока на запад) со скоростью при-
примерно 19°,3 в год, завершая полный
оборот вдоль эклиптики за 6798d или
18,61 года. В гринвичскую полночь
1 января 1970 г. долгота восходящего
узла лунной орбиты была равна 345°,3.
С движением узлов связаны периоди-
периодические изменения наклона лунной
орбиты к плоскости земного экватора
(от 18°18' до 28°36').
Промежуток времени между двумя
последовательными возвращениями
Луны к одному и тому же узлу ее
орбиты называется драконическим ме-
месяцем; он равен 27d,2122. Вследствие
возмущения лунной орбиты Солнцем
периодически (со средним периодом
173d) меняется наклон лунной орбиты
к эклиптике (от 4°59' до 5°19'). Апо-
Апогей и перигей лунной орбиты сме-
смещаются по направлению движения
Луны, с запада на восток, описывая полный круг вдоль лунной орби-
орбиты за 3232d или8а,85. Долгота перигея лунной орбиты 1 января
1970 г. была равна 302°,6. Каждый год она изменяется на +40°,7.
Возвращение Луны к перигею определяет аномалистический месяц;
он равен 27d,5546.
Рис
164. Различие между синодическим
и сидерическим месяцами
245

С периодом 8,85 года меняется также большая полуос^ орбиты
(от 356 410 до 406 740 км) и экцентриситет (от 0,0435 до 0,0715).
С движениями линии узлов и линии апсид связана периодичность
солнечных и лунных затмений. Теория движения Луны очейь сложна;
она учитывает не менее четырнадцати причин, вызывающих изменения
периодического характера в элементах орбиты Луны и влияющих
на ее движение.
Затмения. Одни из наиболее замечательных астрономических
явлений — солнечные и лунные затмения. При солнечном затмении
с западного края диска Солнца начинается ущерб, который, увеличи-
увеличиваясь и продвигаясь постепенно на восток *), к середине частного
затмения достигает наибольшей величины;
при полном затмении Солнце на некоторое
время полностью загораживается диском
Луны, вокруг которого вспыхивает солнеч-
солнечная корона (рис. 36). В некоторых слу-
случаях видимый диск Луны оказывается
меньше видимого диска Солнца, и даже
при центральном затмении (когда в момент
середины затмения совпадают центры дис-
дисков Солнца и Луны) Луна не загоражи-
загораживает Солнца полностью — вокруг черного
диска Луны остается сверкающее кольцо
солнечного края (кольцеобразное затмение).
В этом случае вершина конуса лунной
тени не достигает земной поверхности **).
Продолжительность полного затмения,
или ширина кольца при кольцеобразном
затмении, зависит от соотношения видимых
(угловых) размеров дисков Солнца и Луны (рис. 165), что связано с
расположением Земли и Луны на их эллиптических орбитах.
Очевидно, что наибольшая продолжительность полной фазы зат-
затмения GП14 Is ) будет в том случае, если в день затмения Земля будет
близка к афелию своей орбиты, а Луна близка к перигею. В течение
нескольких секунд до полной фазы и нескольких секунд после ее конца
можно видеть, как узенький серп Солнца разбивается на ряд блестя-
блестящих точек, окружающих диск Луны как ожерелье. Это — четки Бейли.
Во время полных солнечных затмений наблюдается эффект Эйн-
Эйнштейна — отклонение световых лучей звезд, находящихся близ
диска Солнца. Угол отклонения а = —-2—, где Ш — масса Солнца,
с — скорость света, г — угловое расстояние звезды от центра диска
Солнца, k — постоянная тяготения. У края диска а=1",75. Проверка
Рис 165 Наибольшие и наи-
наименьшие видимые диски Луны
и Солнца От их сочетаний зави-
зависит продолжительность и тип
затмения (полное или коль-
кольцеобразное)
*) В зависимости от положения Солнца на небе движение лунного диска может
происходить под весьма значительным углом к горизонту, однако всегда от западного
края к восточному.
**) Длина лунной тени меняется от 367 до 380 тыс. км, тогда как расстояние
между центрами Земли и Луны — от 356 до 407 тыс. км.
246

эффекта Эйнштейна неоднократно с успехом проводилась советскими
и зарубежными учеными.
Лунное затмение начинается появлением ущерба с восточной сто-
стороны полной Луны. Луна входит (погружается) все больше в тень
Земли и в случае полного лунного затмения целиком загораживается
Землей от прямых лучей Солнца. Однако часть лучей Солнца, прелом-
преломляясь в атмосфере Земли, огибает Землю и освещает Луну, придавая
ей своеобразную окраску. Густота красного цвета Луны, погруженной
в земную тень, зависит от состояния земной атмосферы и находится
в несомненной связи с фазой солнечной активности. Часто край земной
тени, проецирующийся на поверхность Луны, бывает окрашен в голу-
голубовато-зеленые цвета.
Продолжительность лунного затмения зависит от расположения
Луны относительно земной тени, а также от размеров земной тени на
расстоянии Луны в данный момент по сравнению с размерами самой
Луны. В среднем диаметр земной тени в 22/3 раза больше диамет-
диаметра Луны. Максимальная продолжительность всего лунного затмения
(при центральном затмении, когда в середине явления совпадают
центры Луны и земной тени) составляет 3h ,8.
Солнечное затмение может произойти, если Солнце находится вбли-
вблизи лунного узла (не дальше чем на 18° от него) *). Если Луна «догонит»
Солнце в то время, как оно проходит этот участок своего пути, произой-
произойдет солнечное затмение. Так как Солнце проходит этот участок в сред-
среднем за 36 дней, что больше синодического месяца B9d,32), то за это
время непременно произойдет одно затмение, но могут про-
произойти и два затмения, из которых одно в начале, а другое в конце
этого 36-дневного периода. Через полгода Солнце будет проходить
такой же участок пути вблизи второго узла,— произойдет еще одно
или два солнечных затмения. Так как узлы лунной орбиты движутся
вдоль эклиптики навстречу Солнцу, то Солнце возвращается
к тому же узлу раньше, чем пройдет тропический год,— через драко-
нический год (стр. 393). Поэтому при особенно благоприятных усло-
условиях, когда первые два затмения произойдут в самом начале года,
а вторые два в середине, в декабре может произойти еще одно затме-
затмение. Таким образом, максимальное возможное число солнечных затме-
затмений в году — пягь, минимальное — два.
Лунное затмение может наступить тогда, когда Солнце находится
вблизи одного узла (не дальше 11° от него) **), а Луна — вблизи
другого. В этом случае «зону затмений» Солнце проходит за 22 дня,
что короче синодического месяца, поэтому лунное затмение может
и вовсе не произойти ***). Таким образом, в году может не быть ни од-
одного лунного затмения (такие годы бывают примерно каждые пять
лет), максимальное же число их — три ****).
*) При расстоянии, меньшем 15°, затмение произойдет обязательно.
**) При расстоянии, меньшем 9°,5, затмение произойдет обязательно.
***) Таким годом без лунных затмений был 1967 г.
****) Можно еще различать полутеневые лунные затмения, когда Луна попадет
лишь в полутень Земли. Таких затмений не больше трех в год, но может не быть и
ни одного.
247

Общее число солнечных и лунных затмений в году не может пре-
превышать семи: либо пять солнечных и два лунных, либо четыре солнеч-
солнечных и три лунных. Из этого видно, что солнечные затмения не такие
уж редкие явления; они бывают в полтора раза чаще лунных.
КАРТА
ПОЛНОГО СОЛНЕЧНОГО
ЗАТМЕНИЯ
15 февраля 1961 г.
Изохрона конца
частного затмения
Граница затмения
Рис. 166- Часть полосы полного солнечного зя-шения 15 февраля 1961 г.
Почему же за свою жизнь человек видит гораздо больше лунных
затмений, чем солнечных? Это происходит оттого, что лунное затме-
затмение видно на всей половине Земли, обращенной к Луне, а солнечное
только в сравнительно узкой полосе затмения — не шире 300 км
(рис. 166). Поэтому для любого места на Земле солнечные затмения
происходят в среднем раз в 200—300 лет.
248

Начало солнечного затмения определяется моментом так называ-
называемого первого контакта, первого касания, когда диск
Луны впервые появляется у западного края Солнца. Момент вто-
второго контакта свидетельствует о наступлении полной фазы
затмения — восточный край Луны касается восточного края солнеч-
солнечного диска. После третьего контакта кончается полное
затмение — у западного края лунного диска появляется очень узкий
Восток (Луна ]Солнц?\
Рис.167. Четыре контакта полного солнечного затмения (стрелки отмечают направ-
направление движения Луны).
яркий серп Солнца. В момент четвертого контакта затме-
затмение кончается (рис. 167). При кольцеобразном затмении также наблю-
наблюдаются четыре контакта. Если затмение частное, то, очевидно, кон-
контактов будет всего два — первый и последний.
Вне пределов узкой полосы видимости полного или кольцеобразного
затмений и до границ, описываемых на поверхности Земли северным
Солнце
Рис. 168. Фазы солнечного затмения (на рисунке фаза 0,5).
и южным краями лунной полутени, затмение можно наблюдать только
как частное. Частное затмение характеризуется фазой затмения (от-
(отношением закрытой в момент наибольшего затмения части диа-
диаметра диска Солнца ко всему диаметру) (рис. 168). На рис. 166
«изофазы» отмечают места на Земле одинаковой максимальной фазы
частного затмения.
Все обстоятельства затмения заранее вычисляются и публикуются
в астрономических календарях и в специальных изданиях в виде
таблиц и карт (пример — рис. 166).
Большее значение имеют точные определения моментов контактов
всех затмений и сравнение их с предвычисленными моментами.
Еще астрономы древности заметили строгий порядок в чередовании
249

затмений: через 18 лет 11,3 дней A8 лет 10,3 дней, если за это время
было пять високосных лет) солнечные и лунные затмения начинают
повторяться в том же порядке, причем по прошествии трех таких пе-
периодов затмения будут наблюдаться вновь примерно в тех же местах
Рис. 169, а. Затмения Солнца с 10 июля 1963 р. по 30 мая 1984 г. Показаны центральные линии
полных (сплошные) и кольцеобразных (штриховые) затмений, светлым кружком обозначено
начало затмения при восходе Солнца, темным — конец затмения.
Земли. Этот период, называемый саросом (по-древнеегипетски
«повторение»), содержит в себе:
19 драконических лет по 246<1,620063 = 6585<*, 7812,
223 синодических месяца » 29 ,530588 = 6585 ,3211,
242 драконических месяца » 27 ,212220 = 6585 ,3572,
239 аномалистических месяцев » 27 ,554550 = 6585 ,5372.
250

За это время произойдет в среднем 71 затмение: 43 сол-
солнечных (от 39 до 48) и 28 лунных (от 25 до 30). Эпохи наиболь-
наибольшего и наименьшего числа затмений в саросе повторяются в среднем
через 290 лет.
Рис. 169, б. Затмения Солнца с 25 января 1963 г. по 22 ноября 1984.
В таблице 22 и на рис. 169, а и б приведены солнечные затмения до
1985 г., а в табл. 18—полные лунные затмения за тот же период.
5. Движение планет и комет
Видимые движения планет среди звезд обнаруживают характерные
особенности (петли и точки возврата), которые были известны уже
древним: прямое движение планеты навстречу суточному движению
небесного свода сменяется после кажущегося «стояния» попятным
движением, после чего вновь продолжается прямое движение (рис. 170).
Дуга попятного движения меньше у планет, находящихся дальше
251

от Земли. По положению своих орбит относительно орбиты Земли
планеты делятся на нижние (или внутренние) и верхние (или внешние).
Нижние планеты — это те, орбиты которых находятся внутри орби-
орбиты Земли: Венера и Меркурий. Верхние — все остальные.
По видимому положению относительно Солнца нижние планеты
могут образовывать следующие конфигурации (рис. 171): нижнее сое-
соединение (планета расположена между Солнцем и Землей, разность гео-
геоцентрических долгот равна 0°), верхнее соединение (планета находится
за Солнцем) *), западную или восточную элонгацию (планета на неко-
некотором угловом расстоянии от Солнца). Наибольшая элонгация Мер-
Меркурия ~28°, Венеры ~48°. Как легко можно понять из рис. 172,
/7° 3№ 240° 730* 720° 30° 0° 393° 240° 730° 720°
/7° заг
+720'-
oV
—\ -,..-. -р j
Сатурн
27-717
79370 /-Ж Щ:
5-1-7937 Зхлиптика
© :
233° 287° 279° 277°
—1
733
>9~Ж
275°
1
аз
25-М
—\
25-Ж-7929
©
273а
277°
259°
*72-Й
- •
«*-
-— -*?
257°
792ffJ
• ¦—^»
^^>29-Ш
74-Ж-7328
—-р р—0--
255° 263°
Рис. 170. Движение Венеры и Солнца в 1932—1933 гг. Показано положение Солнца
первого числа указанных месяцев. Движение Сатурна в 1929—1930 гг. Положение
Солнца показано лишь вблизи начала каждого года. Пунктиром отмечена эклиптика.
вследствие значительного эксцентриситета орбиты Меркурия угол его
наибольшей элонгации зависит от взаимного расположения его орбиты
и Земли в момент элонгации. Этот угол меняется от 17°30' до 27°45\
В эпохи нижних соединений, если планета близка к какому-нибудь
узлу своей орбиты, может наблюдаться редкое явление — прохожде-
прохождение планеты по диску Солнца. Для Меркурия это происходит в мае
или ноябре раз в несколько лет **), для Венеры значительно реже ***):
последнее прохождение Венеры по диску Солнца было 6 декабря
1882 г., ближайшие произойдут 8 июня 2004 г. и 6 июня 2012 г. Бли-
Ближайшие прохождения Меркурия по диску Солнца: 10 ноября 1973 г.,
13 ноября 1986 г., 6 ноября 1993 г., 15 ноября 1999 г.
Верхние планеты могут находиться в соединении с Солнцем, в про-
противостоянии, или оппозиции (Земля расположена между Солнцем и
*) Понятие соединение применяется и к любым другим двум светилам, но в
этом случае должна быть равна нулю разность прямых восхождений, а не долгот.
**) За 217 лет происходит 9 майских и 20 ноябрьских прохождений — май-
майские через 13 или 33 года, ноябрьские — через 7 или 13 лет. После каждого майского
через 3V2 года происходит ноябрьское прохождение Меркурия по диску Солнца.
***) Они происходят в следующей последовательности: через 121,5 года, через
8 лет, через 105,5 года, через 8 лет, через 121,5 года и т. д.
252

Соединение
Восточная
квадратура
Орбита нижней
к планеты
V
OpSuma верхней
планеты
Западная
квадратура
/7ротивостаяние
Рис. 171. Планетные конфигурации. Для нижней планеты: а —
наибольшая восточная элонгация, Ь — нижнее соединение, с —
наибольшая западная элонгация, d — верхнее соединение,
ф — угол элонгации.
fjpiftirna
Рис. 172. Объяснение различной величины угла элонгации.
Я — перигелий, А — афелий орбиты Меркурия.
253

планетой), в восточной либо западной квадратуре (когда направление
на планету составляет прямой угол с направлением на Солнце) *).
Элонгация верхней планеты меняется до +180°.
Прямое движение нижней планеты среди звезд быстрее, чем движе-
движение Солнца, поэтому после верхнего соединения планета появляется
на востоке от Солнца и может наблюдаться только как вечернее све-
светило. После нижнего соединения наступает западная элонгация, когда
планета видна только в утренние часы перед восходом Солнца.
Движения верхних планет среди звезд медленнее движения Солнца,
поэтому после соединения планета появляется западнее Солнца.
Продолжая свое прямое движение среди звезд на восток, планета все
время отстает от Солнца, затем начинает двигаться попятным движе-
движением и описывает петлю или зигзагообразную линию. Момент проти-
противостояния соответствует середине дуги попятного движения. Величина
петли тем меньше, чем больше расстояние до планеты (табл. XXI).
Таблица XXI
Попятное движение планет
Планета
Сидериче-
Сидерический период
(приближ.)
88d
225
la322d
И 315
29 167
84 007
164 280
247 255
Синоди-
Синодический
период
116е1
584
780
399
378
370
367
366
Дуга по-
попятного
движе-
движения
12°
16
15
10
7
4
3
2
Продолжи-
Продолжительность
попятного
движения
Меркурий
Венера .
Марс . .
Юпитер .
Сатурн .
Уран . .
Нептун .
Плутон .
17d
41
70
119
136
150
158
163
Наиболее удобное время наблюдения нижних планет — это эпохи
элонгации (в это время они показывают фазы, соответствующие первой
и последней четверти лунных фаз), верхних — эпохи противостояний.
Промежуток времени S между двумя одноименными конфигурациями
(например, между противостояниями) называется синодическим пе-
периодом обращения планеты. Период полного обращения планеты вокруг
Солнца Т носит название ее звездного, или сидерического, периода обра-
обращения. Их связывает уравнение синодического движения, аналогичное
лунному:
" = Т /Г
для нижней планеты и
1
5
1
Е
1
Т
E3')
*) В таблицах «астрономические явления» в ежегодниках указаны также мо-
моменты соединений с Луной и соединений планет друг с другом (помимо их соединений
с Солнцем).
254

для верхней: Е — звездный или сидерический год. Из наблюдений
получают синодические периоды, а с помощью приведенных уравнений
выводят сидерические периоды обращения планет вокруг Солнца *).
Например, по наблюдениям элонгации Венеры синодический период
ее обращения равен 583d,92. Подставив в уравнение синодического
движения ?=365^ ,25 и S=583d,92, получим 7=224d,7.
Движения планет в пространстве вокруг Солнца подчиняются
законам Кеплера:
I. Планета движется в плоскости, проходящей через Солнце,
по эллипсу; Солнце находится в одном из его фокусов.
II. При движении планеты вокруг Солнца прямая, соединяющая
ее с Солнцем (радиус-вектор), описывает равные площади в равные
промежутки времени.
III. Квадраты времен обращения двух планет вокруг Солнца
пропорциональны кубам больших полуосей их орбит:
Т2 /г3
¦?-¦?-• E4)
Можно вывести иное выражение для третьего закона Кеплера:
Т\ _Т\_ ы> ,4,
т. е. отношение квадрата времени обращения к кубу среднего рас-
расстояния есть величина, постоянная для всех планет Солнечной системы.
О коэффициенте / см. ниже.
После открытия Ньютоном закона всемирного тяготения и разра-
разработки им общей теории движения планет (см. ниже), оказалось, что
орбитами небесных тел могут быть не только эллипсы, но любое ко*-
ническое сечение, т. е. окружность, эллипс, парабола или гипербола.
Закон всемирного тяготения гласит, что все материальные тела
притягивают друг друга с силой, пропорциональной их массам и об-
обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними:
F=/», E5)
где / — постоянная тяготения — коэффициент, численное значение
которого находится в результате очень тонкого физического экспери-
эксперимента. Если массу Солнца принять равной единице, среднее расстоя-
расстояние между Солнцем и Землей за единицу длины и средние солнечные
сутки за единицу времени, то численное значение f будет
/ = 0,000295912 ••).
*) Табличные значения синодических периодов обращения планет (табл. XXI)
представляют собой средние значения. Продолжительность какого-либо
конкретного периода зависит от эксцентриситетов орбиты Земли и планеты и взаим-
взаимного расположения их больших полуосей. Так, например, средний синодический
период Марса 780 , но в действительности периоды бывают от 765d до 811d .С ошибкой
не больше 10 , а большей частью меньше 5d , синодический период Марса равен
?=811—0,27*, где х — число дней между датой оппозиции и ближайшим 16 июля.
**) Величина /г= ]/"/=0,0172021 называется гауссовой постоянной (стр. 392).
255

В системе CGS, считая массу Солнца равной 1,99-1033 г, астрономиче-
астрономическую единицу равной 149,6-1011 см, число секунд в сутках 86 400,
получим
/ = F,673 ±0,0017). 10~8 см*/г-сек*.
Из закона Ньютона строго выводятся все три закона Кеплера,
причем вывод третьего закона Кеплера, учитывающий массы планет,
дает формулу, которая ближе соответствует действительности:
Т5""" 4л2
или, в случае сравнения двух планет,
Здесь 9Jto — масса центрального тела (например, Солнца), а аи Шг и
#2, ^2 — соответственно большие полуоси и массы двух тел, обра-
обращающихся вокруг центрального.
Эту формулу можно применить к любым двум телам Солнечной
системы, из которых одно обращается вокруг другого, и использовать
ее для определения масс планет, имеющих спутники.
Применяя эту формулу к движению Земли вокруг Солнца
G\=1 году, ах=1 а. е.) и к движению Луны вокруг Земли
(Г2=0,0694 года, а2=0,002571 а. е.), можно составить соотношение
I2 1»
тб +т(С ' (°>0694J @,002571K *
Пренебрегая в числителе массой Земли, малой по сравнению с мас-
массой Солнца, а в знаменателе массой Луны, малой по сравнению с мас-
массой Земли, получим
^ = 329228*).
Зная же из лабораторных опытов, что /?и=6-1027 г, мы получим
Ш1о=2.1033 г. .
Применяя те же рассуждения к другой планете с массой mpt име-
имеющей спутника, можно определить отношение Ш^/гПр и, зная 5ШО,
вычислить пгр. Массу планеты, не имеющей спутников,
можно определить лишь из анализа тех возмущений (см. ниже), кото-
которые эта планета вызывает в движении других планет или комет.
Об определении массы Луны см. стр. 33.
Применяя формулу E6) к двойным звездам либо к двойным галак-
галактикам, мы можем получить оценку суммы масс звезд или галактик
(стр. 143).
Изучение движения планеты вокруг Солнца в небесной механике
носит название задачи двух тел. В общем виде эту задачу
*) Приближенно масса Земли составляет 3/1 000 000 массы Солнца.
256

можно сформулировать так: два сферических тела (однородные или
со сферично-симметричным распределением плотности) с известными
массами находятся под действием взаимного тяготения; даны их по-
положения и скорости относительно какой-то системы координат в не-
некоторый момент; каково будет их расположение и скорости в любой
последующий (или было в любой предыдущий!) момент времени?
Иначе говоря, каково будет их движение? Ньютон показал, что воз-
возможные орбиты в задаче двух тел — это конические сечения (стр. 205);
движение происходит под действием центральной силы и подчиняется
законам Кеплера (стр. 255).
Рис 173. а) Орбиты, образующиеся при различных скоростях в точке А, направлен-
направленных в одну и ту же сторону, б) эллиптические орбиты при различных направлениях
равных скоростей в точке А.
Рисунок 173 дает пример зависимости формы и расположения орби-
орбиты одного тела вокруг другого, принимаемого за неподвижное, от раз-
различия в величине (а) или направления (б) скорости в точке А. Так,
например, если на расстоянии 1 а. е. от Солнца тело имеет скорость
меньше 42 км/сек, то орбита будет эллиптической, больше 42 км/сек —
гиперболической. Скорость 42 км/сек называется параболической (для
этого расстояния).
Вычисление движения двух тел представляет относительно простую
задачу. Пусть теперь даны массы, взаимные расстояния и скорости
трех тел в некоторый момент и требуется вычислить их рас-
расстояния и скорости в последующие (или предыдущие) моменты времени.
Эта «задача трех тел» исключительно сложна. Общего реше-
решения ее до сих пор еще не найдено. Только в некоторых частных слу-
случаях, например, когда тела движутся в одной плоскости и массой
одного из них можно пренебречь по сравнению с массами двух других,
получено точное решение задачи. Оно связано с так называемыми
точками либрации. Точки (или центры) либрации Lu L2 и L3
9 П Г Куликовский
257

называются прямолинейными *), так как они расположены на прямой,
соединяющей центральное тело и его спутник. Положения этих точек
либрации зависят от отношения масс двух тел. «Треугольные**) точки
либрации L4 и L5 находятся в вершинах равносторонних треугольни-
треугольников (см. рис. 50). Табл. XXII дает относительные расстояния всех
точек либрации для систем: Солнце — Юпитер (две группы «троянцев»
располагаются близ L4 и L5) и Земля — Луна (см. стр. 57 о пылевых
спутниках Земли близ точек L4 и L6).
Таблица XXII
Система Земля—Луна
(единица расстояния = 384 тыс. км)
Система Солнце—Юпитер
(единица
Точка
либрации
L
L2
ц
ц
расстояния =
г (от О)
0,933
1,070
0,999
1,000
1,000
5,203 а. е.)
Р (от %)
0,067
0,070
1,999
1,000
1,000
Точка
либрации
l\
и
г (от 5)
0,820
1,207
0,394
1,000
1,000
р (от Q
0,180
0,207
1,394
1,000
1,000
Задача еще более усложняется, когда мы имеем дело с четырьмя
и более телами, как, например, со всей Солнечной системой, состоящей
из тысяч тел.
Вычисление орбит и эфемерид тел Солнечной системы чрезвычайно
облегчается тем, что масса Солнца примерно в 750 раз больше, чем
общая масса всех остальных тел Солнечной системы, а масса даже
самой большой планеты — Юпитера — в 1047 раз меньше солнечной.
Это позволяет, вычислив приближенную орбиту какого-либо светила
в рамках задачи двух тел (невозмущенное движение), в дальнейшем
учесть сравнительно незначительные возмущения эгой орбиты притя-
притяжением других членов систем (в первую очередь Юпитера и Сатурна)
и определить орбиту и движение (возмущенное движение) тела с же-
желаемой степенью точности.
Теоретической астрономией подробно разработаны методы вычис-
вычисления элементов орбит планет и предвычисления эфемерид по данным
наблюдений (стр. 260). Последние годы учет возмущений, вычисление
орбит и эфемерид проводятся на электронных вычислительных ма-
машинах.
Элементы планетных и пометных орбит. Положение плане-
планеты или кометы в пространстве может быть определено с помощью шести
элементов ее орбиты, из которых пять элементов геометрических
и один динамический. Эти элементы следующие (рис. 174): наклон
орбиты i — угол между плоскостью орбиты планеты и плоскостью
эклиптики (иначе, плоскостью земной орбиты), гелиоцентрическая
*) Или, иначе, коллинеарными.
**) Или, иначе, тригональные или эти латеральные.
258

долгота восходящего узла орбиты $1 *), расстояние перигелия от
узла со, большая полуось а, эксцентриситет е, средняя аномалия Мо
в эпоху tOi или момент прохождения через перигелий То. Средняя ано-
аномалия — вспомогательная величина, в каждый данный момент равная
дуге, которую описала бы планета после своего прохождения через
перигелий, если бы она равномерно двигалась по круговой орбите,
имеющей диаметр 2а (вспомогательная кеплерова окружность), завер-
завершая полный оборот за период Р обращения планеты (выраженный
в средних солнечных сутках).
Рис. 174. Элементы планетных орбит.
Если п°= -р- назовем средним суточным движением планеты, То—
моментом прохождения перигелия, то в момент Усредняя аномалия М
будет M = n°(t — To).
Период обращения (в годах) получим из третьего закона Кеплера:
P=yrazy если а выражено в астрономических единицах.
Наклон i считается от 0° до 180°. Углам /, большим 90°, соот-
соответствует обратное движение по орбите **). Расстояние перигелия
от узла со определяет ориентацию орбиты в ее плоскости,— это угол
между линией узлов и большой осью орбиты; он отсчитывается вдоль
орбиты, в направлении движения планеты.
Иногда указывают долготу перигелия jt=<Q> + co. Угол я, следова-
следовательно, измеряется в двух плоскостях: в плоскости эклиптики от Y
до &1 и потом в плоскости орбиты планеты от Д до Я ***).
*) Восходящий узел Д соответствует той точке пересечения орбиты с плос-
плоскостью эклиптики, в которой планета переходит из полусферы, содержащей южный
полюс эклиптики, в полусферу, содержащую ее северный полюс.
**) Для планет углы i небольшие (стр. 76 и 405) и движение прямое; для комет
i может быть любым и движение может быть и обратным (стр. 96).
***) В 1916 г. А. Эйнштейн указал, что одним из следствий теории относитель-
относительности должны быть вековые перемещения перигелиев планетных орбит. Для Меркурия
Эйнштейн предсказал смещение +42",89 в столетие, что совпало с величиной необъ-
необъяснимого смещения, обнаруженного С. Ныокомом из анализа многолетних наблю-
наблюдений. Аналогичное смещение для Венеры должно быть +8",6, для Земли 4-3",8,
для Марса +Г,35 в столетие.
9* 259

Форма орбиты определяется эксцентриситетом е = —, где с —
расстояние от центра эллипса до его фокуса. При эксцентриситетах,
близких к нулю, форма орбиты близка к окружности; при больших
эксцентриситетах орбита имеет вид весьма вытянутого эллипса. Иногда
для удобства некоторых вычислений указывают так называемый
угол эксцентриситета ф, связанный с е соотношением
N
E7)
где b=a cos ф — малая полуось эллипса.
Так как орбиты комет обычно очень вытянуты и имеют очень боль-
большие ау то в первом приближении их принимают за параболы, т. е.
полагают е=1, а=оо. Новым ли-
линейным элементом принимают
перигелийное расстояние q. Это
упрощает задачу определения
элементов орбиты.
Когда элементы орбиты изве-
известны, можно решить обратную
задачу: предвычислить положе-
положения светила на небе (т. е. коор-
координаты а и 6) и расстояние от
Земли р для ряда моментов вре-
времени, т. е. вычислить так называемую эфемериду. Эфемериды боль-
больших и малых планет и их спутников, Луны, а также Солнца, дан-
данные о затмениях и других астрономических явлениях составляют основ-
основное содержание астрономических ежегодников.
О вычислении эфемерид. Чтобы рассчитать по известным элемен-
элементам орбиты эфемериду малой планеты либо продолжить опубликован-
опубликованную эфемериду какой-либо кометы *), поступаем следующим образом.
Зная элементы орбиты, т. е. а, е, /, f?, со и Го, находим положение
планеты (или кометы) в плоскости ее орбиты. Оно определяется для
каждого момента времени / двумя величинами: радиусом-век-
радиусом-вектором г и истинной аномалией о**) (рис. 175). Их
можно получить из следующих соотношений:
Рис.
175. Истинная v и эксцентрическая
аномалии.
г cos v = a (cos Е—е)у
E8)
в которые, помимо элементов awe, входит величина Е — эксцен-
эксцентрическая аномалия. На рис. 175 A' NA — кеплерова вспо-
*) Точные вычисления, разумеется, требуют учета возмущений, которые вызы-
вызываются притяжением планет, в особенности Юпитера и Сатурна. Однако приближен-
приближенные вычисления можно провести и без учета возмущений.
**) Истинная аномалия —угол между направлением большой оси орбиты и ра-
радиусом-вектором. Этот угол отсчитывается от перигелия в направлении движения
планеты.
260

могательная окружность, построенная на большой оси эллипса орбиты
как на диаметре. Перпендикуляр к большей оси, проведенный через
планету Р, встретится с этой окружностью в точке N. Угол NOA и
есть эксцентрическая аномалия. Ее можно вычислить с помощью
уравнения Кеплера
Е — е sin Е = М,
где М — средняя аномалия в данный момент:
М = л°(* —Го).
E9)
F0)
Для решения уравнения Кеплера служат различные графические
приемы, а также таблицы; некоторые из таблиц дают возможность
по М и е сразу получить v.
10 20 30 40 50 ВО 7О В0 00 /О/77/О 72O 730 740 750 fflШ700 ШЖ0
70 20 30 40 50 SO 70 SO FO 7OO 77O 72O 730 74O 750 760 770 7SO 790 2OOM
Рис. 176. Графическое решение уравнения Кеплера с помощью номограммы (Приложение X).
Приближенное решение уравнения Кеплера можно получить гра-
графическим путем. На рис. 176 схематически представлена номограмма,
данная в Приложении X.
На оси абсцисс отложим отрезок ОР, равный средней аномалии М,
выраженной в градусах. От точки Р проведем прямую, соединяющую
ее с точкой С со значением М+100е на верхней шкале. Из точ-
точки N пересечения прямой с синусоидой опустим перпендикуляр
на ось абсцисс. Отрезок 0Q дает значение эксцентрической анома-
аномалии Е.
Таким образом, вначале для ряда равноотстоящих друг от друга
моментов времени tt определяем значения Ми по ним находим Et
и затем вычисляем соответствующие значения rt и vt.
После того как получены г и у, можно перейти к определению ге-
гелиоцентрических прямоугольных координат планеты, а затем к опре-
определению ее геоцентрических и, наконец, видимых координат для
тех же моментов времени.
261

Отсылая за деталями к специальным курсам, приведем здесь лишь
рабочие формулы для вычисления прямого восхождения а, склонения б
и расстояния р светила от Земли.
Вычисления облегчаются употреблением шести так называемых
постоянных Гаусса: Л, 5, С, а, Ь и с, которые определяются по извест-
известным элементам орбиты планеты и наклону экватора Земли к эклип-
эклиптике е следующими формулами:
a sin A = cos SI,
a cos А ~ — cos / sin SI,
bsm В = sin<Q, cos e,
bcosB = cos Д cos / cos e — sin / sin e,
с sin C^sin Д sine,
с cos C~ cos SI cos / sin e + sin i cos e,,
где е, f, Д, а затем и со должны быть приведены к одной и той же эпохе.
Влияние прецессии на элементы орбиты выражается формулами
^1950 = Sit ~ п + Ь
Ctg iU
со,
, = (ot — b sin
с) cosec /t.
Величины е, а, Ь и с (табл. XXIII) приводятся в Астрономическом
Ежегоднике СССР.
Таблица XXIII
Год
1970
1971
1972
1973
1974
1975
1976
1977
1978
1979
1980
1981
1982
1983
1984
1985
Наклон экватора
Земли
к эклиптике
и постоянные Гаусса а,
8
23°,44318
,44305
292
279
266
253
240
227
214
201
188
175
162
149
136
23,44123
-0
—0
а
,2792
,2932
,3072
,3212
,3351
,3491
,3631
,3770
,3910
,4050
,4189
,4329
,4468
,4608
,4748
,4888
—0
0
Ъ, с
ь
,0026
28
29
30
31
33
34
35
37
38
39
40
42
43
44
,0046
8
с
5°,361
,350
,339
,327
,316
,304
,292
,281
,270
,258
,247
,235
,224
,212
,200
5,189
Постоянные а, Ь и с в формулах F1) считаются положительными,
тогда величины углов А, В и С вполне определяются приведенными
формулами. Для облегчения вычислений вводятся вспомогательные
262

величины пи JV, определяемые соотношениями
п sin N = sin i, \ 62
п cosN= cos Д cos/, j
где п>0; тогда
b cosB = n cos(yV-f-e),
с cos C=/zsin(/V+e).
Для вычисления всех постоянных Гаусса и вспомогательных ве-
величин получаем следующие выражения:
п = sin / cosec Л/,
tg-4 = —ctg^sec/,
a = cos J^cosec Л,
sin Д cos e
[ F3)
п cos (N -
Ь = sin SI cos 8 cosec В,
^ sin<Q, sin 8
§ ~ /iSin(iV + E) '
с = sin SI sin 8 cosec С
Квадранты, в которых находятся углы N, Л, В и С, определяются
знаками синусов и косинусов этих углов, которые можно получить
из соотношений F1) и F2).
Для контроля правильности вычислений гауссовых постоянных
служит формула
bcsm(B-C) .
—^7о7"Л—=—fc'- F4)
Прямое восхождение планеты а *), ее склонение б и расстояние р
для данного момента t определяются формулами
rb sin
га sin
ffTc resin (C-|-(Q + aj + Z0 I F5)
p = cosec 6 [re sin (C+ w + v) + Z0]f
где Xo, Fo и Zo — прямоугольные координаты Солнца, помещаемые
в астрономических ежегодниках на каждый день года и в сокращенном
виде содержащиеся в табл. 37.
Указанная схема справедлива для самых точных вычислений,
однако при сравнении вычислений с наблюдениями необходимо учиты-
учитывать в этом случае влияние на координаты светила прецессии, нутации,
параллакса и аберрации. Для этого в астрономических ежегодниках
помещают особые таблицы, облегчающие вычисления.
*) Квадрант, в котором находится угол а, определяется тем, что знак числителя
совпадает со знаком синуса а, а знак знаменателя со знаком косинуса а.
263

Для комет, имеющих орбиты в виде очень вытянутых эллипсов,
в первом приближении вычисляют эфемериду в предположении, что
комета движется по параболической орбите. В этом случае
элементов орбиты, подлежащих определению, будет только пять
(так как ?=1): q, i, SI, со и Го, а соотношения будут иметь следующий
вид:
з_
М = д 2(t-T0),
где Го — время прохождения через перигелий, q — йеригелийное рас-
расстояние и ?=0,0172 (гауссова постоянная; см. сноску на стр. 255).
В остальном вычисление эфемериды ведется так, как описано выше.
Существуют таблицы, дающие tg у в функции М для параболической
орбиты (см., например, табл. XII в книге А. Д. Дубяго «Определение
орбит»). Гиперболическая орбита определяется шестью элементами;
среди них q и ?>1.
6. Об основах спектрального анализа
Основы спектрального анализа были заложены более ста лет назад.
Было замечено, что свет, излучаемый раскаленными парами и газами,
будучи разложен трехгранной стеклянной призмой, дает систему от-
отдельных узких светлых линий, так называемых линий излучения, или
эмиссионных линий, в то время как спектр раскаленных твердых и
жидких тел, а также газов при большом давлении имеет вид непрерыв-
непрерывной радужной полосы, в которой один цвет незаметно переходит
в другой.
Условно разделяют воспринимаемую глазом область спектра на
следующие семь цветов («цвета радуги»): красный (длины волн от 770
до 650 ммк), оранжевый F50—590 ммк), желтый E90—550 ммк),
зеленый E50—490 ммк), голубой D90—470 ммк), синий D70—450 ммк)
и фиолетовый D50—360 ммк). За этими пределами находятся инфра-
инфракрасная (длина волны от 770 до 300 000 ммк) и ультрафиолетовая
(длина волны от 360 до 20 ммк) части спектра. Еще дальше лежит
область рентгеновскихо лучей (от 200 А до 0,05 А) и гамма-лучей
(от 0,05 А до 0,006 А). За инфракрасными лучами лежит область
радиоизлучения (от 0,3 мм до 30 км). Таким образом, воспринимаемая
глазом область спектра — всего лишь узкая полоска в спектре элек-
электромагнитных волн — «оптическое окно» (рис. 177) Еще одно «окно»
расположено в радиодиапазоне. Его границы определяются поглоще-
поглощением в земной атмосфере.
Свет раскаленного твердого или жидкого тела, пройдя сквозь
облако паров какого-нибудь химического элемента или сквозь газ,
дает спектр, прерываемый тонкими темными линиями (линиями по-
поглощения) как раз в тех местах, где находятся линии излучения этого
264

пара или газа. В соответствии с этим различают три типа спектров:
непрерывный спектр, спектр излучения (эмиссионный или линейчатый
спектр) и спектр поглощения.
Спектры различных элементов отличаются друг от друга располо-
расположением линий в спектре и их интенсивностью. Астрономы воспользо-
воспользовались этим для изучения химического состава атмосфер небесных тел.
Наиболее заметные линии поглощения солнечного спектра еще в на-
начале XIX в. изучил и описал Фраунгофер; эти линии получили назва-
название фраунгоферовых (рис. 178). В табл. 70 приведены длины волн и
интенсивности основных фраунгоферовых линий солнечного спектра.
Оптическое
окно
Радха-
Гамма-лучи
Ш
If70 Iff-8
7ff
'e
70
70
70* 70й
Рис. 177. Спектр электромагнитных волн и окна прозрачности земной атмос-
атмосферы. Область с двойной штриховкой — видимый свет.
Для изучения спектров астрономы пользуются главным образом
спектрографами — приборами, позволяющими фотографировать спект-
спектры небесных тел. Спектр Солнца, как и спектры звезд, является спект-
спектром поглощения *). В нем известно более 26 000 линий поглощения **).
Спектры Луны и планет похожи на спектр Солнца, так как эти
тела светят отраженным солнечным светом; сообразно с цветом поверх-
поверхности планеты меняется лишь кривая распределения энергии в спектре.
Кроме того, в спектрах некоторых планет можно видеть новые темные
линии, возникшие вследствие поглощения в их атмосферах.
Определение температур. Изучение спектров Солнца и звезд
дает нам возможность узнать не только состав их атмосфер, но опре-
определить физические условия и температуру их поверхности. Для реше-
решения этой последней задачи применяются следующие основные методы.
*) В спектрах некоторых типов звезд наблюдаются наряду с линиями поглоще-
поглощения и линии излучения (эмиссионные линии); см. гл. I.
**) Наиболее полным в настоящее время является «Фотометрический атлас
солнечного спектра» Миннарта, Мульдерса и Хаутгаста, изданный в Голландии в
1940 г. Он охватывает солнечный спектр от 3332 до 8771 А, причем общая длина реги-
строграмм достигает 100 м\ Масштаб атласа 2 см/k В 1951 г. на обсерватории Мак-
Мае (США) получен инфракрасный спектр Солнца от 8465 до 25242А.
265

266

1. Изучение распределения энергии вдоль спектра. При этом
предполагается, что звезды излучают энергию как абсолютно черные
тела (стр. 122), т. е. удовлетворяют закону Планка:
*?•. -^ дь, F6)
где I(%9 T) — интенсивность в интервале длин волн к+М, h — по-
постоянная Планка (табл. 6), с— скорость света, k — постоянная
Больцмана, Т — температура, отсчитываемая от абсолютного нуля.
Часто формулу Планка пишут в следующем виде:
ЕХМ= с^'ъ ДА. F7)
Если полное излучение во всех направлениях Ех выразить в эргах
с квадратного сантиметра в секунду, длину волны к — в см, темпе-
температуру Т — в градусах, то
с,- 3,7403- \0~ъ эрг-см2-сек~1 = 3,7 403 10~12вт-см2,
с2= 1,43868 см-град.
Определенные этим методом температуры называют цветовыми.
Кривые распределения энергии в спектре абсолютно черного тела
для различных абсолютных температур и распределение энергии в
спектре центра диска Солнца (по сводным данным А. В. Харитонова
и Е. А. Макаровой) показаны на рис. 179. Интенсивности даны ав
эрг!см2-сек-стер'См, а длины волн взяты в пределах от 2000 до 10 000 А,
в которых реально изучают по фотографиям распределение энергии
в спектрах небесных тел. Стрелками показаны максимумы кривых,
а штриховая линия демонстрирует закон Вина (см. ниже). Как видно,
распределение энергии в спектре Солнца отличается от теоретической
кривой для 6000° К *).
2. Определение длины волны максимума кривой распределения
энергии в спектре и применение закона смещения Вина (см. рис. 179)
а 2897,5
Если Хтах выразить в миллимикронах, то температура получится
в тысячах градусов.
3. Определение общего потока радиации, приходящего в единицу
времени от тела, размеры и расстояние которого известны, и примене-
применение к этому потоку закона Стефана — Больцмана
(справедливого для абсолютно черного тела):
? = a7e4fb F9)
*) В 1943 г. 3. Р. Мустель показал, что излучение звезд не может быть планков-
ским из-за различных сложных процессов, протекающих в их атмосферах. В послед-
последние годы открыт ультрафиолетовый избыток излучения звезд (избыток по сравнению
с планковским).
267

где Е—энергия, излучаемая квадратным сантиметром поверхности тела
в одну секунду в одну сторону от него, а — постоянная Стефана, опре-
определяемая опытным путем по измерениям полного излучения ряда тел
с известной температурой и равная 5,6698-10~5 эрг-см~2-град'4-сек'1.
Этим методом, например, вычисляется температура Солнца и тех
Л, МАГ К
Рис 179 Кривые распределения энергии в спектре абсолютно черного тела при
разных температурах и кривая распределения энергии центра диска Солнца.
нескольких звезд, для которых измерены и параллаксы и угловые
диаметры. Определенные этим методом температуры называются
эффективными.
Светимость L звезды радиуса R и температуры поверхности ТеП
равна
L = 4nR2oT4eU. G0)
4. Детальное изучение спектра, включающее измерение интенсив-
интенсивности линий и применение теории ионизации. В этой теории устанав-
устанавливается связь температуры с ионизацией атомов различных элемен-
элементов. Полученная этим методом температура звезды называется иони-
ионизационной.
Лучевые скорости. С помощью спектрографа или объективной
призмы можно получить спектрограмму или спектральный снимок
участка неба и по ним определить скорость движения интересующего
нас небесного тела вдоль луча зрения. Вследствие эффекта Доплера
268

все линии в спектре небесного тела, движущегося от нас или к нам,
смещаются соответственно к красному или фиолетовому концу спектра.
Смещение линий А%, выраженное в тех же единицах, в которых из-
измеряются длины световых волн \, связано простым соотношением
с лучевой скоростью светила, выраженной в км/сек:
^ = *ТГ. G1)
где с — скорость света *).
Лучевая скорость светила является одной из двух составляющих
(компонентов) его полной пространственной скорости относительно
наблюдателя. Другим компонентом является собственное движение
светила |i, измеряемое в секундах дуги в год (стр. 136).
Изучение собственных движений и лучевых скоростей звезд дало
возможность обнаружить движение Солнца в пространстве и опреде-
определить его скорость, обнаружить систематические движения групп звезд
и исследовать вращение Галактики. Исследованием лучевых скоростей
различных частей колец Сатурна А. А. Белопольский подтвердил
метеоритное строение колец; изучение смещения линий западного и
восточного краев Солнца дало еще одну возможность определить
скорость вращения Солнца.
Движение Земли вокруг Солнца вызывает периодическое смещение
линий в спектре звезде максимальной **) амплитудой ±30 км/сек.
Колебания Vг обнаруживают многие двойные звезды (стр. 140).
В настоящее время лучевые скорости ярких небесных светил
определяются с максимальной точностью до ±0,12 км1сек. Поэтому
при анализе смещений линий в спектре приходится учитывать не
только влияние движения Земли по орбите, но и влияние вращения
земного шара, движения Земли вокруг барицентра и даже влияние
планет. В каталоге звезд ярче 4^,5 (см. табл. 50) 24 звезды отмечены
как стандарты лучевых скоростей (с ошибкой меньше ±0,2 км/сек).
Магнитные поля* Анализ спектра может дать представление
о наличии магнитного поля в том месте, от которого к нам приходит
излучение. В магнитном поле каждая спектральная линия расщеп-
расщепляется на три (эффект Зеемана), расстояние между крайними из них
пропорционально напряженности поля. В настоящее время сущест-
существуют особые электронные приборы — магнитографы, с которыми
можно параллельно с измерением лучевой скорости измерять напря-
напряженность магнитного поля (о магнитных полях звезд см. стр. 147).
*) Скорость в 1 км/сек соответствует перемещению на 1 пс в 106 лет или 0,21 а. е.
в год. Смещение в 1 А для линии Hv D340,66 А) соответствует лучевой скорости в
69,07 км/сек
**) Если звезда лежит в плоскости эклиптики.
269

ГЛАВА IV
АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ИНСТРУМЕНТЫ. ПОДГОТОВКА
К НАБЛЮДЕНИЯМ. УТОЧНЕНИЕ КООРДИНАТ
МЕСТА НАБЛЮДЕНИЙ
В этой главе собраны лишь самые необходимые сведения об астро-
астрономических инструментах, включая вопросы правильной установки
экваториального штатива астрономической трубы, уточнение коорди-
координат места наблюдения, организации собственной службы времени
и «службы погоды».
За последние годы больших успехов достигло у нас любительское
телескопостроение. В декабре 1964 г. в Москве состоялся коллоквиум
строителей самодельных телескопов, созванный Всесоюзным астроно-
мо-геодезическим обществом (ВАГО). Его итоги описаны в ЗиВ,
№ 2, 1965 г. В этом журнале, а также в сборниках «Любительское
телескопостроение» (см. стр. 378) можно найти подробные указания
для изготовления и испытания самодельного телескопа (как рефрак-
рефрактора, так и рефлектора). (ЗиВ, 1968, № 2, 75—79 — о проектах
башен для народных обсерваторий.)
Несмотря на ряд книг, изданных по любительскому астроприборо-
строению и, особенно, ставшей классическим руководством книги
выдающегося любителя астрономии проф. М. С. Навашина (биолога
по специальности) «Телескоп астронома-любителя» B-е изд., 1967),
автор счел возможным в ответ на просьбы читателей включить раздел
(стр. 284—293), любезно составленный оптиком Крымской астрофизи-
астрофизической обсерватории АН СССР и многолетним руководителем юных
телескопостроителей Симферопольского отделения ВАГО Г. М. По-
Поповым, посвященный изготовлению оптики любительского рефлектора.
1. Астрономические трубы и телескопы
Различают два основных типа телескопов: рефлекторы и рефрак-
рефракторы. За последние десятилетия появились инструменты, совмеща-
совмещающие черты того и другого типа телескопов, например, телескопы
Шмидта, менисковые телескопы Д. Д. Максутова, зеркально-линзовые
астрокамеры Г. Г. Слюсарева и другие.
270

В рефракторе (рис. 180) изображение создается стеклянной лин-
линзой — объективом, который, преломляя падающие на него лучи, со-
собирает их в фокальной плоскости. Одним из основных оптических
недостатков однолинзовых рефракторов является хроматическая абер-
аберрация. Линза объектива ведет себя и как призма и не только пре-
преломляет свет, но и разлагает его на составляющие цвета. При этом
фокус красных лучей располагается от объектива дальше, чем фокус
синих лучей. При фоку-
фокусировке на желто-зеле-
ные лучи, к которым
особенно чувствителен
человеческий глаз, полу-
получается красная и синяя
(в сумме фиолетовая)
кайма. Объективы, со-
состоящие из двух или
трех линз (апохромати-
ческие дублеты и апохро-
матические триплеты,
сокращенно ахроматы и
апохроматы), частично
устраняют хроматиче-
хроматическую аберрацию, кото-
которой совершенно лишены
рефлекторы.
В рефлекторах (см.
рис. 180) лучи собирают-
собираются в фокусе зеркалом
параболической формы,
которое покрывается
тонким слоем серебра
или алюминия. В реф-
рефлекторе Ньютона лучи
света, отразившиеся от
основного зеркала, пе-
перехватываются плоским
вторичным зеркалом и
направляются вбок в
точку F'. В схеме Кас-
сегрэна лучи перехватываются выпуклым вторичным зеркалом В, по-
поверхность которого имеет форму вершины гиперболоида, и направ-
направляются сквозь отверстие в главном зеркале в точку F'.
В телескопе Б. Шмидта особая коррекционная линза К (на первый
взгляд похожая на плоскопараллельную пластинку) позволяет ис-
использовать в качестве главного зеркала сферическое зеркало, более
удобное для изготовления.
Изображение, полученное объективом или зеркалами, рассматри-
рассматривается в сложную лупу, называемую окуляром, или фотографируется.
F
Рис. 180. Схемы рефрактора и рефлекторов.
271

Прямая, соединяющая центр объектива и центр окуляра, называется
оптической осью. Обычно телескоп снабжается несколькими окуляра-
окулярами, дающими различные увеличения. Окуляры бывают двух основных
типов (рис. 181): окуляры Гюйгенса (обычно неправильно называемые
отрицательными) и окуляры Рамсдена (положительные). Другие виды
окуляров являются усложнениями и усовершенствованиями этих
основных типов. В окуляре Гюйгенса диафрагма D, находящаяся
в фокусе объектива и ограничивающая поле зрения, расположена
между линзами окуляра, а в окуляре Рамсдена — перед линзой, обра-
обращенной к объективу. В окулярах Рамсдена, Кельнера и Аббе *) можно
Рис.181. Окуляры: Рамсдена (а), Гюйгенса (б), Кельнера — ахроматический (в)
и Аббе — ортоскопический (г).
укрепить на этой диафрагме крест нитей, совершенно необходимый
при различного рода измерениях (стр. 281). Все астрономические теле-
телескопы дают перевернутое изображение. (Об изготовлении окуляров
см. ЗиВ, 1966, № 5, 78—81.)
Увеличение (угловое увеличение, т. е. отношение угла, под которым
виден предмет в телескоп, к углу, под которым он был бы виден про-
простому глазу, если бы глаз был способен оценивать углы меньше Г)
телескопа определяется отношением фокусного расстояния объекти-
объектива F **) к фокусному расстоянию окуляра /:
« = -f ¦ G2)
Это увеличение можно определить также отношением диаметра
входного зрачка, который практически совпадает с диаметром объек-
объектива (D), к диаметру так называемого выходного зрачка (d):
* = ¦?-• <73>
Диаметр выходного зрачка можно определить так: отфокусировав
трубу «на бесконечность», т. е. практически по достаточно удаленным
предметам, надо направить ее на яркий фон (например, ясное небо)
и на прозрачной кальке, держа ее около самого окуляра, получить
четко очерченный кружок. Это и есть выходной зрачок — изображение
*) Ортоскопический окуляр Аббе дает очень хорошие, неокрашенные изобра-
изображения в пределах всего поля зрения.
**) Для рефлекторов с неплоским вторичным зеркалом надо брать так называе-
называемое эквивалентное фокусное расстояние, которое равно фокусному расстоянию простой
системы, дающей тот же линейный масштаб в фокальной плоскости.

-я"
объектива, даваемое окуляром. Его диаметр можно измерить линей-
линейкой, пользуясь лупой. Так как диаметр зрачка человеческого глаза
не превышает в среднем 6,5 мм даже при самом минимальном освещении
(ночью) *), то нет смысла делать выходной зрачок больше 7 мм в диа-
диаметре. Этим определяется фокусное расстояние окуляра, дающего
наименьшее полезное увеличение при данном F.
Казалось бы, что можно достичь очень больших увеличений умень-
уменьшением фокусного расстояния окуляра /. Однако волновая природа
света (дифракция; см. ниже) ста-
ставит предел наибольшему увели-
увеличению, которое можно получить
при объективе данных размеров.
Получить большее увеличение
можно, лишь взяв объектив боль-
больших размеров. Принимают, что
наибольшее увеличение равно
50—60 на каждый сантиметр
диаметра объектива. Но эти
пределы увеличения используют-
используются (особенно с большими инстру-
инструментами) крайне редко вследст-
вследствие неспокойствия атмосферы,
которое «замывает» детали и де-
делает изображение нечетким.
При наблюдении протяжен-
протяженных объектов (туманностей, ко- I
мет, поверхностей планет) больший объектив дает в фокусе более яркое
изображение, чем меньший объектив того же фокусного расстояния;
длиннофокусный объектив даст более слабое изображение, чем корот-
короткофокусный того же диаметра, так как первый соберет свет от объекта
на большую площадь, чем второй. Характеристикой яркости изо-
изображения протяженного объекта может служить геометрическая
( D V А
светосила А2 = ( -р- \ , т. е. квадрат относительного отверстия А —
отношения диаметра объектива к его фокусному расстоянию. У реф-
рефракторов А обычно около 1:15, у рефлекторов — около 1 : 6.
Объективы с А^\ : 5 называются светосильными. Имеются специаль-
специальные сверхсветосильные объективы, у которых А — \ : 1 и даже 1 :0,6.
Проницающая сила телескопа определяется предельной звездной
величиной звезд, видимых в него в ясную безлунную ночь. Ее можно
вычислить по формуле
ID, G4)
1) 0 20 40 fW 80 100120 П0150180 300.
7мм
Рис. 182. Предельный угол разрешения г" и
проницающая сила т для объективов разных
диаметров
где D — диаметр объектива в миллиметрах. Пользуясь рис. 182,
можно определить т для любого телескопа с объективом до 200 мм.
Однако полученная таким образом звездная величина относится к
*) Диаметр зрачка в этих условиях меняется с возрастом, от 7,5 мм для ребенка
10 лет до 4 мм у человека 80 лет (по исследованиям чешских ученых).
273

идеальному состоянию объектива (т. е. незапыленного, без царапин,
хорошо отполированного и хорошо центрированного). Вообще же она
будет несколько меньше.
Более точная формула (Боуэна) учитывает влияние увеличения п
на предельную величину:
т = 5,5+2,5 lg D + 2,5 lg п, G5)
где D — диаметр объектива в см, а л = у. При большем увеличении
фон неба темнее и видны более слабые звезды.
Для испытания телескопа удобно определять предельную звезд-
звездную величину по звездам Северного Полярного Ряда (табл. 52) либо
любого другого фотометрического стандарта (табл. 53 и 54).
В силу волновой природы света из-за дифракции (отклонения света
краем оправы объектива либо краями главного и вторичных зеркал
в рефлекторах) изображение звезды представится не точкой, а ярким
пятном, называемым дифракционным диском, окруженным темными
и светлыми дифракционными кольцами; яркость светлых колец быстро
убывает по мере удаления от центра изображения.
Видимый угловой диаметр дифракционного диска равен
d* = 2,44-g-206 265,
где D — диаметр объектива в см, число 206 265 — число секунд в ра-
радиане. Таким образом, d зависит также от длины волны света (вы-
(выражаемой в см). Линейный диаметр дифракционного диска равен
dMM==d".F. sin Г = 2,44b-J-. 20^5 ==2>44^ -^-0,00004848.
Для однодюймового объектива дифракционное изображение звезды
имеет 4",5 в диаметре, для 10-дюймового — 0",45. Поэтому при наблю-
наблюдении в слабый телескоп два точечных источника света могут слиться
в одно изображение, в то время как в более сильный они будут видны
раздельно. То минимальное угловое расстояние г между двумя звез-
звездами (или деталями поверхности планеты), при котором они могут
быть видны в телескоп раздельно, не сливаясь, называется предель-
предельным углом разрешения (обратная величина, т. е. Иг, называется раз-
разрешающей силой) телескопа. Приняв для визуальных наблюдений
Я=0,00055 мм, его можно определить по формуле
'-Ц-\ G6)
где D — диаметр объектива в мм. Эта формула (и кривая г на рис. 182)
также справедлива лишь при идеальном состоянии объектива и при
условии равенства двух источников. При увеличении разности блеска
*) Для невооруженного человеческого глаза разрешающая способность
60", т. е. около одной минуты дуги.
274

предельный угол увеличивается. Практически величину г" можно
оценить по наблюдениям тесных двойных звезд, пользуясь табл. 55.
Для оценки качества изображения при визуальных наблюдениях
употребляют различные системы баллов. Иногда оценивают в 10-балль-
10-балльной шкале видимость дифракционных колец у ярких звезд. Полезно
Малая Медведица
Нассиопея
Рис. 183. Двойные звезды для оценки качества изображения (табл. XXV),
оценивать видимость угловой величиной деталей, находящихся на
пределе разрешимости. Эту оценку можно получить из наблюдений
двойных звезд с известными расстояниями. Диаметр звезды можно
оценить в долях расстояния между компонентами, а качество изобра-
изображения— в баллах, например, по табл. XXIV. Для оценки может
Табл
Диаметр
изображения
32"
20
12,6
7,9
5,0
3,2
2,0
1,3
0,8
0,5
0,3
ица XXIV
Качество
изображе-
изображения
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
№
п/п
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
Звезда
^Dra
2 485
?Сер
2 2948
2 2950
2 185
2 2054
2 460
20Dra
02 52
т ,
vis
4m0—5m2
6,4—6,2
4,7—6,5
7,0-8,7
6,0-7,2
7,0—8,5
5,7—6,9
5,2—6,1
6,5—7,1
6,4—7,0
Т а б л и
6
15°
304
279
5
302
20
355
65
78
94
ца XXV
а
30"б
18',3
7,3
2,8
2,3
1,3
1,2
0,9
0,6
0,5
275

служит последовательность двойных звезд, приведенная на рис. 183 и
в табл. XXV.
При изучении местного астроклимата для характеристики пригод-
пригодности того или иного места для организации в нем систематических
астрономических наблюдений (например, при выборе места
для обсерватории) производят соответствующие наблюде-
наблюдения систематически, например, три раза в день и 2—3 раза в ночь.
Сюда входят: измерение ширины и определение интенсивности около-
околосолнечного ореола днем и ореола около Луны ночью, оценка цвета
(синевы) дневного неба и дальности видимости вдоль горизонта (нали-
(наличие и интенсивность дымки) днем, прозрачность атмосферы и оценка
качества изображений звезд ночью. Все перечисленные явления ха-
характеризуют состояние атмосферы — наличие в ней пыли и водяных
паров. Величина ореола оценивается в градусах (диаметр самого
Солнца около V2°). Интенсивность и
цвет околосолнечного ореола можно
оценивать в 5-балльной шкале, где
балл 0 отмечает отсутствие ореола,
балл 5 — очень яркий золотистый
ореол, баллы 1—4 отмечают промежу-
промежуточные состояния. Синева неба оце-
оценивается на расстоянии 90° от Солнца
на той же высоте. Балл 0 отмечает
совершенно белое небо, балл 5 — тем-
темно-голубое.
В ночное время прозрачность без-
безоблачного неба характеризуется ви-
видимостью предельно слабых звезд.
Спокойствие атмосферы определяется
качеством изображения: днем — сол-
солнечных пятен, ночью — изображений
звезд (мерцание и дифракционная кар-
картина). Существенно, конечно, число
ясных дней и ясных ночей в году.
Поле зрения, т. е. угловые размеры видимого в телескоп участка
неба, для каждого из употребляемых окуляров определяют наведя
телескоп на какую-нибудь звезду, расположенную возможно ближе
к небесному экватору. Надо при неподвижной трубе определить по
часам, за какое время звезда пересечет по диаметру поле зрения.
Для перехода к угловой мере может служить табл. 89 (стр. 586).
Если приходится выбирать звезду со склонением б, то полученное
число надо умножить на cos 6. Чем больше увеличение, которое дает
окуляр, тем меньше его поле зрения.
Можно использовать рис. 184, который дает угловые расстояния
между звездами созвездия Ориона для зимних наблюдений и Орла —
для летних.
При фотографировании небесных объектов в фокусе астро-
астрономической трубы или со специальной фотокамерой, кроме
л
OL Л
• .у
'-в •
Орион{зима)
У К*
•сю
Я.
Орел (лето)
Рис. 184 Расстояние между звездами
созвездий Орион и Орел (для оценки поля
зрения астрономических труб):
Орион
а -I
б -|3
а — y
а — X
I -0
10°,0
8,3
7,8
5,7
4,7
3,8
2,8
Орел
а — X
а — ?
6 -6
л-в
а — у
18°, О
12,6
12,2
7,1
5,2
4,8
2,2
276

поля зрения *), полезно знать заранее следующие характери-
характеристики:
1. Масштаб снимка для определения линейных размеров изобра-
изображений на фотопластинке. Если а — угловые размеры объекта (в ми-
минутах дуги), F — фокусное расстояние объектива, то линейные раз-
размеры объекта будут равны
sin 1', G7)
где
sin 1'^
=0,000291.
Пример. Угловой диаметр Луны равен ЗГ. Линейный диаметр
Луны на фотографии будет
dMM = FMM.0t009 =
~t
т. е. около сотой доли фокусного расстояния.
2. Предельная выдержка. При больших выдержках фон неба начнет
вуалировать пластинку и скрадывать видимость слабых звезд и тон-
тонких деталей протяженных объектов. Для пластинок достаточно высо-
высокой чувствительности (около 90 ед. по ГОСТ) **) предельная выдержка
равна
lg Тпр = @,6 + 2,351 lg у) минут, G8)
где ^—FID называется относительным фокусным расстоянием (ве-
(величина, обратная относительному отверстию).
*) Например, камера типа ФЭД с фокусным расстоянием 50 мм на кадре
24X36 мм дает изображение области неба приблизительно ЗО°Х4О°, т. е. более
1000 кв. градусов.
**) Соотношение светочувствительности фотоматериалов, выраженной в едини-
единицах ГОСТ (СССР), ASA (стандарт США) и DIN (стандарт ГДР и ФРГ)
ГОСТ
ASA
DIN
ГОСТ
ASA
DIN
8
12
12
11
18
1
(ЮО)
160
23
3,5
16
25
15
130
200
24
22
38
16,
A60)
250
25
5
B5)
40
17
180
300
25,5
32
50
18
B00)
320
26
D0)
64
19
250
400
27
45
75
19,5
C20)
500
28
E0)
80
20
350
600
28,5
65
100
21
500
800
30
(80)
125
22
700
1200
31
90
150
22,5
1000
1600
33
Таблица справедлива при гамма (у) негатива (гамма негатива, или коэффициент
контрастности,— тангенс угла наклона прямолинейного участка характе-
характеристической кривой, дающей зависимость плотности фотографического изображе-
изображения от логарифма освещенности или от логарифма времени экспозиции), равной 0,6.
При других значениях у шкалы чувствительности отличаются от табличных.
Для удобства сравнения в скобках приводятся значения, отсутствующие в ГОСТе.
277

3. Проницающая сила при предельной выдержке Гпр, т. е. звездная
величина самых слабых звезд на пластинке
mnp— — l+5 1gL> + Alolg /пр> (/У)
где D — диаметр в мм. Фотопластинки другой чувствительности,
естественно, дадут иные значения Гпр и тпр.
Бинокль. Различают бинокли обыкновенные (так называемые
театральные) и призменные (полевые или военные). По оптической
схеме театральный бинокль является двойной галилеевой трубой.
Призменные бинокли построены по схеме кеплеровой трубы. Для умень-
уменьшения размеров прибора и для получения прямого изображения в
призменном бинокле между
объективами и окулярами по-
помещены призмы полного внут-
внутреннего отражения (рис. 185).
Призменные бинокли обыч-
обычно имеют большие объективы,
чем театральные, дают боль-
большие увеличения и отличаются
хорошими оптическими каче-
качествами. Лучшим инструмен-
инструментом этого типа явился бы
призменный бинокль с диа-
диаметром объектива в 50 мм и
7- или 10-кратным увеличе-
увеличением. Более распространены
бинокли, дающие 6—8-крат-
6—8-кратное увеличение при объективе
диаметром в 30 мм. Некото-
Некоторые бинокли имеют «просвет-
«просветленную», или «голубую» оптику, которая уменьшает потери света
на отражение от поверхности линз. Проницающая сила бинокля
«Б8Х30» с просветленной оптикой равна 10w,5, поле зрения 8°30\
разрешающая способность Т\Ъ.
В призменных биноклях обе его половины соединены шарниром,
который позволяет установить их оптические оси сообразно расстоя-
расстоянию между глазами наблюдателя. Каждая половина имеет свою фоку-
фокусировку, которую нужно один раз тщательно определить и запомнить
и затем всегда устанавливать окуляры по отсчетам шкалы. Бинокли
со средним (общим) фокусировочным винтом имеют отдельную фокуси-
фокусировку только для одного окуляра, поэтому, отфокусировав средним
винтом другой окуляр бинокля (закрыв при этом один глаз), надо
первый окуляр подогнать по фокусировке ко второму. После этого
средний винт будет одновременно устанавливать на фокус обе поло-
половинки бинокля.
Оптику бинокля надо оберегать от пыли и грязи. После наблюде-
наблюдений следует убирать бинокль в футляр. Чтобы бинокль не дрожал
во время наблюдений, надо монтировать его на азимутальном или
Рис 185. Призменный бинокль.
278

даже на параллактическом штативе (об этом см. ниже). С помощью
бинокля особенно успешными могут быть наблюдения переменных
звезд и метеоров.
Любительский рефрактор. Несколько слов о монтировке лю-
любительского телескопа. Монтировкой телескопа называется такая его
установка, при которой он может вращаться вокруг двух взаим-
взаимно перпендикулярных осей и наводиться в любую точку небесного
свода.
Простейшим типом монтировки является азимутальная (рис. 186).
Вращение инструмента вокруг вертикальной оси изменяет его азимут,
а вращение вокруг горизонтальной оси из-
изменяет зенитное расстояние. Переносные
инструменты с монтировкой этого типа
(теодолиты, универсальные инструменты)
широко используются геодезистами и топо-
топографами. Большой стационарный инстру-
инструмент этого типа называется альтазимутом.
Для астрономических наблюдений удоб-
удобнее экваториальная (или параллактическая)
монтировка. В этом случае одна из осей
инструмента параллельна оси мира (поляр-
(полярная ось), а другая — плоскости небесного
экватора (ось склонения). Установив инст-
инструмент по склонению и закрепив его в
этом положении, наблюдатель может сле-
следить за светилом, поворачивая инструмент
лишь вокруг одной (полярной) оси. В боль-
больших инструментах этот поворот осущест-
осуществляется часовым механизмом, который
автоматически увлекает трубу соответст-
соответственно суточному вращению небесного сво-
свода (рИС. 187).
Школьный телескоп-рефрактор на па-
раллактическом штативе (рис. 188) имеет
ахроматический объектив диаметром 80 мм с фокусным расстоянием
800 мм. Окуляры 10, 20 и 29 мм дают увеличения соответственно
80, 40 и 28,5 раза и поля зрения 30\ 1°07' и 1°35'. Телескоп имеет
окулярную призму и солнечный экран, но не имеет искателя, кото-
который надо сделать из небольшой зрительной трубки или монокуля-
монокуляра*). С этим телескопом можно наблюдать звезды до 1 \т.
Небольшую азимутальную монтировку можно превратить в эква-
экваториальную, укрепив вертикальную ось инструмента параллельно
оси мира (т. е. под углом к горизонту, равным широте места наблю-
наблюдения ф) подложив под него, например, клинообразный кусок дерева
с углом клина, равным 90° — ф.
Рис 186 Азимутальная уста-
*) Так называется половинка призменного бинокля, оформленная как отдельный
прибор — своего рода зрительная труба.
279

Для проведения астрофотографических работ (фотографирования
звездного неба или планет) совершенно необходима параллактическая
монтировка с часовым механизмом.
Экваториальные монтировки бывают различных типов в зависи-
зависимости от способа крепления полярной оси. Самой распространенной
является так называемая немецкая (см. рис. 187), в которой инстру-
инструмент крепится на массивной колонне. В английской монтировке по-
полярная ось крепится своими концами в особых подшипниках, укреп-
укрепленных в каменных столбах.
Рис. 187 Экваториал: Л — объектив, В —
окуляр, CD — ось склонения, FE — поляр-
полярная ось, R — часовой механизм с гирей U,
KL — часовой круг, МН — круг склонений,
Т — искатель, S — винты для точной уста-
установки экваториала, Q — противовес.
Рис. 188. Школьный телескоп-рефрактор-
/ — труба, 2 — окулярная часть с меха-
механизмом фокусировки, 3 — экваториальная
«головка», 4 — штатив, 5 — противовес,
6 — ключ движения по прямому восхож-
восхождению.
Необходимо уравновесить трубу, Чтобы центр тяжести
всего инструмента находился всегда в одной и той же точке простран-
пространства, а именно, на пересечении осей. Уравновешивают трубу с помощью
передвижных противовесов, добиваясь того, чтобы при любом поло-
положении инструмент оставался неподвижным, не «заваливался». Уравно-
Уравновешивать его надо в рабочем состоянии, например, без крышек, кото-
которыми обычно закрывают объективы, и т. п. Если не хватает передвиж-
передвижных противовесов, надо укрепить дополнительные грузы.
Вращение телескопов должно осуществляться плавно, без рывков.
Оси инструмента нуждаются в периодической смазке машинным (ко-
(костяным) маслом.
Скрепление трубы с той или другой осью осуществляется ключами
закрепления (один по склонению, другой по часовому углу). Ключи

стягивают хомутики, которые крепко охватывают ось. Для небольших
изменений положения трубы по обеим координатам служат микро-
метренные ключи. Они могут передвигать закрепленную трубу в срав-
сравнительно небольших пределах; во время работы с инструментом надо
следить, чтобы не доводить эти ключи до упора. Время от времени
надо устанавливать их в среднее положение.
Необходимо иметь искатель — маленький телескоп с большим
полем зрения — для грубой наводки трубы, так как чем больше уве-
увеличение телескопа, тем меньше его поле зрения и тем труднее в него
отыскать слабый небесный объект. Оптические оси искателя и основ-
основного телескопа должны быть строго параллельны. Обычно искатель
крепится на двух подставках, имеющих по три винта для центровки.
Действуя этими винтами, надо добиться, чтобы объект был в поле
зрения искателя. При отсутствии часового механизма это удобнее
делать вдвоем: один наблюдатель удерживает объект в поле зрения
трубы, а второй центрирует искатель.
Уход за трубой складывается из содержания в чистоте
всех оптических поверхностей и наблюдения за исправностью механи-
механических частей. Весьма опасными для оптических поверхно-
поверхностей объектива являются пылинки. Можно поцарапать ими
поверхность, если пытаться стирать пыль тряпкой. Пыль надо удалять
мягкой кисточкой и лишь потом осторожно протереть объектив мяг-
мягкой, многократно стиранной полотняной тряпочкой. Жирные пятна
(следы пальцев) надо смывать с помощью комков ваты *), намотанных
на деревянную палочку или придерживаемых пинцетом и слегка
смоченных чистым спиртом. При этом надо стараться не стереть лак,
которым часто покрывают оправы объективов и окуляров. Для защи-
защиты объектива от росы употребляются так называемые противоросни-
ки — короткие полые цилиндры, укрепляемые на объективном конце
трубы.
При чистке окуляров надо осторожно разобрать оправу и проте-
протереть все оптические поверхности ваткой, навернутой на спичку и
слегка смоченной в чистом спирте, после чего тщательно собрать опра-
оправу. Особенно аккуратно надо обращаться с окулярами, имеющими
крест нитей. Такой крест можно самому изготовить из тонкого волоса
либо из паутинных нитей, которые надо укрепить на окулярной диаф-
диафрагме каким-нибудь спиртовым лаком, например, лаком для ногтей.
Для этого надо паутинку или волос (длиной 5—10 см) зажать концами
в надрезанные и потом сплющенные свинцовые дробинки. Затем, держа
щипцами или пинцетом за одну дробинку, опустить паутинку в горя-
горячую воду на 2—3 минуты, чтобы растворилась обволакивающая ее
клейкая масса. После этого наложить паутинку на диафрагму так,
чтобы концы с дробинками свободно свисали, натягивая паутинку.
Другую паутинку подвесить перпендикулярно к первой. В нужных
местах капнуть по капле лака и дать ему сохнуть несколько часов,
после чего осторожно срезать концы с дробинками. Чем сильнее
*) Вату надо брать гигроскопическую, обезжиренную.
281

окуляр, тем тоньше должны быть паутинные нити. Для очень ела*
бого окуляра нити можно сделать из тонких проволочек.
Если в окулярной части трубы имеются нити, то перед наблюде-
наблюдениями надо сначала отфокусировать окуляр на нити, а затем всю оку-
окулярную часть трубы фокусировать по звездам*). Не надо на-
напрягать зрение, стремясь получше разглядеть объект, так
как при этом наблюдатель невольно
меняет аккомодацию глаза. Глядя
без всякого напряжения, надо вра-
вращением окулярной кремальеры до-
добиться наилучшей видимости. Тог-
Тогда в дальнейшем глаз не будет
напрягаться. Надо научиться,
глядя одним глазом в трубу, не
закрывать другой. Смотреть надо
глазом-«водителем». Так называет-
называется главный, ведущий глаз; впечат-
впечатления от него преобладают в зри-
зрительном центре мозга над впечат-
впечатлениями, получаемыми другим
глазом. Определить глаз-«водитель»
можно следующим простым опытом.
Глядя обоими глазами, заслоните
от себя свет свечи или лампочки
карандашом, держа его вертикаль-
вертикально. Тот глаз, на который при этом
упадет тень от карандаша,— «во-
«водитель». Этот опыт можно повто-
повторить любое число раз,— тень
всегда будет падать на глаз-води-
глаз-водитель».
Менисковые телескопы.
В менисковых телескопах школьно-
школьного типа (ТМШ) системы Д. Д. Мак-
Максутова (рис. 189) перед зеркалом
сферической формы находится осо-
особая вогнуто-выпуклая стеклянная
линза-мениск (рис. 190), обе поверх-
поверхности которой также имеют сферическую форму. Изготовление точ-
точных оптических поверхностей сферической формы несравненно про-
проще, чем изготовление параболических поверхностей (как в обычном
рефлекторе). Оптические качества этих инструментов очень высоки,
они отличаются особой чистотой и четкостью изображений рассмат-
рассматриваемых деталей.
Рис. 189. Менисковый школьный телескоп
Максутова (модель ТМШ). / — штатив,
2 — труба телескопа, 3 — окуляр с увели-
увеличением 25Х, 4 — окуляр с увеличением 70х,
5 _ зенитная призма, 6 — визиры для на-
ьедения на избранный объект, 7 — 10 —
винты зажима и винты тонкой наводки при-
прибора на объект.
*) Диафрагма, несущая нити, может быть укреплена либо на окулярном конце
трубы, либо на самом окуляре, составляя с ним одно целое. В последнем случае,
перемещая диафрагму в самом окуляре, надо добиться ясной видимости нитей.
282

Телескоп ТМШ имеет отверстие 70 мм, монтирован на азимуталь-
азимутальной установке с микрометренными движениями и имеет два окуляра,
дающие увеличения 25 и 70 раз. Длина телескопа всего 220 мм. При
диаметре мениска 70 мм телескоп собирает раз в сто больше света, чем
глаз в ночных условиях, и, таким образом, дает возможность видеть
звезды до \\т. Предельные углы разрешения 6",5—2",2, поле зрения
45', т. е. примерно в полтора раза больше углового
диаметра Луны, и 16', или половина диаметра
Луны.
Для работы с менисковым телескопом очень
удобно врыть в землю на открытой площадке столб
или установить небольшой, но устойчивый круглый
противовес
Экран
Рис. 190. Схема менискового телескопа с противовесом и Рис. 191. Школьный ме-
солнечным экраном. нисковый телескоп систе-
системы Д Д. Максутова,
укрепленный на фотогра-
фотографическом штативе и снаб-
снабженный противовесом.
столик, высотой около 1,5 му либо геодезический штатив с винтом
для укрепления подставки телескопа (рис. 191).
Ввиду малого поля зрения телескопа очень выгодно присоединить
к нему небольшой искатель с увеличением в 3—4 раза, либо бинокль
либо, наконец, монокуляр с крестом нитей или иглой в поле зрения.
Вместо искателя можно с успехом использовать телескопические при-
прицелы для ружей и винтовок, которые продаются в охотничьих магази-
магазинах. Но так как в этот прицел надо смотреть с расстояния в 10—15 см>
то лучше приделать к нему картонную трубочку, которая оканчива-
оканчивалась бы диафрагмой G—8 мм диаметром) у самого глаза наблюдателя.
Для наблюдений Солнца М. Е. Набоков *) предложил изготовить
две дополнительные части — противовес (рис. 190 и 191) и солнечный
*) «Физика в школе», 1948, № 3.
283

экран (рис. 190). С горизонтальной осью надо жестко скрепить метал-
металлический стержень, на который насадить противовес, изготовленный
хотя бы из небольшой консервной банки, наполненной кусками же-
железа, чугуна и т. д. За ним с помощью гайки (см. рис. 190) надо укре-
укрепить небольшой фанерный экран. Середина его должна находиться
против окулярной призмы по другую сторону от подставки. Так как
экран будет жестко связан с трубой, то изображение Солнца будет
отбрасываться призмой всегда в одно и то же место экрана. Во избе-
избежание перегрева окуляра надо несколько диафрагмировать мениск и
почаще делать перерывы в наблюдениях.
В настоящее время любители могут использовать также инстру-
инструменты, перечисленные в таблице XXVI.
Таблица XXVI
Отечественные малые телескопы
Тип
ЗРТ-452
ЗРТ-454 (мениск.)
ЗРТ-457
АЗТ-9 (мениск.)
АВР-3
D, в мм
80
130
-50
140
130
F, в мм
1000
-400
1985
1950
Увеличение
40
25, 50, 80
30, 60
50, 100, 140, 200
от 26 до 280
Ожидается выпуск рефлекторов Ньютона (АСТ-454), D = 100 мм,
F=70& мм, увеличение от 35 до 140 раз.
2. Изготовление оптики для самодельного
астрономического телескопа *)
Введение. Астроном-любитель часто испытывает затруднение с при-
приобретением телескопа для самостоятельных наблюдений, поэтому ему
нередко самому приходится изготовлять как оптику, так и монтировку
для самодельного телескопа. Легче всего для любителя построить
рефлектор по схеме Ньютона (см. рис. 180). В телескопе Ньютона
главным зеркалом служит параболоид вращения, ось которого совпа-
совпадает с осью трубы телескопа; лучи от звезды, отразившись от глав-
главного зеркала, отклоняются затем в сторону под углом 90° вспомога-
вспомогательным плоским зеркальцем (вторичное зеркало) и сходятся в фокусе
F', образуя изображение звезды, которое рассматривается в окуляр.
Поверхности всех зеркал должны быть изготовлены с точностью
порядка 0,07 мк (V8 длины волны света). Однако для телескопов
с малым значением относительного отверстия
- D (диаметр объектива)
f (фокусное расстояние объектива)
*) Автор Г. М. Попов (Крымское отделение ВАГО).
264

Рис. 192. Обтачивание края стекла.
главное параболическое зеркало можно без ущерба для качества изо-
изображения заменить сферическим зеркалом, изготовить которое не-
несравненно проще. Например, при Л = 1 : 8 можно изготовить телескоп
системы Ньютона со сферическим зеркалом диаметром до 15 см, при
Л = 1 : 10 предельный диаметр можно
увеличить до 25 см.
Выбор материала для изготовле-
изготовления главного зеркала. Заготовкой для
главного зеркала может служить тол-
толстое зеркальное стекло (для зеркала
диаметром 100 мм можно взять отно-
отношение диаметра к толщине порядка 8,
для 250 мм — порядка 5). Судовые
иллюминаторные стекла являются
идеальным материалом для зеркала,
но если зеркальное стекло не имеет
формы круглого диска, его следует
обломать плоскогубцами (клещами) и
обточить по краю с помощью хомути-
хомутика, сделанного из тонкого металла, непрерывно подмазывая наждачной
кашицей (для этого используется грубый наждак или карборунд № 40
или № 60); при этой обточке (круглении) диск наклеивается смолой на
вращающийся шпиндель (скорость вращения не свыше 1000 об/мин),
а хомутик удерживается в руке (рис. 192) *). После кругления следует
сточить фаску с обеих сторон диска под углом 45°; ширина фаски
около 2—3 мм. Фаска делается вручную с помощью влажного наждач-
наждачного бруска **). Если любителю не удалось достать достаточно тол-
толстое зеркальное стекло (толщиной не менее 15 мм), то можно исполь-
использовать как заготовку плоско-выпуклую (или плоско-вогнутую) линзу,
например, конденсорную (конденсорные линзы диаметром до 154 мм
продаются в магазинах культтоваров).
Грубая шлифовка. Имея два стеклянных диска, можно присту-
приступить к грубой шлифовке, цель которой придать поверхности буду-
будущего зеркала приблизительно сферическую форму нужного радиуса.
Для конкретности рассмотрим изготовление сферического зеркала
диаметром 15 см с фокусным расстоянием /0== 120 см (Л = 1 : 8); радиус
кривизны такого зеркала будет равен R=2fo=24:O см. Обработка
зеркала может производиться вручную, либо на простейшем станке,
изготовление которого вполне по силам коллективу любителей ***).
Мы рассмотрим обе возможности. При шлифовке вручную один диск
(шлифовальник) закрепляется неподвижно на прочном основании
(например, бочке, заполненной для устойчивости песком и т. п.).
*) В сб. № 1 «Любительское телескопостроение» А. А. Михеев описывает про-
простой способ вырезки вручную круглых дисков из кусков толстого стекла (П. К.).
**) Опасайтесь заколов! Может быть, лучше делать фаску металлической пла-
пластинкой и кашицей из абразива № 100 с водой (П. /(.)
***) Описание такого станка см. в ЗиВ, 1965, № 5, 79—81 либо Бюлл. ВАГО
№ 29 C6), 1961 г. (/7. /С.).
285

В качестве шлифовальника можно применить стеклянный диск такого
же диаметра, что и зеркало, но толщина его может быть меньше, чем
толщина зеркала в 1,5—2 раза; керамический диск также может быть
применен в качестве шлифовальника; можно использовать и металли-
металлический диск с наклеенными на него квадратиками стекла, керамики
или плексигласа.
Процесс шлифовки очень прост: наложив на шлифовальник чайную
ложку влажного наждака (карборунда) с размером зерен 0,5—0,2 мм,
распределяем его равномерно по поверхности шлифовальника и
помещаем сверху заготовку будущего зеркала; сильно нажимая на зер-
зеркало сверху, двигаем его радиально в обе стороны от центра на 1/3 ра-
радиуса зеркала, обходя в то же время вокруг шлифовальника (бочки).
Зеркало должно медленно поворачиваться относительно шлифоваль-
шлифовальника с тем, чтобы срабатывание стекла (и на шлифовальнике и на зер-
зеркале) происходило равномерно по всем радиусам. При этом верхний
диск будет приобретать вогнутую (грубо говоря сферическую) форму,
шлифовальник же станет выпуклым. Как только порция наждака
сработается (что можно определить по звуку), снимаем зеркало,
смываем сработанный наждак и помещаем на шлифовальник свежую
порцию влажного наждака. Нужно непрерывно контролировать полу-
полученное углубление (по крайней мере каждый час), смачивая его водой
и глицерином (сахаром) и определяя расстояние от изображения Солн-
Солнца до зеркала (фокусное расстояние), либо, поместив на двойном фо-
фокусном расстоянии лампочку, получить рядом на экране ее изображе-
изображение. Грубую шлифовку продолжаем до тех пор, пока не достигнем
требуемого /0 (в нашем случае 120 см). Следующая задача — сгладить
поверхность более мелкими наждаками (минутниками).
Тонкая шлифовка. Если наждак для грубой шлифовки лишь
в крайнем случае можно приготовить из точильных камней путем
дробления, либо извлечь из наждачной бумаги, то наждаки для тонкой
шлифовки, как правило, приходится приготовлять самостоятельно,
путем отмучивания наждака, растертого ранее при грубой шлифовке.
Отмучивание производится путем взбалтывания растертого наждака
в высоком C0—40 см) сосуде с последующим сцеживанием воды со
взвешенными в ней частицами наждака; сцеживание начинаем спустя
5 минут после взбалтывания. В сцеженной воде содержатся все нужные
нам фракции мелких наждаков, которые необходимо затем разделить.
Для этого через 15 минут спокойного стояния сцеженной мутной воды
следует повторить сцеживание (лучше всего сцеживать с помощью
мягкой трубки — сифона); оставшийся на дне сосуда наждак будет
самой крупной, пятиминутной фракцией (так называемый «пятими-
нутник»). Через 60 минут стояния еще раз повторим сцеживание,—
остаток даст нам 15-минутную фракцию. Наконец, получим самую
мелкую, 60-минутную фракцию, дав осесть всему, что остается в мут-
мутной воде. Эту операцию отмучивания следует повторить с растертым
наждаком несколько раз для более полного извлечения «минутников».
Чтобы избежать засорения мелких наждаков крупными, на всех эта-
этапах работы необходимо тщательно соблюдать чистоту.
286

Процесс тонкой шлифовки совершенно подобен грубой шлифовке,
с той лишь разницей, что количество «минутника», используемого
для подмазки шлифовальника (подмазка производится акварельной
кистью) резко уменьшается; наждака должно быть столько, чтобы
после наложения зеркала на шлифовальник на краю зеркала выда-
выдавился лишь незначительный избыток наждака. (Этот избыток следует
удалить, иначе край зеркала будет сошлифовываться сильнее, что
приведет к несферичности поверхности зеркала (так называемый
«завал края»). Характер движения при тонкой шлифовке совершенно
такой же, как и при грубой шлифовке. Тонкую шлифовку начинаем
5-минутным наждаком и продолжаем 15-минутным с тем, чтобы за-
закончить ее 60-минутным; шлифовка каждым номером наждака ведется
до тех пор, пока не исчезнут крупные ямки от предыдущего грубого
наждака (эти ямки отчетливо видны на просвет или в 4—6-кратную
лупу). Заметим, что шлифовка минутниками не должна вестись с боль-
большим количеством воды, в противном случае неизбежны царапины и
«присасывание» зеркала к шлифовальнику. Необходимо тщательно
мыть шлифовальник и изделие при переходе от крупного наждака
к более мелкому. После окончания шлифовки 60-минутным наждаком
поверхность зеркала выглядит словно облитая молоком и при косом
освещении блестит равномерно; точек и царапин не должно быть
заметно. В процессе тонкой шлифовки следует систематически прове-
проверять значение /0 описанным выше способом; если его значение умень-
уменьшится по сравнению с заданным, следует на некоторое время поменять
местами зеркало и шлифовальник.
Полировка. Полировка придает зеркалу точную форму (в нашем
случае сферическую) и дает вместо матовой блестящую поверхность.
Полировка производится на смоле, твердость которой должна быть
специально подобрана, а полирующим веществом служит красная
окись железа Fe2O3 (получаемая обжигом лимонно-кислого железа),
окись церия СеО2, либо полирит—смесь редкоземельных окислов. Поли-
Полировальную смолу приготовляют, сплавляя гудрон с канифолью
(не перегревать!) в такой пропорции, чтобы при температуре, при ко-
которой будет производиться полировка зеркала, нажатие ногтя остав-
оставляло едва заметный след (окончательный выбор состава смолы произво-
производится в самом процессе полировки). Измельчив полученную смолу,
покрываем слоем 3—4 мм толщиной металлический диск (но можно
использовать и бывший шлифовальник) и подогреваем его до размяг-
размягчения смолы; затем, наложив на него влажное зеркало, в течение
нескольких минут двигаем зеркало как и при шлифовке (но подмазывая
лишь водой); этот процесс формовки повторяем до тех пор, пока
смола не будет всюду прилегать к стеклу.
После остывания полировальника до комнатной температуры
можно приступить к полировке, однако лучшие результаты получа-
получаются, если вырезать ножом на поверхности полировальника прямо-
прямоугольную сеть канавок, разбив его поверхность на квадратики раз-
размером 30x30 мм\ центр полировальника должен совпадать с углом
одного из квадратиков. Крокус (или полирит) перед полировкой
287

следует подготовить, устранив из него все крупные твердые частицы
путем отмучивания (аналогично отмучиванию 15-минутника). Смазав
полировальник влажным крокусом (с помощью акварельной кисти),
наложим на него зеркало и, выждав 5 минут, начнем полировать,
делая такие же движения («штрихи»), как при тонкой шлифовке,
но с умеренным (вначале) нажимом. Полировку ведем (без подмазы-
подмазывания) до тех пор, пока и зеркало и полировальник не станут почти
сухими, а трение полировальника о стекло резко возрастет (появится
скрип); после этого подмазываем зеркало минимальным количеством
влажного крокуса (при значительном количестве крокуса и воды тре-
трение и скорость полировки уменьшатся) с тем, чтобы трение оставалось
значительным; через полчаса полировки поверхность зеркала доста-
достаточно заблестит, чтобы приступить к испытанию формы поверхности.
Рис. 193. Теневой прибор
Испытание поверхности зеркала производится теневым методом
или же методом Ронки. Если поместить точечный источник света
в центре кривизны вогнутого сферического зеркала, то все лучи
отразятся обратно в центр кривизны, образовав там изображение
источника света. Сдвинув источник света в сторону, мы получим
изображение рядом с ним. В качестве источника света следует взять
лампочку от карманного фонаря, имеющую спираль прямолинейной
формы и стекло баллона, не искажающее форму нити накала. Лам-
Лампочку следует поместить на подставку, имеющую возможность пере-
передвижения как в горизонтальной плоскости, так и по вертикали; рядом
с лампочкой следует поместить лезвие безопасной бритвы, а также
кусочек плексигласа с прочерченными (иглой) четырьмя линиями
(расстояние между линиями должно быть около 0,2—0,3 мм). Этот
прибор в дальнейшем будем называть теневым прибором (рис. 193).
Нить лампы, лезвие и штрихи на плексигласе должны быть параллель-
параллельны друг другу (удобнее всего установить их по вертикали).
Перемещая прибор в горизонтальной плоскости, найдем такое его
положение, когда лучи от лампочки, отразившись от зеркала, попа-
попадают полностью в глаз наблюдателя, помещенный непосредственно
за теневым прибором; при этом зеркало будет казаться равномерно
светящимся. Поместив между глазом и зеркалом экран со штрихами,
мы увидим на зеркале систему теневых полос от штрихов (рис. 194) —
это так называемые полосы Ронки. Эти полосы будут прямыми в том
случае, если зеркало сферическое; если же оно отклоняется от сферы,
288

то полосы будут искривлены и по их виду можно будет судить о ха-
характере искажения формы поверхности зеркала. Уберем теперь экран
и поставим на его место лезвие бритвы так, чтобы оно касалось конуса
света в точке F. При этом на зеркале появятся тени (тени Фуко),
по виду которых можно также судить о форме зеркала; если зеркало —
идеальная сфера, то зеркало одновременно по всей площади будет
покрываться полутенью; этот метод более чувствителен, чем метод
Ронки, но труднее дается начинающему, поэтому вначале рекомен-
рекомендуется пользоваться методом Ронки и лишь в конце работы перейти
на теневой метод (при окончательной доводке зеркала). На рис. 194
изображены многие из обычно встречающихся дефектов зеркала в виде
отклонений от идеальной сферы, а рядом изображены соответствующие
картины Фуко и Ронки.
На рис. 194 приведены порознь результаты влияния различных
отклонений от сферы, но на практике эти отклонения обычно встре-
встречаются в различных сочетаниях. Наиболее распространенным и вред-
вредным является завал края. Если он появился в начале полировки в со-
соединении с ямой в центре, то причиной, вероятно, является чрезмерно
мягкая смола. В этом случае смолу следует удалить и изготовить но-
новый полировальник из более твердой смолы (с большим содержанием
канифоли). Твердость смолы сильно зависит от температуры, при ко-
которой ведется полировка,— чем выше температура, тем больше следует
добавить канифоли в смолу (желательно, чтобы весь процесс полировки
протекал при постоянной температуре). Излишне напоминать также
о необходимости тщательного соблюдения чистоты, так как одна-
единственная твердая пылинка может вызвать непоправимые царапины.
Ниже следуют указания для исправления дефектов различных
типов.
1. Бугор в центре (рис. 194, б). Устраняется удлинением штриха
до 1/2 радиуса зеркала (и более); пользоваться этим приемом нужно
очень осторожно (не более 2—3 минут с последующим испытанием),
так как возможно появление завала на краю; более безопасный путь —
применение полировальника диаметром, несколько меньшим диа-
диаметра бугра; при этом зеркало должно лежать неподвижно лицом
вверх.
2. Яма в центре (рис. 194, в). Для устранения ямы полировальник
следует подскоблить в центральной части, чтобы уменьшить действие
центральных фасеток; после удаления ямы следует подогреть полиро-
полировальник и придать ему первоначальную форму.
3. Завал края (рис. 194, г). Этот дефект иногда возникает при тон-
тонкой полировке; для его устранения следует укоротить штрих до V4 ра-
радиуса и уменьшить диаметр полировальника, сделав его примерно
на 5 мм меньше зеркала. Если же завал очень значителен, следует
вернуться к тонкой шлифовке (остерегаться резких движений и скоп-
скопления наждака на краю зеркала и шлифовальника).
4. Приподнятый край (рис. 194, д). Этот дефект редко бывает зна-
значительным и обычно легко устраняется удлинением штриха на 2—3 ми-
минуты; если это не помогает, следует поменять местами зеркало и
Ю п. Г. Куликовский 289

полировальник и полировать «по хорде», т. е. так, чтобы центр
полировальника перемещался по краевым частям зеркала.
5. Сплюснутый сфероид (рис. 194, ё). В сплюснутом сфероиде цент-
центральные зоны имеют меньшую кривизну, нежели краевые, поэтому
Дтнлонете
отс/реры
У////////////Ш
Идеальная
сфера
Яугорвцеятре
Фуко
Рояки
Ямавцвшре
Крайшеалея
Сллюсяу/пш
сфероид
Гипербола, пара-
парабола или зллилс
Рис. 194. Картины Фуко и полосы Ронки
он может быть исправлен так же, как исправляют центральный бугор,
т. е. удлинением штриха либо применением штриха в виде буквы W
в течение двух-трех минут с последующим продолжительным прессо-
прессованием полировальника зеркалом (оставляем зеркало на полироваль-
полировальнике без движения на 10—15 минут).
6. Гиперболоид (или параболоид, эллипсоид) (рис. 194, ж). Эти по-
поверхности исправить значительно труднее, чем сплюснутый сфероид;
290

кривизна центральных частей здесь больше кривизны краевых зон.
Эти фигуры легко возникают при злоупотреблении длинным штри-
штрихом, штрихом «по хорде», а также при употреблении чрезмерно мягкой
смолы. Для исправления применяем короткий прямолинейный штрих;
целесообразно также подрезать край и центр (подскоблить фасетки)
полировальника.
7. Зональные ошибки. Исправление выпуклых или углубленных
зон на поверхности зеркала производится W-образным штрихом либо
штрихом в виде восьмерки или эллипса в течение нескольких минут
(при этом, однако, возникает опасность завала края). Заметим, что
описанные меры являются ориентировочными, так как полировальник
может менять свои свойства от многих причин — небольшое различие
в твердости квадратиков, неравномерное увлажнение и т. д. способны
резко изменить характер работы полировальника (поэтому при устра-
устранении дефектов желательно работать при явном избытке крокусной
суспензии).
Устраняя описанным образом появляющиеся дефекты, продолжаем
полировку до тех пор, пока полностью не исчезнут следы матовости
на поверхности зеркала (рассматриваем поверхность в 5-кратную
лупу при ярком освещении). Чаще всего матовость остается на краю
зеркала, в то время как вся остальная поверхность полностью отполи-
отполирована. Полностью отполированное зеркало, имеющее «плоский» те-
теневой рельеф (см. рис. 194, а), следует подвергнуть окулярной пробе,
т. е. рассмотреть изображение малого отверстия (диаметром порядка
0,02—0,01 мм) в фольге, подсвеченной лампочкой. Отверстие помещаем
около центра кривизны зеркала и рассматриваем его в 20 X лупу
(окуляр). Изображение должно иметь вид яркого центрального пятна,
окруженного дифракционными кольцами (обычно видно не более двух
колец). Внефокальные изображения должны быть также круглыми,
причем предфокальное и зафокальное изображения должны иметь
одинаковый вид. Эллиптическая форма внефокальных изображений
указывает на легкий астигматизм. Окончательное испытание главного
зеркала следует проводить спустя 1—1,5 часа после полировки, чтобы
зеркало успело остыть (так называемая отстойка зеркала).
Изготовление плоского диагонального зеркальца для системы
Ньютона. Размеры плоского диагонального зеркальца проще всего
определить графически, путем построения хода лучей в системе с уче-
учетом желаемого поля зрения. При диаметре главного зеркала 150 мм
и поле зрения 1° целесообразно взять круглое плоское зеркальце
диаметром 50 мм *). Заготовку для такого зеркальца следует вырезать
из зеркального стекла толщиной не менее 8 мм; в качестве шлифоваль-
ника можно взять кружок из более тонкого (но не менее 5 мм) стекла
диаметром также 50 мм. Шлифовку можно начинать с 15-минутного
наждака, меняя местами зеркало и шлифовальник через каждые
15 минут. О форме поверхности зеркала можно судить по отражению
*) В качестве плоского зеркала можно использовать прямоугольную призму
лолного внутреннего отражения.
10* 291

шарика в косых лучах — изображение будет круглым только в том
случае, если поверхность близка к плоскости; если поверхность вы-
выпуклая, то изображение шарика будет казаться сплюснутым; в этом
случае зеркало следует поместить сверху и шлифовать до тех пор,
пока изображение шарика не будет круглым. В случае вогнутой
поверхности изображение шарика вытянутое; шлифовать следует,
поместив внизу зеркало. Окончательная доводка на плоскость произ-
производится во время шлифовки самым тонким наждаком F0-минутным).
При этом пользуются вспомогательным сферическим зеркалом (можно
использовать готовое главное зеркало — его желательно к этому
времени посеребрить). Схема для испытания плоского зеркальца изо-
изображена на рис. 195.
ялосхае верхалп
Рис. 195. Метод контроля формы плоского зеркала.
Лучи, исходящие из точки S, отражаются от испытуемого плоского
зеркальца и падают перпендикулярно на сферическое зеркало; отра-
отразившись от него, лучи вновь отражаются от плоскости и сходятся в точ-
точке S' (рядом сточкой S), где изображение точки рассматривается в оку-
окуляр. Наличие кривизны у плоского зеркальца обнаруживается по
астигматизму у изображения точки; устранив кривизну при последних
стадиях тонкой шлифовки, приступаем к полировке. Для полировки
следует взять еще более твердую смолу, нежели ту, которая исполь-
использовалась для полировки сферы. Полировальник должен иметь тот же
диаметр, что и зеркало; полировка ведется точно так же, как и поли-
полировка сферического зеркала, но через каждые пять минут следует
менять местами зеркало и полировальник. Устранив кривизну, сле-
следует проверить зеркало на наличие зональных ошибок — для этого
пользуемся теневым методом или методом Ронки в схеме рис. 195.
Устранение этих дефектов производится так же, как это делалось
в случае сферического зеркала. Убедившись, что плоское зеркало не
искажает изображения, даваемого сферическим зеркалом, можно счи-
считать работу законченной.
Серебрение зеркал можно произвести, пользуясь обычными рецеп-
рецептами (лучше использовать рецепты, в которых в качестве восстанавли-
восстанавливающего раствора используется глюкоза). Заметим, что для серебре-
серебрения следует использовать химически чистые вещества и дистиллиро-
дистиллированную воду.
29g

В готовом телескопе зеркала должны быть тщательно отъюстиро-
отъюстированы (в центре поля звезды должны иметь симметричный вид без
«хвостов»).
Заметим, что процессы изготовления зеркал (кроме полировки)
можно механизировать, используя электродвигатель с вертикально
вращающимся шпинделем (не более 700 об/мин) и мощностью не менее
200 ватт. Шлифовальник закрепляем на вращающемся шпинделе дви-
двигателя, а зеркало удерживаем в руках, позволяя ему время от времени
проворачиваться вокруг оси и делая радиальные движения на 1/3 ра-
радиуса зеркала.
3. Вспомогательные приборы
Кольцевой микрометр. Для измерений двойных звезд, диаметров
планет и кометных ядер, а также для определений относительных
координат различных небесных объектов, рефракторы часто снаб-
снабжаются позиционным микрометром. Наблюдения двойной звезды за-
заключаются в измерении углового расстояния р между двумя компо-
компонентами и угла б между соединяющей их линией и кругом склонения,
Рис. 196. Позиционный угол 0 и расстоя-
расстояние р.
Рис. 197. Кольцевой микрометр.
проходящим через главную звезду (так называемого позиционного
угла). Угол 9 отсчитывается от направления на северный полюс мира
против часовой стрелки от 0° до 360° (рис. 196).
В любительской практике этот сложный прибор может быть с успе-
успехом заменен простым кольцевым микрометром.
Кольцевой микрометр состоит из одного или двух концентрических
тонких колец, нарисованных на стекле, помещенном в главном фокусе
трубы, и рассматриваемых в окуляр одновременно со звездами. В случае
невозможности изготовления таких колец или неудобства их введения
в фокальную плоскость можно использовать края поля зрения как
своего рода кольцо. Пусть два небесных светила, разность координат
которых мы хотим определить, находятся так близко друг к другу,
что разность их склонений не превышает 2/3 диаметра поля зрения.
Пусть NS — круг склонения (рис. 197), т'т и t't— пути звезд в поле
293

зрения, С — центр поля зрения. Установим нашу трубу неподвижно
таким образом, чтобы обе звезды через короткое время после этого
прошли бы через поле зрения *). Первая из них появится в момент f
и скроется из поля зрения в момент t. Вторая — соответственно в мо-
моменты т' и т. Эти моменты по сигналам наблюдателя должен отмечать
его помощник по часам, имеющим секундную стрелку, или по хроно-
хронометру.
Моменты прохождения звезд через линию NS будут —i- и - 2 ¦ .
Очевидно, что разность прямых восхождений будет равна
л — т' + * t' + t
да-—2 2"-.
Обратимся теперь к разности склонений, которая будет равна сумме
отрезков пС и Cm, выраженных, конечно, в дуговой
мере:
Д6 С + С т.
Длину дуги суточной параллели mt' можно получить
из рассмотрения сферического треугольника Pmt'
(рис. 198):
. ft—tr\ Л
sin (т t ) = sin ( —2~ cos o,
где б — приближенное значение склонения звезд.
Выражая mt' в секундах дуги и пренебрегая различием между
величиной синуса малой дуги и длиной самой дуги, получим
Обозначив радиус поля зрения (или радиус кольца) через г", из рис. 197
получим
(т Г) = г" sin ф1 = 15 (Цр) cos б ;
таким образом,
sinVl=15(b^)cos8.
Определив отсюда фь находим
(СтУ = г" cos ц)г.
Аналогично можно получить
(пС)" = г" cosq>2,
15 (т— т') Л
sin ф2 = —^s—'- cos о .
*) Для более точного отсчитывания моментов появления и исчезновения звезд
выгодно установить трубу так, чтобы звезды прошли на разных расстояниях от центра
поля зрения. При малых разностях склонений лучше звезды пропускать ближе и
краю поля зрения, чтобы хорды ft и т'т возможно больше различались по длине.
294

Окончательно находим
Лб - (Cm)" + (псу = r"( cos ф1 + cos <p2).
По а и б одной из звезд координаты другой получатся без труда:
Зная Да и дб для компонентов двойной звезды, можно вычислить
расстояние р" и позиционный угол 9:
Квадрант, в котором находится угол 6, определяется знаками
sin б (т. е. Аб) и cos 9 (т. е. Ла), так как cos 6 всегда положителен.
Проволочный микрометр *). Самым простым является проволочный микро-
микрометр, описанный в первый раз Богуславским. Он может быть применен при любой тру-
трубе, независимо от того, имеет ли она параллактическую или горизонтальную установ-
установку, лишь бы только она была снабжена окуляром Рамсдена. Каждый любитель может
без труда изготовить такой микрометр, укрепив кусочек простой проволоки соответст-
соответствующей толщины (в зависимости от применяемого увеличения) в окуляре так, чтобы
она проходила через середину поля зрения. При наблюдении надо повернуть окуляр
таким образом, чтобы проволока составляла приблизительно угол в 45 с направле-
направлением суточного движения звезд. Закрепив трубу, пропускаем через поле зрения две
звезды с известными координатами а и б и объект, положение которого хотим опре-
определить. При этом точно отмечаем моменты исчезновения звезд и нашего объекта за
проволокой и моменты их появления. Затем поворачиваем окуляр приблизительно на
прямой угол, чтобы проволока вновь была под углом в 45° к суточной параллели, и
повторяем наблюдение.
Обозначим через ех угол, который составляла наша проволока с часовым кругом
во время первого наблюдения; аъ olt ос2, б2, а, б — координаты двух известных звезд
и нашего объекта и через tlt t2, t обозначаем средние из моментов исчезновения и по-
появления звезд и объекта за проволокой. Тогда
5 5
tg elf
15
Л Л
Чг-br tg e»'
15
Обозначим через е2 угол во время второго наблюдения; получим аналогично
15 cos
15 cos
*) Добавление, сделанное переводчиком «Справочника» на польский язык
Ф. Кёбкэ (Варшава, 1956).
295

Исключая отсюда неизвестные углы гг и е2, можно получить разности а и б объекта И
первой звезды:
t-~tl~-(t/~t/)
a—oti = * — *! +[aa — aj—(t2—/х)] ~-— — — ,
h—h—\l2 —l x)
bt-61 t-h-(f-t\)
где
2 .«1.
COS
При некотором опыте моменты исчезновения и появления можно оценить с точностью
до долей секунды. Хорошую услугу при таких наблюдениях может оказать выверен-
выверенный метроном, дающий удары каждую секунду *). В этом случае нетрудно оценить
моменты с точностью до 0s, 1.
Фотометры. Для точных измерений блеска звезд изобретено
много особых приборов — фотометров, действующих на основе раз-
разных принципов: таковы клиновые фотометры, поляризационные фото-
фотометры, фотометры с искусственными звездами, наконец, фотоэлектри-
фотоэлектрические фотометры. В визуальных фотометрах имеется искусственная
звезда— электрическая лампочка, светя-
светящаяся сквозь точечное отверстие в диаф-
диафрагме, или некоторая поверхность (пло-
' щадка), освещаемая искусственным све-
Рис. 199. Фотометрический клин. ТОМ, Причем блеСК ЭТОЙ ИСКуССТВеННОЙ
звезды или яркость поверхности можно
произвольно изменять, измеряя по шкале это изменение. При наблю-
наблюдении с фотометром блеск искусственной звезды подгоняется к блеску
изучаемой, а предварительная градуировка прибора дает возможность
количественной оценки блеска исследуемой звезды.
В клиновых фотометрах блеск искусственной звезды можно менять
передвижением фотометрического клина, положение которого отсчи-
тывается по особой шкале. Фотометрический клин обычно делается
из дымчатого серого стекла, из которого шлифуют клинообразную
пластинку Е (рис. 199). Для того чтобы клин не превращался в пре-
преломляющую призму, для придания прочности и для удобства обраще-
обращения к нему приклеивают такой же клин прозрачного стекла F. Можно
изготовить простой фотометрический клин из неравномерно засвечен-
засвеченной фотографической пластинки. В книге М. Е. Набокова «Астроно-
«Астрономические наблюдения с биноклем» A948 г.) указан способ изготовления
такого клина. В той же книге приведен проект простейшего фотометра,
соединенного с биноклем. К такому фотометру с успехом можно при-
приспособить клин (вместо описанного там перемещения искусственной
звезды).
*) Удобнее каждые полсекунды (П. /(.),
296

Поляризационный фотометр. Для визуальных наблюдений можно
самим изготовить поляризационный фотометр с искусственной звездой
сравнения *).
К окулярному концу астрономической трубы крепится фотометр
(рис. 200), содержащий следующие элементы: Р — плоскопараллельная
стеклянная пластинка толщиной 5—10 мм, D1 — диафрагма с точеч-
точечным отверстием, Рг — неподвижный пленочный поляроид (поляриза-
(поляризатор), Р2 — вращающийся поляроид (анализатор) с индексом t> D2 —
дополнительная диафрагма, L — лампочка накаливания, питаемая
Рис. 200. Принципиальная хема окулярного поляризационного фотометра
с искусственной звездой сравнения.
батареей аккумуляторов либо через трансформатор (как на рисунке),
V — вольтметр контроля напряжения в первичной цепи, R2 и Rx —
реостаты регулировки напряжения в первичной цепи и в цепи питания
лампы L. Расстояние D2P около 25 см (расстояние наилучшего зрения
нормального глаза). Ф — круг, несущий набор голубых и синих
фильтров различной плотности для подгонки цвета искусственной
звезды к цвету исследуемой (можно воспользоваться кругом от набора
фильтров для цветной фотографии).
При параллельности осей поляроидов искусственная звезда будет
иметь максимальный блеск. Ослабление ее блеска будет равно
Ат= —5 lgcos a,
где а — угол поворота анализатора. Шкалу под индексом t можно
проградуировать в звездных величинах.
При измерении блеска быстро меняющихся переменных звезд
(например, затменной в эпоху минимума) сначала реостатом Rt урав-
уравнивают искусственную звезду с изучаемой, а затем, по мере измене-
изменения блеска переменной, подгоняют блеск искусственной звезды, вра-
*) Л. В. Игнатьева, ПЗ 14, №2, 119—121, 1962.
297

т
S7
&
7,7
7,3
7,7
" p~;d/s
-
;
. i , ,
i i i i i i i i
,.., У.,;
щая поляроид Р2. Примером работы такого фотометра может служить
серия измерений затменной RZ Cas 14/15 апреля 1961 г. (рис. 201).
Светофильтры. При наблюдении поверхностей планет и Луны
и при изучении комет очень интересно сравнить форму и величину
различных деталей в разных лучах. Для таких исследований употреб-
употребляются светофильтры — особо окрашенные стекла. Изготовление
и исследование их— целая отрасль прикладной физики. Светофильтры,
полезные астроному-любителю, можно легко изготовить самим. Для
этого нужна чистая, неэкспонированная
и непроявленная, но отфиксированная
обычным образом и тщательно промытая
фотографическая пластинка, желательно
мелкозернистая. Такая пластинка ка-
кажется совершенно прозрачной. Для ок-
окраски ее желатинового слоя в нужный
цвет надо опустить пластинку слоем
вверх на несколько минут в раствор со-
соответствующей анилиновой краски, а
затем слегка ополоснуть и тщательно
высушить ее, оберегая от пыли.
В. П. Цесевич *) рекомендует исполь-
использовать следующие готовые анилиновые
краски для изготовления светофильтров:
аурамин, ауранция, металин желтый
или тартрацин для желтых светофиль-
светофильтров; конго-рот для красных; анил-
зеленый Б, анил-зеленый Г или метилгрюн для зеленых светофиль-
светофильтров; метиловую голубую, анилин-блау, анил прочно-синий Б, анил-
синий для синих светофильтров.
Светофильтр нужных размеров надо после просушки прикрыть
чистым стеклом тех же размеров (или сложить вместе два светофильтра
слой к слою) и окантовать, т. е. оклеить по ребру бумагой.
Каждый светофильтр надо исследовать с помощью какого-либо
спектроскопа, пользуясь табл. 70, дающей положение и длины волн
основных линий солнечного спектра.
Спектроскоп. На обсерваториях для изучения спектров небесных
светил применяются весьма сложные приборы — многопризменные и
дифракционные спектрографы. Поставленный вместо окуляра такой
спектрограф дает возможность сфотографировать спектр одной звезды,
изображение которой падает в этот момент на щель спектрографа
(получить щелевую спектрограмму).
Любителю может встретиться так называемый спектроскоп пря-
прямого зрения. В нем комбинация трех-четырех призм разлагает свет
на составляющие цвета, не меняя направления луча.
С таким спектроскопом можно непосредственно наблюдать главные
фраунгоферовы линии солнечного спектра (см. табл. 70 и рис. 178),
09" 99" П" 7" Т
?>6 ?и и / /
Рис. 201. Минимум затменно-пере-
менной RZ Кассиопеи.
*) В книге «Что и как наблюдать на небе».
298

а приспособив его к окуляру астрономической трубы, можно попы-
попытаться увидеть спектры небесных светил (конечно, самых ярких).
В случае появления яркой кометы очень интересно и ценно изучить
спектры головы кометы и ее хвоста. Помимо непрерывного спектра
отраженного света, можно надеяться увидеть газовый спектр головы,
а может быть, и хвоста кометы. Большой интерес представляет изуче-
изучение спектров новых звезд.
4. Об установке параллактического штатива трубы *)
А. Об установке параллактического штатива трубы, не имеющего
кругов. При правильной установке инструмента полярная или часовая
ось должна быть направлена на полюс мира, а перпендикулярная
к ней ось склонений — лежать в плоскости небесного экватора. Только
в этом случае вращение трубы вокруг полярной оси
будет соответствовать суточному вращению небесного
свода.
Ниже приводится простейший способ установки
экваториала по звездам.
Установив штатив инструмента примерно по мери-
меридиану и наклонив его полярную ось к горизонту
под углом, приблизительно равным широте места,
надо поставить горизонтальную нить сильного окуляра
так, чтобы при вращении инструмента вокруг поляр-
полярной оси звёзды в поле зрения окуляра скользили
вдоль нити. Если после этого установить трубу в
плоскости меридиана близко к небесному экватору,
направить ее на какую-нибудь звезду, закрепить
неподвижно и следить за движением звезды в поле
зрения, то могут встретиться три случая:
1. Звезда скользит (справа налево, так как теле-
телескоп дает перевернутое изображение) вдоль нити
(рис.202, а)у не отходя от нее ни вниз, ни вверх. Это свидетельствует
о том, что полярная ось лежит в плоскости меридиана и, следовательно,
инструмент по азимуту установлен правильно.
2. Звезда движется под углом к нити вверх (рис. 202, б). Следо-
Следовательно, полярная ось не лежит в плоскости меридиана и инструмент
надо повернуть в горизонтальной плоскости, изменив его азимут.
Северный конец полярной оси надо немного повернуть к западу, иначе
говоря, весь штатив повернуть против часовой стрелки. В больших
инструментах для этого устроены особые винты, перемещающие па-
параллактическую головку относительно штатива.
*) Установке экваториала посвящена большая статья (в двух частях)
С. Н. Блажко в Русском Астрономическом Календаре за 1924 и 1925 гг. Об этом го-
говорится также в его «Курсе практической астрономии». В третьем томе Известий
Крымской астрофизической обсерватории помещена статья П. П. Добронравина
с изложением нового способа точной установки экваториала.
299
Рис. 202. К уста-
установке параллакти-
параллактического штатива.

3. Звезда движется под углом к нити вниз (рис. 202, в). Инструмент
надо повернуть по часовой стрелке, т. е. северный конец полярной оси
повернуть к востоку.
Повторив эти наблюдения и исправления несколько раз, можно
добиться достаточно точного положения инструмента по азимуту.
Однако, будучи установленной точно в плоскости меридиана, по-
полярная ось может иметь неправильный наклон к горизонту и, следо-
следовательно, не быть параллельной оси вращения Земли.
Для исправления угла наклона наблюдается прохождение звезд
в поле зрения неподвижного телескопа, установленного в плоскости
первого вертикала и напра-
вленного для определенности,
скажем, на восток. Вновь
могут представиться три слу-
случая:
1. Звезда скользит вдоль
нити — инструмент стоит пра-
правильно.
2. Звезда движется под
углом к нити вверх в поле
зрения —северный конец по-
полярной оси надо поднять
(увеличить угол с горизонтом).
3. Звезда движется под
углом к нити вниз — север-
северный конец полярной оси нуж-
нужно опустить.
Если звезду наблюдаем
на западе, то заключения
должны быть обратны: звезда движется вверх — ось опустить,
движется вниз — подняты
Несколько таких проб, и инструмент будет установлен с достаточ-
достаточной точностью.
Трехногий штатив выгодно ставить так, чтобы одна его нога нахо-
находилась на юг от инструмента, а две другие — на линии восток —
запад.
Б. Об установке параллактического штатива при наличии кругов.
а) Исправление установки круга склонения.
Примем, что оцифровка круга сделана в соответствии с рис. 203.
Наведем трубу на звезду со склонением б, находящуюся в меридиане
(т. е. в кульминации). Отсчет круга склонения при положении трубы
на восток от колонны Dly на запад—D2. Точка полюса на круге,
которая должна соответствовать отсчету 90°, будет равна 90°+—1 2 .
тт ?>i—А>
На величину —-^——надо поправить положение круга (или нулевого
штриха на инструменте).
б) Исправление положения полярной оси.
00
70*
Рис. 203. Оцифровка круга склонения.
300

Если90° Dl|D2 >90° —б или, иначе, если Dl + °2 < б, то
полярная ось инструмента лежит ниже направления на полюс мира.
Если —гТ~ 2 > б, то ось выше этого направления. Наклон полярной
01 + Дв &
оси надо исправить на величину ——^— о в соответственную сторону.
в) Исправление установки по азимуту.
Пусть при наблюдении звезды со склонением б' при западном
часовом угле 6h мы получили отсчет по кругу склонения D''. Если
Dr>b\ то северный конец полярной оси повернут к западу, если
D'<6' — к востоку. Немного повернув винт, регулирующий установ-
установку инструмента по азимуту, повторим наблюдение и вскоре добьемся
точной установки полярной оси инструмента в обоих направлениях —
по высоте и по азимуту.
г) Установка часового круга и определение величины коллимации.
Коллимацией называется ошибка, возникающая от неперпендику-
неперпендикулярности оптической оси трубы и оси склонения инструмента (для ин-
инструментов с азимутальной установкой — его горизонтальной оси).
Вследствие коллимации труба при вращении вокруг оси будет описы-
описывать на небесной сфере не большой, а малый круг.
Пусть при трубе на восток от колонны звезда с прямым вос-
восхождением а, близкая к небесному экватору (т. е. с небольшим скло-
склонением б), наблюдается близ меридиана при часовом угле Т1—а, где
7\ — момент звездного времени. Часовой угол визирной линии будет
равен tx+At—с sec б, где tx — отсчет часового круга, At—искомая
поправка установки часового круга, а с sec б — влияние коллимации.
Очевидно, что должно выполняться условие
или, иначе,
А^ — с sec б = Тг—а — /х;
для трубы на запад от колонны — условие следующее:
Из этих условий легко определить At и с. Желательно, чтобы колли-
коллимация с не превышала Г. Тогда можно быть уверенным, что даже
слабый объект вы увидите близ центра поля зрения, поставив инстру-
инструмент «по кругам».
В. Способ уточнения координат наблюдателя *).
Обычно приближенные координаты места наблюдения известны
и речь может идти об определении поправок к ним. Предлагаемый
А. Б.Палеем метод значительно проще изложенного в известном учеб-
учебнике С. Н. Блажко «Курс практической астрономии» A951).
Связь зенитного расстояния звезды г с ее склонением б и часовым
углом t выражается формулой cos z=sm б sin cp+cos б cos cp cos t.
*) Я очень благодарен А. Б. Палею (Ивановский педагогический институт)
за разрешение включить описание разработанного им метода в эту книгу.
301

Измерив зенитные расстояния звезд в известные моменты времени,
можно определить долготу и широту места наблюдения. Так как они
незначительно отличаются от приближенных ф0 и кОу полагаем
Ф — Фо + Дф и ^ = ^о + А^>
где Аф и ДА, — малые поправки.
Для каждого наблюдения имеем
cos Z; = sin бг- sin (ф0 + Аф) + cos 6, cos (ф0 + Аф) cos (toi -f AX).
Здесь tOi — часовой угол, вычисленный по к0 и, следовательно, отли-
отличающийся от истинного на величину АХ; г% исправлено за рефракцию.
Разлагая sin Аф, cos Аф, sin Аф и cos Аф в ряды по степеням малых
величин Аф и АХ и ограничиваясь линейными членами разложения,
получим:
^Аф + ^-ДХ-f с.= О,
где
а{ = sin 6,- • cos ф0 — cos 6,- • sin ф0 cos toi,
bt — — cos бг- • cosqH • sin toi,
C; = sin 6,-sin (p0-(-cos6z. coscp0-cos/0,.— cose,-.
После вычисления коэффициентов аи bt и ct проводим определение
поправок Аф и АХ способом наименьших квадратов (см. стр. 215).
Примечание. Выгоднее всего измерять г звезд, равномерно
расположенных по азимуту. В случае наблюдения только двух звезд
следует выбирать их так, чтобы азимуты отличались друг от друга
на 90°.
5. Служба времени наблюдателя
Часы. Всякие часы, даже самые лучшие, либо спешат, либо отстают.
Поэтому, чтобы знать точное время, нужно уметь определять поправку
своих часов. Определяя поправки часов каждый день по радиосигна-
радиосигналам времени, можно обнаружить изменение величины поправки, так
называемый суточный ход часов *), Специальное устройство в часах
позволяет в некоторых пределах влиять на ход часов: в карманных
часах маленькая указательная стрелка под задней крышкой часов
связана с рычажком, который изменяет период колебания балансира
и тем самым ход часов. Стрелка указывает на деления небольшой шка-
шкалы, на одном конце которой стоит знак «+» либо буква F или А (уско-
(ускорить), а на другом знак «—» либо буква S или R (замедлить). Пере-
Передвигая стрелку в нужную сторону и следя за изменением хода часов,
можно отрегулировать часы, т. е. сделать ход достаточно малым.
В маятниковых часах имеется гайка, вращение которой перемещает
груз маятника вдоль стержня и тем самым меняет период колебаний.
Самое главное, что определяет хорошее качество часов — это п о-
стоянство хода. Можно примириться с большим ходом часов,
*) Самые точные в мире механические часы Ф. М. Федченко обеспечивают точ-
точность хода 0s,0005 в сутки!
302

который с течением времени приводит к большим поправкам, если
часы обладают постоянством хода.
Располагая на графике полученные поправки часов против отметок
чисел, можно узнать ход часов и его изменение (рис. 204).
При внимательном и бережном отношении к карманным или стен-
стенным часам можно заставить их хорошо служить в качестве астроно-
астрономических часов любителя. Для этого необходимо соблюдать следую-
следующие правила:
1. Тщательно оберегать часы от тряски и ударов, от загрязнения,
пыли и сырости, а также от резких колебаний температуры. Карман-
Карманные часы полезно поместить в футляр, выложенный чем-нибудь мяг-
мягким, со стеклянной крышкой. Лучше всего держать часы всегда в одном
положении: одни часы лучше идут (т. е. обладают большим постоян-
постоянством хода) в горизонтальном положении, другие — в вертикальном.
т
46
45
+1Л
43
+1,2
41
МайШ 15 16 17 18 13 20 21 22 23 2? 2S
Рис 204 Ход часов Точками отмечены поправки часов, полу-
полученные сравнением с радиосигналами времени, кружками —
полученные интерполяцией и экстраполяцией по графику
2. Заводить часы всегда в один и тот же час, либо через один и тот
же промежуток времени (для стенных часов это может быть 4, 7, 10
или 14 дней).
3. Возможно чаще определять поправку часов по радиосигналам
времени. При этом можно будет не только выявить ход часов, но и
проследить за его изменениями с течением времени, а также устано-
установить суточный период в изменении хода, т. е. изменение хода в тече-
течение суток *).
Качество часов характеризуют суточной вариацией, которая вы-
вычисляется по формуле
б = ±-|/ ??. (81)
где п — число определенных суточных ходов, ad — уклонение хода
от его среднего значения.
Определение поправки часов по радиосигналам времени.
Широковещательные передачи сигналов времени (шесть
точек) каждый час передаются в эфир с точностью до сотых долей се-
секунды. Заключительная точка дается точно в целое число часов, ноль
минут, ноль секунд (например, 7h0m0s),
*) Вызываемое изменением силы пружины по мере ее раскручивания и в неко-
некоторой степени суточными колебаниями температуры.
303

Так как секундная стрелка обычных карманных или ручных часов
движется скачками, совершая их каждые 0s,3—0s,4, то, очевидно,
точность определения поправки часов не может быть больше, чем эта
величина. На самом деле она еще меньше. Систематически определяя
поправку своих часов, следя за их ходом, можно знать время с точ-
точностью до Is , что вполне достаточно для большинства задач, которые
могут встать перед астрономом-любителем.
Когда радио еще не было так широко распространено, в ходу были
методы приближенного определения местного времени. Помимо сол-
солнечных часов различного устройства *), представляющих собой пре-
прекрасное украшение школьных астрономических площадок и обществен-
общественных парков и зданий, любители пользовались солнечным кольцом
С. П. Глазенапа **), его же солнечным треугольником, солнечным
квадратом М. Е. Набокова и другими подобными приборами для опре-
определения момента истинного полудня по наблюдениям Солнца на равных
высотах до и после прохождения меридиана. Если при обработке на-
наблюдений с солнечным кольцом учитывать изменение склонения Солнца
между утренними и вечерними наблюдениями, то можно рассчитывать
на определение момента истинного полудня с точностью до нескольких
секунд. С помощью графика или таблицы уравнения времени можно
получить поправку на среднее время, а зная долготу места наблюдения
и номер часового пояса, перевести полученный момент среднего вре-
времени в поясное или декретное***).
Для составления программы наблюдений на данный вечер или
ночь нужно знать соотношение среднего местного времени и звездного
времени в эту ночь. М. С. Зверев предложил простую и удобную но-
номограмму для приближенного перевода момента среднего солнечного
времени в звездное (Приложение XII). Линейку с часами среднего
времени надо приложить к номограмме так, чтобы отметка 0h совпа-
совпала с датой наблюдений. Шкала «звездное время» даст ответ для лю-
любого момента времени в промежутке от 18h до 6h .
* *
*
Для планирования наблюдательной работы астроном-любитель
должен заранее знать о предстоящих астрономических явлениях.
Сведения о них помещаются в ежегодных выпусках Астрономического
Календаря. Полезно также знать приметы погоды, от которой, увы,
зависит успех всей практической работы астрономов.
*) Их описание с указаниями их расчета, устройства и пользования можно най-
найти в школьном учебнике астрономии Б. Л. Воронцова-Вельяминова.
**) Его описание дано в брошюре С. П. Глазенапа «Солнечное кольцо», во мно-
многих учебниках общей астрономии и в популярных книгах.
***) Кроме того, солнечное кольцо можно использовать для определения ши-
широты места (см. об этом в брошюре С. П. Глазенапа «Солнечное кольцо», а также
в статье С. В. Дроздова «Определение географических координат солнечным коль-
кольцом проф. С. П. Глазенапа» в Кратком Астрономическом Календаре на 1953 гв>,
АН УССР).
«04

6. Астрономический календарь
Астрономический Календарь выходит вот уже 75 лет *).
Каждый выпуск Астрономического Календаря содержит два раз-
раздела: I. Эфемериды и II. Приложения. В первом разделе даются сле-
следующие эфемериды:
1. Эфемериды Солнца и Луны на каждый день года (прямое вос-
восхождение и склонение, моменты и азимуты восхода и захода для
A*=0h и ср=56°, уравнение времени, видимый радиус Луны, звездное
время в гринвичскую полночь), а также справочник наблюдателя, т. е.
сведения о многих астрономических событиях (фазы Луны, видимость
планет, метеорные потоки и т. д.).
2. Эфемериды планет — подробное описание видимого пути планет
среди звезд с приложением карт и таблиц, дающих координаты планет
через каждые 15 дней, их угловые диаметры, звездные величины и др.
3. Данные о солнечных затмениях (таблицы и карты).
4. Данные о лунных затмениях.
5. Физические координаты Солнца, Луны, Марса и Юпитера, т. е.
угловой диаметр и величины P{h Bo, Lo (стр. 314) через каждые пять
дней для Солнца, угол Р и селенографические координаты центра
диска через каждые два дня для Луны, угол Р и долготы центрального
меридиана через каждые четыре дня для Марса и через восемь дней
для Юпитера и Сатурна.
6. Эфемериды спутников Юпитера, дающие конфигурации ярких
спутников и таблицы моментов затмений.
7. Эфемериды спутников Сатурна, дающие моменты элонгации
и соединений самых ярких из них — Титана и Япета.
8. Сведения об ожидающихся периодических кометах.
9. Эфемериды нескольких ярких малых планет.
10. Списки, карты и эфемериды некоторых переменных звезд.
11. Эфемериды для определений широты и азимута по Полярной.
Второй раздел (Приложения) содержит, как правило, обзоры
успехов астрономии и освоения космоса за предыдущий год, научные
статьи и заметки на разнообразные актуальные астрономические темы,
исторические заметки в связи с юбилейными датами отечественной и
мировой астрономии, а также статьи методического характера, свя-
связанные с техникой наблюдений и с теорией и практикой предвычис-
лений различных астрономических явлений. В каждом выпуске Астро-
Астрономического Календаря помещается библиография, охватывающая
литературу по астрономии, геодезии, геофизике и некоторым смежным
наукам, вышедшую за предыдущий год. Богатый отдел «Приложения»
делает весьма ценными выпуски Астрономического Календаря за пре-
предыдущие годы.
*) С 1951 г. он издается в Москве. В последние годы небольшие по объему астро-
астрономические календари издавались Академией наук УССР, Московским, Тбилисским
(на грузинском языке), Латвийским (на латышском языке) отделениями ВАГО,
Тартуской обсерваторией (на эстонском языке). В 1962 г. в изд-ве «Физ-
матгиз» вышла «Постоянная часть Астрономического Календаря» (изд. 5-е).
305

7. О приметах перемен погоды
Систематически ведущий наблюдения неба, в особенности тот, кто
постоянно живет за городом, приобретает опыт в определении изме-
изменений погоды по форме облаков, цвету зари, мерцанию звезд и т. д.,
а также по изменениям показаний барометра. Народные приметы,
которые суммируют многовековой опыт наблюдения народа над при-
природой, подчас также могут помочь в предсказаниях погоды. Конечно,
приметы погоды зависят и от местных условий.
Ниже приведены некоторые признаки изменений погоды.
I. Признаки наступления устойчивой ясной,
сухой погоды,— летом жаркой, зимой морозной:
1. Небо с утра безоблачное, часам к 10 появляются округленные
кучевые облака, которые к полудню увеличиваются и заметно подни-
поднимаются вверх, а к вечеру вновь исчезают.
2. Барометр показывает высокое давление, в течение нескольких
дней медленно повышающееся.
3. Летом днем жарко, ночью прохладно, весной и осенью при такой
погоде возможны заморозки. (Народная примета: «Вёдро — летом:
днем жарко, к ночи прохладно».)
4. Ночью тихо, днем ветер усиливается, к вечеру затихает. («Дож-
(«Дождя не бывает, коль ветер к ночи затихает».)
5. Ночью выпадает сильная роса, в холодные ночи — иней. («Если
на траве роса, не жди в этот день дождя».)
6. При длительной засушливой погоде росы обычно не бывает,
появление же росы указывает на приток влажного воздуха, т. е. на
возможность дождя.
7. Золотистая или светло-розовая заря при заходе или восходе
Солнца. («Красный вечер — ясный день».)
8. Звезды мерцают слабо, отливая зеленоватым блеском.
9. Диски Солнца и Луны принимают при закате сильно искажен-
искаженную форму.
П. Признаки наступления ненастной пого-
д ы,— летом прохладной, дождливой, зимой
с потеплением, иногда до оттепели, и с воз-
возможностью метелей:
1. Барометр падает. Чем быстрее понижается давление, тем скорее
наступает ненастье.
2. Если ветер к вечеру усиливается, то наступления ненастной
пагоды можно ожидать не позже как в течение суток.
3. Летом после ясного дня наступает ночь более теплая по сравне-
сравнению с предыдущей. Росы нет. («Если утром трава суха, к ночи жди
дождя».)
4. Появляются перистые облака, которые заметно передвигаются
по небу с юга, юго-запада или запада, редко с северо-запада или
севера.
5. Перистые облака переходят в перисто-слоистые, а затем в высо-
высокослоистые облака. («Сбежались тучки в одну кучку — дождь будет».)
306

6. Красная или багрово-красная заря при закате Солнца.
7. Появляются круги (галосы) вокруг Солнца или Луны. («Кольца
вокруг Солнца — к дождю».)
8. Звезды сильно мерцают. («Звезды играют — зимою к вьюге,
а летом к холоду».)
III. Признаки возможной грозы:
1. Если с утра появляются кучевые облака, которые во вторую
половину дня начинают расти и принимают форму высоких башен
или наковальни, можно ожидать грозы с ливнем или градом.
2. Днем жарко и душно.
3. Если в теплый и душный вечер небо затягивается сплошными
облаками, можно ожидать ночной грозы.
4. Ясная слышимость отдаленных и слабых звуков или необыкно-
необыкновенно сильное мерцание звезд (в особенности к утру) указывает на
возможность грозы и осадков.
5. Быстрое падение барометра — к буре.

ГЛАВА V
АСТРОНОМИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ
В этой главе даются указания по проведению тех сравнительно
простых астрономических наблюдений, которые, с одной стороны,
доступны любителям, так как не требуют больших инструментов, и,
с другой стороны, могут представить определенный научный интерес *).
Мы не касаемся здесь таких простейших задач, как, например, опре-
определение полуденной линии, измерение полуденной высоты Солнца,
определение наибольшей высоты Луны в меридиане, наблюдения за
перемещениями планет, составляющих предмет практических занятий
при прохождении школьного курса астрономии. Эти учебные наблю-
наблюдения и их обработка полезны для знакомства с методикой и для выра-
выработки навыков научной работы. Мы предполагаем, что читатель до-
достаточно хорошо знаком со звездным небом, умеет найти на небе основ-
основные точки и линии небесной сферы и использовать содержание преды-
предыдущих глав для ориентировки в астрономических явлениях.
1. Наблюдения Солнца
Речь идет о наблюдениях явлений, происходящих на поверхности
Солнца — о солнечных пятнах, факелах, факельных полях и гранулах.
Наблюдения протуберанцев, а тем более короны, требуют специальных
приборов. Систематическое наблюдение явлений, происходящих на по-
поверхности Солнца, которое часто называют «Службой Солнца», имеет
большое практическое значение в свете установленной связи их с явле-
явлениями в земной атмосфере и, в частности, с состоянием электромагнит-
электромагнитного поля Земли. В периоды максимума числа солнечных пятен уча-
учащаются и усиливаются грозы, более интенсивны полярные сияния.
Магнитные бури влияют на условия прохождения радиоволн, в
особенности коротких, создавая радиопомехи, ухудшая слышимость
радиопередач. Изучение солнечных явлений может дать возможность
предвидеть и предсказывать явления в земной атмосфере (например,
прогнозировать «радиопогоду»).
*) См. в Циркуляре ВАГО № 14 A967) материалы совещания Астрономической
секции Центрального Совета ВАГО о программе организации разных видов научной
работы отделений Общества.
308

Визуальные наблюдения Солнца. Наблюдения Солнца можно
вести непосредственно через окуляр, снабженный темным стеклом,
либо (что предпочтительнее) с помощью так называемого солнечного
экрана (без темного стекла). На объектив трубы больших и средних
размеров можно надеть диафрагму (крышку с круглым отверстием)
диаметром в 1/3 диаметра объектива. Для наблюдений Солнца диаметр
объектива трубы не играет роли: Солнце дает достаточно света. Важнее
фокусное расстояние трубы, так как чем оно больше, тем большее
N
Рис. 205. Ориентация изображения Солнца: А — при наблюде-
наблюдении невооруженным глазом, В — при наблюдении в телескоп,
С— на экране при астрономическом окуляре, D — на экране при
земном окуляре. Стрелка показывает направление вращения
Солнца.
изображение Солнца можно получить *). На рис. 205 показана ориен-
ориентация изображения Солнца при наблюдении невооруженным глазом,
в астрономическую трубу и при проецировании на экран.
Нужно особенно позаботиться о защите глаз от яркого
света Солнца и тщательно подобрать темное стекло. При некоторых
астрономических трубах иногда имеется особый солнечный окуляр.
В нем изображение Солнца ослабляется посредством отражения от
грани стеклянной клиновидной призмы. Очень удобна так называемая
пентапризма (рис. 206) небольших размеров, которая монтируется
в трубе перед окуляром. В сочетании со слабым темным (дымчатым)
стеклом она дает очень ослабленную картину солнечной поверхности.
В случае наблюдений с солнечным экраном надо на трубе иметь
стержень длиной 35—40 см, к которому жестко прикрепить перпенди-
*) Диаметр изображения Солнца в еж в фокусе трубы приблизительно равен
фокусному расстоянию телескопа в м.
309

am atfъен/77ива
х окуляру
кулярно к оптической оси диск — столик диаметром в 15—20 см
(рис. 207). На него сквозь окуляр проецируют изображение Солнца
желаемого размера: чем ближе экран к окуляру, тем меньше будет
размер изображения. Установив экран на нужном расстоянии, пере-
передвижением окуляра добиваются наибольшей резкости изображения
диска Солнца. Если этого не удается добиться фокусировочным пере-
перемещением окулярной части, то приходится менять окуляр. На столике
надо укрепить лист бумаги, на ко-
котором заранее следует нарисовать
окружность— контур изображения
Солнца желаемой величины (на-
(например, диаметром 10 см, как это
принято во многих Службах Солн-
Солнца). Чтобы по возможности огра-
оградить экран от рассеянного света
и тем самым усилить контрастность
изображения, надо на объективном
конце трубы укрепить лист картона.
На рис. 190 была показана схема
укрепления солнечного экрана на
менисковом телескопе.
Зарисовки Солнца должны точ-
точно изображать положение и форму
пятен, факелов и факельных полей.
Наблюдатель, аккуратно совместив
края изображения Солнца с заготовленным кружком, острым, но мяг-
мягким карандашом наносит расположение пятен, стараясь правильно
передать их размеры и интенсивность (черноту), но отнюдь не заботясь
о художественной «отделке» и «законченности» рисунка. Выявлению
Рис. 206. Пентапризма для солнечных на-
наблюдений. В точках А и В значительная доля
лучей уходит из призмы, преломившись на
гранях ааг и ЬЪ'.
Рис. 207. Солнечный экран.
маленьких пятен, лишенных полутени (так называемых пор), помогает
следующий прием. Надо изготовить небольшую лопаточку (наподобие
ракетки для настольного тенниса) из тонкого картона, на которую
с одной стороны наклеить хорошую белую бумагу, желательно глянце-
глянцевую (например, незасвеченную отфиксированную фотографическую
бумагу). Положив этот дополнительный экранчик на основной, надо
передвигать его взад и вперед вдоль экрана. Самые мелкие поры вы-
выявляются при этом лучше, чем при рассматривании на неподвижном
экране. С другой стороны этой лопаточки можно наклеить шкалу
310

солнечных пятен (рис. 208) для определения общей площади всех
пятен (включая и их полутени).
Каждую зарисовку должна сопровождать подробная запись, со-
содержащая число и поясное время наблюдения (до десятой доли часа),
номер по порядку, обозначение группы пятен или отдельного пятна *),
число пятен в группе, величину площади, занимаемой пятном или
/
/
/
\
\
\
//Тлоща&х
/милл-е мня2
72,5
50,0
772,5
200,0
372,5
ЩО
072,5
вЩ2
7072,0
7Щ0
Ц20
Q7S
7,77
$74
4,97
7,07
0,02
72,57
75,00
70,0В
/Тятт
мм
• 0,5
• /
• 7,5
Ф 2
® 2,5
ф з
ф 3,5
% *
# V
%5
• 0,9
Земля
С0Щ//06/ ХМ\^
9,0
79,2
20,8
Щ4
Щ0
57,6
67,2
76,0
86,4
96,0
77,6
6950
73900
20350
27000
34750
47700
46630
55600
62550
69500
72756/
Рис 208. Шкала солнечных пятен (в первом столбце — площадь пятна в миллионных долях
видимой площади Солнца)
сумма площадей пятен, входящих в состав группы, цифровое обозна-
обозначение качества изображений (например, по пятибалльной шкале:
1 — очень плохое, —5 — отличное). Площадь пятна (включая пло-
площадь окружающей его полутени) определяется сравнением со шкалой
(см. рис. 208), на которой изображены пятна круглой формы различ-
различной площади, выраженной в миллионных долях площади солнечного
диска. В площадь группы входят также участки полутени, не имеющие
ядер. Отдельные, наиболее интересные группы пятен надо зарисовать
*) Полезно отмечать особым обозначением пятна и группы, проходящие централь-
центральный меридиан. Именно они в первую очередь вызывают возмущения магнитного поля
Земли. Пятна и группы, появившиеся среди диска, также надо особо отмечать и сле-
следить за их развитием.
311

Центр
fit/cm
в большем масштабе (глядя сквозь темное стекло прямо в окуляр),
чтобы следить за ходом развития группы ото дня ко дню.
При перемещении круглого пятна ближе к краю Солнца оно ста-
становится эллипсом, а полутень — асимметричной — шире к краю дис-
диска, уже — к его центру. Это так называемое явление Вилсона (рис. 209).
Создается впечатление, что пятно с полутенью похоже на воронку
(наклонные стенки воронки—это полутень). Определение того места дис-
диска, где полутень со стороны
7 2 3 4 s\ центра диска исчезает, дает
возможность определить
глубину «воронки» солнеч-
солнечного пятна. Площадь пятна,
форма которого искажена
явлением Вилсона, опреде-
_ ляется сравнением шкалы
Край-^\ рИС# 208 с наибольшим диа-
диаметром (большой осью)
эллипса.
Можно использовать
следующую классифика-
классификацию пятен и их групп:
I. Одиночная пора.
II. Группа пор.
III. Одиночное пятно.
IV. Одиночное пятно с
порами.
V. Биполярная*)
группа с большим голов-
головным пятном.
VI. Биполярная груп-
группа с малым пятном впе-
впереди.
VII. Биполярная груп-
группа с близкими по величине
пятнами.
VIII. Многоцентровая
группа пор.
IX. Многоцентровая
группа пятен.
X. Особые случаи.
Чтобы всегда иметь представление о масштабе рисунков, надо
на общем схематическом рисунке Солнца, полученном на экране, от-
отметить границы той части поверхности, которая изображена на более
подробном рисунке, сделанном при непосредственном наблюдении
в телескоп. На всех рисунках должно быть указано направление су-
суточной параллели. Для этого надо, отметив точкой положение какой-
Рис. 209. Искажение формы солнечных пятен близ края
(явление Вилсона). Снимок А. С. Фомина (ЛОВАГО) с
самодельным телескопом Кассегрэна (главное зеркало
123 им).
*) Состоящая из двух пятен противоположной магнитной полярности.
312

йибудь поры или ттятна, дать возможность его изображению сместиться
суточным движением и через некоторое время (минуты через 1V2)
вновь отметить на рисунке его положение. Соединяя эти отметки пря-
прямой линией, получаем направление суточной параллели. Это опреде-
определение направления параллели лучше провести два раза —до и после
зарисовки. При наблюдениях в последующие дни обозначение групп
(например, заглавными буквами латинского алфавита или цифрами)
надо сохранить *).
Так как видимое вращение Солнца происходит с синодическим
периодом 27d,275 (для экваториальных зон), то пятно, появившееся
у восточного края Солнца, будет постепенно двигаться на запад, пока
не скроется за западным краем Солнца. Некоторые пятна неожиданно
возникают в каком-нибудь месте диска Солнца, а другие, наоборот,
исчезают, не достигнув западного края. Бывали случаи, когда одно и
то же пятно наблюдалось в течение двух-трех оборотов Солнца. Вооб-
Вообще же они исчезают быстрее. Все это необходимо отмечать в журнале
наблюдений.
Одной из характеристик пятнообразовательной деятельности Солн-
Солнца служит относительное число Вольфа W, пропорциональное удеся-
удесятеренному числу групп g плюс общее число пятен /:
W = k(\Qg+f), (82)
где k — коэффициент, величина которого зависит от наблюдателя
и от инструмента и позволяет сравнивать между собой наблюдения,
произведенные в различных условиях. При этом необходимо иметь
в виду, что каждое ядро, отделенное от другого ядра полутенью,
а также отдельные поры, считаются за пятна. При счете групп отдель-
отдельное пятно и даже отдельная пора также считается за группу.
Числа Вольфа, полученные из наблюдений на инструментах раз-
различной силы, надо приводить к одним условиям, например, сравнивая
ряды параллельных наблюдений. В Цюрихе (Швейцария) находится
Центральное бюро Международной Службы Солнца, в котором произ-
производят сводку всех наблюдений Солнца, а затем публикуют величины W
на каждый день, средние значения за каждый месяц, и, наконец,
средние годовые W (см. табл. 21). Для самой Цюрихской Службы
Солнца коэффициент k равняется единице. В СССР подобные сводки
составляют Служба Солнца Пулковской обсерватории и Отдел Солнца
МОВАГО. Сопоставив свои данные с их материалами, наблюдатель
сможет оценить величину k для своих наблюдений.
Ось вращения Солнца наклонена под углом 82°45' к плоскости
земной орбиты. Поэтому в разные времена года различно расположение
солнечного экватора и полюсов на диске Солнца (рис. 210).
Для определения положения деталей на Солнце служат гелио*
графические координаты—гелиографические широты и долготы.
Широты Р отсчитываются от солнечного экватора к полюсам, положи-
*) Во многих Службах Солнца ведут сплошную нумерацию групп
с начала года.
313

тельные — к северу. Долготы X отсчитываются от условного нулевого
меридиана Кэррингтона. Он прошел через восходящий узел экватора *)
Солнца 1 января 1854 г. в 12h0m среднего гринвичского времени (юли-
(юлианская дата J. D. 2 398 220,0) и движется с угловой скоростью 14°, 1844
в сутки (звездный период обращения 25d,380). Условились считать
за первый оборот Солнца тот, который начался 9 ноября 1853 г. в мо-
момент совпадения меридиана Кэррингтона с центральным меридианом
Солнца в Гринвиче. Гелиографическая долгота отсчитывается от ме-
меридиана Кэррингтона в направлении вращения, т. е. на запад.
Гелиографические координаты деталей меняются со временем как
в силу разной скорости вращательного движения разных зон Солнца
(рис. 211), так и от того, что солнечные пятна сами немного смещаются
по поверхности. Эти координаты определяются следующим образом.
в Января
ВИюия
8 Инзля 8 Сентября 6Декабря
Рис 210 Положение оси вращения Солнца и солнечного экватора в различные моменты года.
Проведя через центр изображения диска Солнца перпендикуляр к на-
направлению суточной параллели, получаем направление круга склоне-
склонения. В табл. 39 помещены величины Во и Ро, которые дают возможность
провести на рисунке направление оси вращения Солнца и наметить
его экватор: Во есть гелиографическая широта центра видимого диска
Солнца, а Ро — угол оси вращения Солнца с кругом склонения (плюс—
к востоку от северной точки круга склонений, пересекающего лимб
Солнца, минус — к западу). Отложив этот угол Ро на рисунке, получим
направление оси вращения Солнца. Эта линия разделит изображе-
изображение Солнца пополам и совпадет с центральным меридианом Солнца.
Приложив к рисунку Солнца ортографическую сетку (см. Приложе-
Приложение VII) и совмещая ее центральный меридиан с осью вращения, счи-
считываем с сетки координаты Ъ' и V интересующей нас детали. После
этого надо ввести поправки ДЬ и А/, учитывающие наклон оси враще-
вращения Солнца.
Таким образом,
где
Ab = Во cos /', А/ = Во sin /' tg V.
Окончательно гелиографическая долгота А будет равна
*) Точка пересечения экватора Солнца с плоскостью эклиптики. Долгота восхо-
восходящего узла равна 73°40/+(Г— 1850).0',8375, где Т — текущий год.
314

где L — гелиографическая долгота центрального меридиана относи-
относительно меридиана Кэррингтона. Если А, получится больше360°, надо
вычесть 360°, если к получится отрицательной,— прибавить 360°.
Величины L помещаются в разделе «Физические координаты» в астро-
астрономических ежегодниках. Для облегчения вычислений поправок А/
и АЬ помещаем вспомогательные таблицы 40 А и 40 Б.
-40"
Рис.211. Изменение формы линии аа\ совпадавшей с центральным меридиа-
меридианом, через 1, 2, 3, 4 и 5 оборотов Солнца вследствие увеличения периода вра-
вращения с гелиографической широтой 3 (схема).
Величина АЬ находится по аргументам Во и /' (табл. 40Б), а А/
из табл. 40А по Ъ' и А (А находится из табл. 40Б по Во и 90° — /').
Положение пятен на солнечном диске можно также определить с помощью про-
проволочного микрометра (стр. 295). С этой целью отмечаем, помимо моментов исчезно-
исчезновения и появления самих пятен за проволокой, также моменты исчезновения и появ-
появления обоих краев солнечного диска. Наблюдения производим на экране, отмечая
моменты исчезновения и появления одного края, затем по очереди наиболее заметных
пятен, и, наконец, другого края. После этого поворачиваем окуляр на угол, прибли-
приблизительно равный 90°, и повторяем наблюдение. Выполним несколько таких полных
наблюдений, состоящих из двух серий отсчетов при двух положениях проволоки.
Если обозначить через tx и t2 средние из моментов исчезновения и из моментов по-
появления первого и второго края, то Т=1/2 (tiJrt2) будет моментом прохождения цент-
центра солнечного диска через середину проволоки, а позиционный угол N проволоки
получим из выражения
15 cosS(^2 — tl) = 2r"secN,
где б — склонение Солнца, а г" — видимый радиус Солнца. Координаты отдельных
солнечных пятен на солнечном диске (ось х направлена на запад, а ось у на север)
получим из двух уравнений с двумя неизвестными следующего вида:
Xi-yt tg Nx= 15 (т,—-7\) cos — ) ,
^2= 15 (т/-Г2) cos ( yr \ ,
315

где Х[ и у( — координаты i-то пятна, Т/ и т* — средние из моментов исчезновения и по-
появления этого пятна при одном и другом положении проволоки.
Угол N — положительный, если проволока расположена с северо-востока на
юго-запад, и отрицательный, если нить расположена с северо-запада на юго-восток.
Координаты Х[ и у[ выражены здесь в единицах радиуса солнечного диска. Переход от
этих координат к координатам гелиографическим может быть сделан либо графически,
как это было рассказано выше, либо путем вычислений по следующим формулам:
sin р = (х sin Ро + У cos Po) cos Во + \r\—x* — y2> sin Bo,
sin / = (х cos Ро—у sin Po) sec p *).
Наблюдения факелов. Факелы и факельные поля также являются
активными областями солнечной поверхности, и их прохождение через
центральную часть диска нередко сопровождается магнитными бурями
на Земле. Факелы лучше всего видны ближе к краям солнечного диска
(до расстояния 0,3—0,4 радиуса от края диска). Большей частью они
окружают солнечные пятна, хотя иногда видны и вдали от пятен. Не-
Необходимо зарисовывать форму и расположение факельных полей и
следить за их изменением. Регистрацию ведут отдельно по западному
и восточному краям, оценивая интенсивность в произвольной (напри-
(например, трехбалльной) шкале. Результаты наблюдений факелов записы-
записывают в таблицу, указывая дату, время, номер соответствующего ри-
рисунка Солнца, координаты факела или центра факельного поля |3 и А,,
протяженность поля по широте АC и долготе ДА, **), тип и интенсив-
интенсивность, качество изображений.
По своему внешнему виду факелы и факельные поля разделяются
на следующие три группы:
I. Сплошной факел без особой структуры — светлое пятно или
группа светлых пятен.
II. Волокнистый факел нитевидной формы.
III. Точечный факел. Факельное поле в этом случае покрыто свет-
светлыми точками.
Очень редко довольно далеко от края Солнца можно заметить яркие
точки, выделяющиеся на фоне фотосферы,— это фотосферные извер-
извержения (эрупции). Обычно они видны заметно лучше в монохроматиче-
монохроматическом свете, особенно в лучах линии водорода Н„. Регистрация их
очень важна. Надо точно отметить начало и конец этого весьма крат-
кратковременного явления.
Фотографические наблюдения Солнца. Любитель, искушен-
искушенный в фотографии, может попробовать получить фотографию Солнца
со всеми деталями его поверхности. Основная трудность заключается
в том, чтобы осуществить очень короткую выдержку. Солнце дает так
много света, что даже при диафрагмированном (однако, не больше
чем до 0,3 диаметра) объективе и самых малочувствительных фото-
фотопластинках (диапозитивных) выдержка должна быть порядка 1/100—•
1/300 секунды. Выгодно для этого употребить шторный затвор.
*) Добавление, сделанное переводчиком «Справочника» на польский язык
Ф. Кёбкэ.
**) Получаются как разность широт самой северной и самой южной точек
поля и разность долгот самой западной и самой восточной точек.
316

При столь короткой экспозиции часовой механизм трубы излишен,
так же, впрочем, как и параллактическая установка.
Для фотографирования надо изготовить маленькую фотокамеру,
в которой объективом будет служить окуляр трубы, а кассета с фото-
фотопластинкой должна находиться на некотором расстоянии позади него.
Фотокамеру выгоднее укрепить на подвижной части окулярного конца,
чтобы передвижением одного лишь окуляра можно было фокусировать
изображение Солнца. Камера должна быть светонепроницаемой и вы-
вычерненной изнутри. Размеры и устройство кассетной части надо
согласовать с величиной получающегося изображения. Первоначаль-
Первоначальную фокусировку можно произвести на глаз по матовому стеклу,
но точную надо проводить фотографически, получая снимки при раз-
разных установках окуляра в пределах 1 мм в обе стороны от визуального
Л
Рис. 212. Окулярная камера: А — камера, укрепленная на
окулярной трубке, В — передняя перегородка, С — щель с
пазами D для укрепления моментального затвора, Е — паз
для матового стекла или кассеты.
фокуса. Моментальный затвор надо поместить между окуляром и
пластинкой (рис. 212). О других конструкциях астрокамер см. книгу
Вокулера и Тексеро «Фотографирование небесных тел».
Для ориентирования фотографий Солнца надо перед кассетой укре-
укрепить нить и вечером получить фотографию какой-нибудь яркой звезды
при неподвижной трубе. Тогда на фотографии получится черный след
от суточного движения звезды и светлый след нити на пластинке,
несколько завуалированной светлым фоном неба. Угол между этими
следами надо точно измерить и учитывать при ориентировке фотографий
Солнца. Конечно, камеру надо укреплять на трубе всегда строго оди-
одинаковым образом, для чего на трубе и на камере надо сделать соответ-
соответствующие метки. Иногда приходится брать более толстую нить, чтобы
получить более отчетливый след ее на пластинке.
Перед проявлением необходимо в темноте простым (не химическим!)
карандашом отметить на фотографическом слое дату и номер снимка.
Все данные о фотографировании надо записать в журнал наблюдений.
317

* *
*
Материалы наблюдений Солнца надо направлять время от времени
(например, ежемесячно) в Службу Солнца Главной астрономической
обсерватории АН СССР (Пулковской), либо Отделу Солнца МОВАГО.
Надо указать свое имя, отчество, фамилию, адрес, дать подробные
сведения об использованном инструменте; отметить качество изобра-
изображений для каждого наблюдения. Чем подробнее будут сведения о на-
наблюдениях, тем больше пользы можно будет извлечь из присланных
материалов.
Наблюдения солнечных затмений. Возможными объектами на-
наблюдений могут быть: солнечная корона (в особенности внутренняя)
20
S0°\
1
1
1
•
Дева
г
г
( i 1
Волопас
• # 0
Иптиняш горизоят
Г Г 1
1
щ
1
Мее
1
I
1
-
*%
Точка
ч\ запаса
30° 40° 30° 00° 70° 00° 00° 700°
00°
~5Оа
-4f
-ЗО*
-7О"
20° 30° 40° 50° &0° 7О° 30° 30° 700°
Дзимут ал?may/fitюга
Рис. 213. Пример карты окрестностей Солнца во время полного сол-
солнечного затмения.
с деталями ее структуры — лучами, дугами, струями. Желательно
получить рисунок (по возможности цветной). Имея в виду малую
продолжительность фазы полного затмения, можно сосредоточить
внимание на каком-нибудь секторе короны, дав его точную ориенти-
ориентировку относительно суточной параллели.
Полезно заранее потренироваться в таких зарисовках, имея перед
глазами на короткое время фотографию короны или диапозитив. Изго-
Изготовив заранее из тонкой проволоки сетку, в которой ряд радиусов
соединен концентрическими окружностями, имеющими радиусы 1, 2, 3
радиуса солнечного диска, можно будет уверенно фиксировать распо-
расположение и протяженность различных деталей короны. Иногда советуют
рисовать мелом на черной бумаге (например, оберточной от фотома-
фотоматериалов). Без защитного темного стекла смотреть яа Солнце можно
318

только после исчезновения последнего луча и до появления первого
луча после затмения! Советуют один глаз до наступления полной фазы
подержать в темноте (но не прижимать к нему ничего!). Он тогда
окажется способным заметить более слабые детали короны. Можно
попытаться сфотографировать весь ход затмения (сдвигая кассету
между экспозициями). Во время съемки частных фаз надо учесть все
сказанное на стр. 316 о фотографировании Солнца. Фотографирование
полной фазы, т. е. получение снимка короны, требует высокочувстви-
высокочувствительных пластинок и экспозиций порядка секунд, что для длиннофо-
длиннофокусного телескопа возможно только при наличии часового механизма.
Для фотографирования внутренней короны достаточны экспозиции
порядка 0,1 секунды, что можно сделать и без часового механизма.
Пластинки должны иметь противоореольный слой.
В момент полной фазы (и даже несколько раньше и после нее)
надо сравнить вид звездного неба с приготовленной картой окрестно-
окрестностей Солнца, на которой надо заранее отметить положение внутрен-
внутренних планет. Может оказаться, что в окрестностях закрытого Луной
диска Солнца будет открыта новая комета, вне затмения скрывающая-
скрывающаяся в лучах Солнца. Пример такой карты представлен на рис. 213.
2. Наблюдения Луны
Луна представляет собой очень интересный объект для наблюде-
наблюдений. Отсутствие на ней атмосферы делает тени резкими, что при косом
освещении подчеркивает все особенности рельефа.
Прилагаемая карта (Приложение I) поможет любителю, обладаю-
обладающему телескопом средней силы, в первоначальном знакомстве с осо-
особенностями лунной поверхности. Для углубленного изучения, которое
требует более сильных инструментов (позволяющих использовать уве-
увеличения в сотни раз), понадобятся более подробные атласы и карты
Луны, которых за последнее время издано немало.
Очень интересны следующие наблюдения:
1. Наблюдения изменений вида лунных образований с фазой Луны.
Эти изменения обусловлены различием в условиях освещения Солн-
Солнцем, а также в различии положения тех или иных деталей относительно
земного наблюдателя вследствие либрации Луны. По форме теней от
гор и по изменениям этих теней можно судить об истинном строении
тех гор, которые мы всегда видим лишь сверху. Иногда наблюдаемые
изменения вида детали лунной поверхности могут свидетельствовать
об ее действительных изменениях. Особенно ценны патрульные на-
наблюдения отдельных кратеров (например, Альфонс, Аристарх), в ко-
которых иногда заметны извержения газов.
Однако следует помнить, что на Луне действует очень мало причин,
которые могут вызвать подлинные изменения ее поверхности. А изме-
изменения освещения, в сочетании с действием либрации, могут заметно
менять облик той или иной детали лунного диска.
2. Изучение кратерных цепочек, которые могут выявиться при
особых условиях освещения.
319

3. Определение окрашенности различных мест на Луне (особенно
в «морях») и изменений окраски. Эти наблюдения требуют некоторого
опыта, так как на первый взгляд поверхность Луны представляется
однотонной. Для наблюдений различной окраски полезно употреблять
светофильтры: красный, синий, зеленый, фиолетовый *).
При зарисовках деталей лунной поверхности необходимо указы-
указывать время зарисовки, чтобы можно было потом определить положе-
положение терминатора и условия освещения (высоту Солнца над горизонтом
данного места на Луне).
Для указания места на Луне пользуются селенографическими
координатами: долготой X **) и широтой C. Эту систему можно изо-
изобразить в ортографической проекции, когда меридианы представляются
полуэллипсами, а параллели — прямыми линиями (рис. 214).
+37° +ж /7° -ж -so
Рис. 214. Селенографические координаты (с 1961 г. запад
и восток поменяли местами, чтобы не создать неудобств
для будущих космонавтов на Луне).
Можно также воспользоваться описанной выше сеткой для наблю-
наблюдения Солнца (Приложение VII) и по данным из Астрономического
Ежегодника или АК о физических координатах Луны (а0 — селеногра-
селенографическая долгота, Ро — широта центра диска Луны в данный момент
и Р — позиционный угол центрального меридиана) соответственным
образом ориентировать сетку относительно изображения Луны и из-
измерять координаты деталей по этой сетке.
*) О методике таких наблюдений см. статью А. М. Бахарева в Бюллетене
ВАГО, № 1, 1939.
**) Для удобства космонавтов, высадившихся на Луне, восточная долгота от-
считывается от нулевого меридиана, так же как и на Земле (в направлении вращения).
Для земного же наблюдателя восточные селенографические долготы располагаются
на запад от нулевого меридиана, западные — на восток.
320

Долготы на Луне отсчитываются от нулевого меридиана, который
делит диск Луны пополам при либрации по долготе, равной нулю *)
(положительные долготы — к востоку, отрицательные — к западу).
Положительные широты отсчитываются к северу от лунного экватора,
отрицательные — к югу.
Долготу терминатора на любой час любого дня ближайших десяти
лет можно вычислить с помощью табл. XXVII — XXIX. Величина
смещения терминатора вдоль лунного экватора дана в табл. XXVII.
Для определения долготы терминатора в какой-нибудь момент надо
Рис. 215. Примерный вид различных фаз Луны (указан воз-
возраст Луны в днях; см. табл. 16).
из долготы, данной в табл. XXVIII для 1 марта текущего года, в ы-
честь число, взятое для нужной даты интерполированием по
табл. XXIX. Если долгота, взятая из табл. XXVIII, меньше числа
табл. XXIX, то к ней следует прибавить 360°. Результат дает:
1) восточную долготу утренней границы, если он заключен
между 0° и 90°;
2) дополнение до 180° от западной долготы вечерней границы,
если он заключен между 90 и 180°;
*) Иначе: начальный меридиан совпадает с центральным; тогда Луна нахо-
находится одновременно на линии узлов и на линии апсид лунной орбиты.
11 П. Г. Куликовский
321

Таблица XXVII
Смещение линии лунного терминатора в течение суток
Протекшее время
Среднее изменение
долготы терминато-
терминатора
Протекшее время
Среднее изменение
долготы терминато-
терминатора
,ь
~г-0°,51
2h
4-1°,02
12h
+6°,09
4
+2
мь
+7°,
10
h
D,03
+3°,04
16h
+8°, 12
+4°,05
2 0h
+ 10°Л4
10h
+5°,06
24h
+ 12°,15
Таблица XXV1I1
Положение терминатора в 0h мирового времени 1 марта
Год
1965
1966
1967
1968
к
294е
345
36
73
,9
3
7
9
Год
1969
1970
1971
1972
к
304°,2
354,6
45,0
83,2
Год
1973
1974
1975
1976
к
313°
з,
54,
272,
6
9
3
5
Год
1977
1978
1979
1980
к
322°
13
63
281
,9
,2
,6
,8
Таблица XXIX
Изменение долготы
\ Дни
Месяцы ^ч.
Март
Апрель
Май
Июнь
Июль
Август
Сентябрь ....
Октябрь .....
Ноябрь
Декабрь
Январь
Февраль
терминатора в течение года,
1
0°,00
17,63
23,58
42,12
48,85
67,73
86,37
92,38
110,07
115,12
132,03
148,93
7
73°,05
90,78
96,83
115,53
122,18
141,05
159,62
165,53
183,10
188,08
204,97
221,90
13
146°, 12
163,95
170,08
188,85
195,53
214,35
232,83
238,65
256,13
261,03
277,90
294,90
начиная с
19
219°,20
237,15
243,34
262,17
268,87
287,63
306,03
311,75
329,15
334,00
350,85
7,92
1 марта
25
292°,32
310,37
316,63
335,50
342,18
0,90
19,22
24,83
42,13
46,95
63,82
80,93
322

3) превышение над 180° от восточной долготы вечерней гра-
границы, если он заключен между 180 и 270°;
4) дополнение до 360° от западной долготы утренней границы,
если он заключен между 270 и 360°.
Приближенно вид Луны можно определить по табл. 16 и по рисун-
рисунку 215, который надо рассматривать в двух положениях (сообразно
фазам Луны).
Фотографирование Луны. Аппаратурой, предназначенной для
фотографирования Солнца (стр. 316—317), можно воспользоваться и
для фотографирования Луны. Желательно пользоваться пластинками
высокой чувствительности, так как выдержка не должна быть столь
малой, как для Солнца. При фотографировании с окулярной камерой
выдержку приходится увеличивать до секунды, что уже требует часо-
часового механизма для ведения трубы. Употребление слабого желтого
фильтра может увеличить четкость изображения, так как он не про-
пропускает далекие фиолетовые лучи, сильно действующие на фотопла-
фотопластинки, но не собирающиеся объективом трубы в один фокус с другими
лучами видимого спектра. Фотографирование следа суточного движе-
движения одной яркой звезды при неподвижной трубе дает направление
небесной параллели.
Покрытие звезд Луной. Наблюдение покрытий звезд Луной
состоит в точной регистрации (с точностью до 0s,5) моментов исчезно-
исчезновения и появления тех звезд, которые на время закрываются Луной,
перемещающейся среди звезд с запада на восток со средней скоростью
около 13°,2 в сутки. Несмотря на многолетние наблюдения Луны и
многочисленные исследования теории ее движения, до сих пор нельзя
предсказать наступления и продолжительности покрытий звезд Луной
с такой точностью, с которой предвычисляются многие другие небес-
небесные явления. Поэтому наблюдения покрытий звезд могут дать ценные
данные для улучшения весьма сложной теории движения Луны.
Для серьезной постановки этой работы надо иметь очень хорошо
налаженную «службу времени» (стр. 302) и знать координаты места
наблюдения с точностью до 0т,1 по долготе и до Г по широте.
Чем больше телескоп, тем большее увеличение он может дать без
потери четкости изображения. Удобнее всего (и точнее) наблюдать
исчезновение звезд за темным краем лунного диска, т. е. в про-
промежутке от новолуния до полнолуния, а появление (или открытие) —
после полнолуния. Точным наблюдениям около яркого края мешает
иррадиация (кажущееся увеличение яркого пятна на темном фоне).
Однако яркие звезды можно пытаться наблюдать и в этом случае.
Рис. 216 дает представление о двух типах покрытий: покрытие
темным краем диска Луны (до полнолуния) и покрытие ярким краем
(после полнолуния). Стрелками показано движение звезды от-
относительно Луны, как оно наблюдается в телескоп (юг — вверху
рисунка). Очевидно, что во время полнолуния и покрытие и открытие
звезды будут наблюдаться за ярким краем диска Луны.
Весьма интересно покрытие группы ярких звезд скопления Плеяд
(см. рис. 80, а также карту скопления и табл. 54 на стр. 506—507).
11* 323

Так как путь Луны среди звезд периодически несколько меняется,
то покрытия Плеяд происходят не каждый месяц и даже не каждый год.
Изредка можно наблюдать покрытие Луной планет, а также по-
покрытие звезд планетами. В отличие от звезды, планета не скрывается
сразу за краем Луны: можно заметить и
первое соприкосновение дисков планеты
и Луны и момент полного исчезновения
планет за Луной. То же касается и по-
появления планеты из-за диска Луны.
Во время лунных затмений, в особен-
особенности полных, можно примерно в одина-
одинаково удобных условиях наблюдать как
исчезновение, так и появление довольно
слабых звезд, поскольку яркость Луны
ослаблена затмением.
Если в течение часа-двух до покры-
покрытия наблюдать движение Луны среди
звезд, то можно довольно точно наме-
наметить направление ее движения и те точ-
точки лунного диска, в которых скроется и
появится интересующая нас звезда.
Наибольшая продолжительность по-
покрытия звезды Луной — около часа.
Наименьшая, равная нулю, соответст-
соответствует касанию лунным диском звезды *).
Можно заранее рассчитать моменты и
продолжительность покрытий, а также
точки исчезновения и появления звезд, пользуясь данными в астро-
астрономических ежегодниках, где для ряда городов СССР даются пред-
вычисленные моменты каждого покрытия и угол положе-
положения соответствующих точек лунного диска (т. е. угол с вершиной
в центре лунного диска между кругом склонения и направлением
на ту точку диска, в которой звезда скроется или появится). В тече-
течение года благоприятны для наблюдений 10—15 покрытий звезд
ярче 5^,0.
Наблюдения покрытий удобнее всего вести вдвоем — один из на-
наблюдателей пристально следит за звездой в трубу и дает сигналы,
а другой как можно точнее отмечает моменты сигналов. Если помимо
часов с известной поправкой имеется исправный секундомер, то на-
наблюдение покрытий можно вести и одному. Установив секундомер
на нуль, пускаем его в ход в момент исчезновения или появления
звезды. Не останавливая секундомера, идем к основным часам и
останавливаем секундомер в тот момент, когда основные часы пока-
показывают целую минуту (или половину). Вычитая из показаний часов
Рис. 216 Покрытия звезд Луной:
а) покрытие темным краем (от но-
новолуния до полнолуния); б) покры-
покрытие ярким краем (от полнолуния до
новолуния). Стрелки показывают
относительное движение звезды.
*) При касательных покрытиях звезд в областях близ северного и южного полю-
полюсов Луны можно наблюдать многократные покрытия звезды верхушками лунных гор.
Их наблюдения очень ценны для уточнения рельефа лунного края (краевой зоны).
О покрытии «царапающих» звезд см. ЗиВ, № 4, 1966.
324

показания секундомера, получаем точный момент наблюдения.
В окончательном результате надо быть вполне уверенным за секунду
времени. Некоторые дополнительные сведения можно найти в книге
Н. Н. Сытинской «Луна и ее наблюдение».
Наблюдения лунных затмений. Лунные затмения отличаются
друг от друга глубиной погружения Луны в земную тень, интенсив-
интенсивностью и цветом затемненной Луны. Форма края земной тени на Луне,
окраска тени и их изменение в ходе затмения, видимость различ-
различных деталей лунной поверхности характеризуют состояние земной
4Г
Фаза солнечной ошявноош
Рис 217. Зависимость оценки балла лунного затмения от фазы солнечной ак-
активности @,0—минимум, 1,0— следующий минимум солнечной активности)
атмосферы, в том числе самых высоких ее слоев. Внимательное на-
наблюдение за всеми фазами лунного затмения и регистрация упо-
упомянутых характеристик могут дать интересные и важные сведения
для геофизики.
Весьма распространенной является оценка окраски и яркости за-
затмения Луны по шкале А. Данжона, выработанной им в связи с изуче-
изучением зависимости яркости земной тени от солнечной активности:
0 — затмение очень темное, в середине затмения Луны почти не
видно;
1 — затмение темно-серое, детали поверхности Луны различаются
с трудом;
2 — затмение темно-красное или рыжеватое, в середине затмения
центр более темный;
3 — цвет кирпично-красный, тень окружена серовато-желтой
каймой;
4 — затмение медно-красное, очень яркое, видны основные детали
поверхности Луны, кайма светло-голубоватая.
Обработка оценок 150 лунных затмений, зарегистрированных со
времен Тихо Браге, показала, что земная тень в течение двух лет
после минимума солнечной активности очень темна, но постепенно яр-
яркость ее усиливается. В течение трех — четырех лет перед следующим
минимумом тень Земли интенсивно окрашена в красный или оранжево-
красный цвет. Наступление максимума солнечной деятельности .да. со-
сопровождается каким-либо изменением постепенного увеличения
326

яркости земной тени, но во время минимума наступает внезапное
резкое уменьшение яркости затмений (рис. 217).
В книге чешского астронома Ф. Линка «Лунные затмения» приве-
приведена история и методика всех исследований лунных затмений и на-
намечены перспективы дальнейших работ. В некоторых из них могут
принять участие и любители.
Последовательное фотографирование различных фаз лунного за-
затмения (без светофильтров и с их применением) и последующая фото-
фотометрия полученных снимков может дать распределение яркости внутри
земной тени и ее изменения во времени. (Простой прибор для фото-
фотографической фотометрии описан М. А. Мильхикером в ЗиВ, 1967,
№ 2, 79—82.)
3. Наблюдения планет
На рис. 218 показаны видимые размеры планет при их наибольшем
и наименьшем расстояниях от Земли. В табл. XXX даны соответству-
соответствующие угловые размеры планет. В ней даны также звездные величины
планет в наибольшем и наименьшем блеске.
Рис. 218. Относительные видимые размеры планет при наибольшем при-
приближении к Земле и при наибольшем удалении от нее. Диск Солнца в этом
масштабе имеет диаметр 93 еж. Отношение истинных размеров см. рис. 41.
Наблюдатель, умеющий точно зарисовать подмеченные детали
поверхности, пользуясь телескопом с отверстием не менее 125 мм
E дюймов) при прозрачной атмосфере, может получить ценные для
науки результаты.
Как известно, рассматривание фотографий планет, даже получен-
полученных с большими инструментами, вызывает чувство разочарования
в этом мощном методе исследования. На большинстве фотографий
326

видно гораздо меньше подробностей, чем при непосредственном на-
наблюдении в трубу,— все детали поверхности размыты, туманны, как
будто вне фокуса. Замывание деталей объясняется колебаниями воз-
воздуха в течение сравнительно длительной выдержки. Терпеливый
наблюдатель, выбрав подходящее увеличение (не обязательно самое
большое), может дожидаться момента мгновенного спокойствия возду-
воздуха, усмотреть и запомнить, а потом немедленно зарисовать ту или
иную деталь и вновь терпеливо ждать следующего благоприятного
момента. Из-за того же неспокойствия атмосферы, которое замывает
детали на фотографии планеты, бывает невыгодно применять большие
Таблица XXX
Расстояния от Земли, видимые угловые размеры
и звездные величины планет
Планета
Меркурий
Венера .
Марс . .
Юпитер
Сатурн .
Уран . .
Нептун .
Плутон .
Расстояние
от Земли
(в а. е )
наиб.
1,47
1,73
2,61
6,45
11,07
21,07
31,31
50,5
0,53
0,27
0,38
3,95
8,00
17,29
28,80
28,75
Угловой fkfa
ториальный
диаметр
наиб
12",9
66,0
25,7
50,1
20,9
3,7
2,2
0,3
4",5
9,6
3,5
30,4
15,0
3,1
2,0
0,2
Блеск (в звездн.
величинах)
наиб
-lOT,0
—4,3
—2,8
2 2
—0,4
+5,4
+7,6
-3,0
+ 1,6
-1,9
+ 14,3
+ ,
+6,0
+7,7
3
увеличения. Конечно, наблюдатель, напряженно вглядываясь в еле
различимые мелкие детали, склонен то, что он видит, дополнять тем,
что ему кажется (или хочется увидеть). Средством против этого могут
служить только непредубежденные и независимые повторные наблю-
наблюдения. Весьма ценными являются одновременные, но совершенно
независимые друг от друга зарисовки нескольких наблюда-
наблюдателей. Их последующее сравнение может дать более объективные
данные о характере тех или иных деталей, чем зарисовки одного на-
наблюдателя. В этом случае совершенно обязательно, чтобы наблюдатели
не только не показывали друг другу рисунков во время работы, но
и не обменивались впечатлениями о виденном.
Для облегчения обработки рисунков с целью определения поло-
положения различных деталей на поверхности планет в Приложении VIII
даются две сетки: сплющенная для наблюдений Юпитера и Сатурна
и круговая для планет, не имеющих заметной сплющенности.
Как обычно, необходимо в журнале наблюдений записывать дан-
данные об использованном инструменте и взятом увеличении, о качестве
изображений, дату и момент наблюдений, ориентировку диска (стр. 309,
327

рис. 205), а также фазовый угол планеты -ф, который определяется на-
направлениями из центра планеты на Солнце и к Земле (рис. 219). Фазой
планеты Ф называется отношение площади освещенной части видимого
диска ко всей его площади. Связь фазы планеты с фазовым углом дает
формула
= cos2-J-. (83)
Фазовый угол нижней планеты может меняться от 0 до 180° и,
следовательно, фаза — от 1 до 0. Для верхних планет фазовый угол
достигает максимума в квадра-
квадратурах. Для Марса это не более
48°,3, для Юпитера — 1Г,6, а
для всех других — меньше 10°.
Фаза планеты Марс всегда боль-
больше 0,84, а для других верхних
планет — еще ближе к единице,
т. е. всегда освещен почти весь
видимый диск.
Венера. Ее звездная величи-
величина в максимуме блеска дости-
достигает —4ОТ,3. В наибольшем блес-
блеске Венера бывает за 36 дней до
нижнего соединения и через
Рис. 219. Фазовый угол планеты. 36 ДНеЙ ПОСЛе НеГО (рИС. 220).
Угловой диаметр планеты в это
время 40", а ширина серпа 10". В это время на Земле в безлунные
ночи можно видеть довольно резкие тени, которые дают предметы,
освещенные Венерой. При благоприятном расположении относительно
I I I 1 I II
ь
+4,0 +3,0 +2,0
+1.0
0,0
-1,0 -2,0 -3,0 -4,0
Рис. 220 Пределы изменения блеска ярких планет по сравнению с блеском несколь-
нескольких ярких звезд
Солнца и горизонта ее можно видеть даже днем невооруженным гла-
глазом. Подобно Луне Венера проходит последовательность фаз: от тон-
тонкого узкого серпа вблизи нижнего соединения с Солнцем до полукруга
в моменты наибольших элонгации и полного диска вблизи верхнего
соединения. Благодаря наличию атмосферы на Венере ее рога видны
гораздо дальше границ, определяемых направлением падающих на по-
поверхность Венеры солнечных лучей. При очень узком серпе бывает
виден слабо светящийся ободок, охватывающий неосвещенную Солн-
328

цем часть диска планеты. Вследствие этих же сумеречных явлений
искажается форма освещенного диска Венеры при фазах, близких
к единице, т. е. когда видимый диск Венеры почти полностью освещен
Солнцем. Оказывается, что между вычисленной фазой и наблюдаемой
существует некоторое систематическое различие (это было установлено
советскими любителями астрономии).
Представляет интерес точная регистрация формы рогов и величины
дуги, стянутой рогами. Лучше всего на заранее нарисованном кружке
(диаметром 4—5 см) по возможности точно определить положение
концов серпа. Рисунок надо сопровождать точным указанием момента
времени и направления суточной параллели. Суточную параллель
можно наметить либо по направлению одной из нитей окуляра, кото-
которая перед наблюдениями ориентируется вдоль параллели, либо по
смещению планеты в поле зрения при неподвижной трубе.
Особое внимание надо уделить наблюдению формы терминатора
(границы между освещенной и неосвещенной частями поверхности
планеты). Как известно, Венера покрыта густым слоем облаков,
сквозь которые не видно поверхности планеты. Однако неоднократно
замечались разные особенности в виде зазубрин терминатора, размытых
темных и светлых пятен, которые как-то отражают физическую при-
природу поверхности планеты. Помимо зарисовок этих пятен надо оцени-
оценивать их интенсивность в какой-нибудь произвольной шкале, например,
пятибалльной. Иногда контрастность деталей можно усилить свето-
светофильтрами (синим или голубым, желтым или оранжевым *)).
Важно отметить момент, когда терминатор превращается в прямую
линию. Иногда на Венере наблюдается явление, аналогичное пепель-
пепельному свету Луны: видна часть неосвещенного диска планеты. Важно
установить, позволяет ли пепельный свет видеть весь диск планеты
или видна только его часть у терминатора **).
Марс. Наблюдения Марса требуют достаточно мощных оптиче-
оптических средств, обычно недоступных любителям. Угловой диаметр
Марса меняется в пределах от 3//,5до25//,7. При самых благоприятных
условиях при 75-кратном увеличении диск Марса кажется почти таких
же размеров, как диск Луны, рассматриваемой простым глазом.
Детали его поверхности (см. Приложение II) позволяют с легкостью
определить период вращения Марса вокруг оси. Он равен 24h37m23s .
Полярные шапки Марса особенно отчетливо обнаруживают изменения,
соответствующие смене времен года на этой планете. Как всякую
верхнюю планету, Марс выгоднее всего наблюдать во время противо-
противостояний. Благоприятные противостояния бывают в августе — сентяб-
сентябре, а менее благоприятные в феврале — марте. Это зависит от рас-
расстояния между Землей и Марсом во время противостояний (рис. 221).
Так как обе планеты движутся по эллиптическим орбитам, то это
*) Некоторые наблюдатели считают, что выгоднее наблюдать Венеру при закате
Солнца или в сумерки, чем на фоне ночного неба, когда ее яркий блеск слепит глаза.
**) Примеры обработки наблюдений Венеры см. в № 5 A2) и № 7 A4) Бюллетеня
ВАГО за 1949 г. и в № 12 A9) за 1953 г.
329

расстояние меняется *). Наибольшее сближение планет — «великое
противостояние») повторяется через 15 или 17 лет. Последнее великое
противостояние было в 1956 г., ближайшее будет 10 августа 1971 г.,
следующее — 18 сентября 1988 г. В эпохи великих противостояний
Марс соперничает в блеске с Венерой, во времена своих наибольших
удалений от Земли он несколько ярче Полярной звезды.
Представляют интерес сезонные изменения на поверхности планеты:
изменение величины и формы полярных шапок, появление и усиление
7999
7967
7977
7975
Рис 221. Противостояния Марса до 1999 г. Подчеркнуты даты «великих
противостояний» /7 — перигелий, А — афелий орбиты Марса. Расстояния —
в млн км
темных (синевато-зеленого цвета) пятен. При ознакомлении с деталями
поверхности Марса не следует пользоваться какими-либо картами или
рисунками планеты. Как и во всех других случаях, наблюдения
должны быть совершенно независимы: непредубежденный наблюдатель
должен возможно более точно регистрировать только то, что он видит.
Все обстоятельства наблюдений (хорошая или плохая видимость де-
деталей, фаза Луны, яркая заря, облачность и т. д.), должны быть отме-
отмечены в журнале. При зарисовках для ориентировки надо указывать
направление суточной параллели.
На поверхности Марса иногда замечаются белые пятна, которые
быстро меняют свою форму и пропадают. Вероятнее всего, это облака
*) На условия видимости влияет, конечно, положение планеты относительно
эклиптики (астрономическая широта Марса).
330

в атмосфере Марса, а иногда твердые осадки (иней) на поверхности.
Помимо этого иногда наблюдаются внезапные изменения прозрачности
отдельных мест диска Марса — помутнения. Некоторые астрономы
считают их облаками желтой пыли, которую поднимают ветры на по-
поверхности планеты. Контрастность деталей несколько возрастет, если
наблюдение вести через желтый или красный светофильтры.
Можно наметить следующую программу для наблюдателей, обла-
обладающих небольшими телескопами:
1. Зарисовка деталей поверхности планеты, рассматриваемых
сквозь светофильтры (красный, желтый, зеленый и синий). При этих
зарисовках необходимо отмечать время с точностью до 1—2 минут
и оценивать в пятибалльной шкале видимость различных пятен на
поверхности Марса.
2. Определение контраста между темными пятнами и сушей, между
светлыми пятнами и сушей при рассматривании сквозь разные свето-
светофильтры.
3. Определение расположения белых и пылевых облаков.
4. Определение размеров и оценка яркости полярных шапок по
отношению к центру диска.
5. При особенно благоприятных условиях наблюдений, позво-
позволяющих использовать большие увеличения,— определение видимости
«каналов», их формы и строения.
Внимательное и систематическое наблюдение всех этих деталей,
в особенности в телескоп с отверстием не меньше 5—6 дюймов, может
открыть новые закономерности и новые явления на этой интересной
планете *). На длиннофокусном телескопе с объективом в 200—250 мм
можно поставить задачу фотографирования Марса с окулярной ка-
камерой (стр. 317), причем очень интересно получать со светофильтрами
снимки, на которых имеются отпечатки фотометрического клина или
трубчатого фотометра.
Малые планеты. В периоды противостояний самых ярких малых
планет можно надеяться увидеть некоторые из них в виде слабых
звездочек. В табл. 30 для ярких астероидов дана звездная величина
во время противостояний. Как указывалось выше (стр. 87), у некото-
некоторых из них обнаружены колебания блеска (см. табл. XXXI), наблю-
Таблица XXXI
Периоды Р и амплитуды А колебаний блеска некоторых малых планет
Название
Церера
Паллада
Юнона
Веста
р
9h05m
И 23?
7 13
10 41
А
0ml
?
0,2
0,1
Название
Геба
Ирис
Мельпомена ....
р
7h l6m
7 08
6 05
8 06
А
0т,2
0,2
0,5
0,2
*) Пример наблюдений Марса см. АВ 1, 188, 1967.
331

дения которых можно производить по методу, применяемому для
переменных звезд. Эти наблюдения осложнены тем, что малые планеты
непрерывно перемещаются среди звезд, что заставляет менять звезды
сравнения. При этом каждую новую звезду сравнения надо тщательно
сопоставлять с предыдущими. Это касается визуальных, а также
фотографических наблюдений, которые можно ставить лишь на длин-
длиннофокусных камерах с инструментами с часовым механизмом.
Эфемериды ярких малых планет даются в астрономических ежегод-
ежегодниках и, в частности, в АК, а также в специальном ежегодном издании
ИТА «Эфемериды малых планет».
Юпитер. Даже в небольшую трубу (начиная с 4—6 дюймов)
Юпитер с его четырьмя яркими спутниками производит сильное впе-
впечатление. В эпохи противостояний Юпитер виден всю ночь. Великие
противостояния происходят раз в 83 года. Последнее было в 1951 г.
9*35я»''
Рис. 222. Схематический рисунок, показывающий расположе-
расположение темных полос и светлых зон на поверхности Юпитера:
1 — южная полярная область, 2 — южная умеренная полоса с
Красным Пятном, 3 — южная умеренная зона, 4 — южная
тропическая полоса, 5 — экваториальная зона с тонкой эква-
экваториальной полосой, 6 — северная тропическая полоса, 7 —
северная умеренная зона, 8 — северная умеренная полоса,
9 — северная полярная область. Стрелка отмечает направление
вращения планеты. Справа — соответствующие периоды
вращения.
Сплюснутый диск Юпитера пересечен темными и светлыми поло-
полосами, расположенными параллельно экватору планеты (см. рис. 51).
Диск планеты ярче в центре, чем по краям (это хорошо видно на фото-
фотографиях), что свидетельствует о наличии обширной атмосферы. Вслед-
Вследствие быстрого вращения планеты облачные образования в ее атмо-
атмосфере располагаются вдоль экватора, причем интенсивность, цвет,
ширина и само расположение образующихся полос меняются с течением
времени, иногда в течение месяцев.
Имеется 11 определенных полос или течений: главные из них пока-
показаны на рис. 222. В 1878 г. в южном полушарии планеты на широте
332

около 20° было обнаружено большое овальное «Красное Пятно» *),
как бы «обтекаемое» облаками. Его размеры 40X 13 тыс. км. Оно на-
наблюдается вот уже несколько десятков лет, становясь то более замет-
заметным и усиливаясь в своей интенсивности, то почти исчезая. В 1901 г.
на той же широте появилась темная полоса длиной около 70 000 км.
Это Южное Тропическое Возмущение. Оно движется вдоль полосы
быстрее, чем Красное Пятно и, обгоняя его, обтекает его двумя пото-
потоками.
Иногда на поверхности планеты появляются пятна, которые со-
сохраняются в течение нескольких месяцев.
Рис 223 Вычерчивание диска Юпитера.
Представляет несомненный интерес определение положения полос,
измерение их ширин окулярным микрометром или шкалой, помещен-
помещенной в фокусе трубы, а также получение зарисовок деталей поверхности
Юпитера. Для зарисовки планеты надо заранее начертить сплюснутый
круг со сжатием 1/16. Это можно сделать так: наметить квадрат со
сторонами в 2,5 мм (рис. 223), из верхнего и нижнего углов провести
дуги радиусом в 26 мм, длиной в четверть окружности, причем из ниж-
нижнего угла провести дугу вверху, а из верхнего — внизу; из правого
угла направо, а из левого налево провести дуги радиусом в 22,5 мм.
Все эти дуги вместе образуют фигуру сплюснутого диска Юпитера **).
Вне диска надо наметить направление экватора планеты. На полу-
полученном сплюснутом круге мягким карандашом наносят все детали,
различимые в моменты хорошей видимости. Ввиду быстрого вращения
Юпитера весьма важно точное указание времени наблюдения. Для ре-
регистрируемых деталей необходимо указывать моменты прохождения
через центральный меридиан, делящий диск точно пополам.
В самих полосах необходимо отличать все детали — выступы,
углубления, перемычки, разветвления и пр. При наблюдениях с по-
помощью рефлектора или ахроматического рефрактора можно заметить
*) Можно предполагать, что его видел еще в 1665 г. Кассини.
**) Можно воспользоваться контуром координатной сетки Приложения VIII.
333

различия в цвете полос и отдельных деталей. Вообще говоря, окраска
полос преимущественно желтая, желто-серая, коричневая, но встре-
встречаются зеленоватые, серые и голубоватые полосы и детали.
Так как на рисунке трудно отобразить различие интенсивностей
полос и деталей, то полезно дополнить рисунок оценками интенсив-
интенсивности деталей по семибалльной шкале, в которой самые яркие части
экваториальной зоны соответствуют баллу 0, а самые темные пятна —
баллу 5 (темнее их только тень спутника — балл 6). В силу быстрого
вращения планеты одно наблюдение должно отнимать не более 10—
15 минут. Повторные наблюдения (независимые от первых) полезно
проводить через час-полтора *).
Рис 224 Различные положения спутника относительно Юпитера (Солнце расположено справа
за спиной у наблюдателя). / — западная элонгация, 2 — спутник скрывается за диском Юпитера,
3 — спутник показывается из-за диска планеты, 4 — спутник попадает в тень, отбрасываемую
планетой (затмение спутника), 5 — спутник показывается из тени Юпитера, 6 — восточная
элонгация, 7— спутник вступает на диск планеты (начало прохождения по диску Юпитера),
8 — на диске появляется тень спутника, 9 — спутник начинает сходить с диска планеты, 10 —
тень спутника сходит с диска Юпитера. (Рисунок заимствован из голландского «Атласа Вселен-
Вселенной», составленного Б. Эрнстом и Т. де Фризом, 1958)
Представляют большую ценность измерения интегрального
блеска Юпитера, который, по-видимому, за последние сто лет показы-
показывал существенные изменения. К сожалению, в прошлом эти наблюдения
не были достаточно регулярными. Они должны быть достаточно точны
и обеспечены хорошими величинами звезд сравнения. Это очень бла-
благодарная задача для фотоэлектрических наблюдений.
Для сравнения блеска планет и для обнаружений истинных коле-
колебаний блеска его приводят к так называемым стандартным
условиям, а именно: расстояние от Солнца=1 а. е., расстояние
от Земли также 1 а. е. и фазовый угол (стр. 328) 0°.
Скромным оптическим средствам любителя доступны только четыре
самых ярких (галилеевых) спутника Юпитера, представляющиеся све-
светящимися точками, не имеющими видимого диска. Они быстро меняют
свое расположение относительно планеты, оставаясь всегда почти
на одной прямой, проходящей вдоль экватора Юпитера. В течение
нескольких часов наблюдений можно заметить покрытие спутника
Юпитера, затмение спутника, попавшего в тень планеты, или тень
спутника на поверхности планеты (рис. 224). В АК дается располо-
расположение галилеевых спутников относительно диска планеты на каждый
*) Образцы весьма интересных обработок наблюдений Юпитера см. в сборнике
ВАГО «Наблюдения. Исследования планеты Юпитер», 1967.
334

день и эфемериды затмений спутников. Их наблюдение требует хоро-
хороших часов, поправка которых должна быть известна с точностью до
1—2 секунд. Вследствие вращения спутников вокруг осей наблю-
наблюдаются колебания их блеска.
Сатурн. Сатурн с кольцами — одно из замечательных астрономи-
астрономических зрелищ. Уже в трехдюймовый телескоп можно разглядеть так
называемую щель Кассини, которая делит кольцо Сатурна на две части.
Диск планеты темнее к краям, что также является следствием погло-
поглощения света в атмосфере большой толщины. Представляют интерес
зарисовки полос быстро вращающегося Сатурна (сплюснутость ди-
диска Vn). Интересны определения блеска звезд при покрытиях их
кольцами Сатурна. К этим оценкам, которые надо делать через равные
промежутки времени в течение всего прохождения, надо приложить
рисунок, на котором отметить путь звезды относительно Сатурна и
его кольца, и список звезд сравнения (еще лучше — карту окрестно-
окрестностей с отмеченными звездами сравнения). О методах определения бле-
блеска см. в разделе 7 этой главы.
На рис. 55 (стр. 92) показан вид Сатурна в различные годы.
Из спутников Сатурна можно во время противостояний планеты
увидеть Титан, блеск которого в это время 8ОТ,3, и, быть может, Япет
(9ОТ,5 в периоды его элонгации).
Наблюдения остальных планет Солнечной системы возможны только
в большие телескопы. Пользуясь данными АК и подробной картой,
можно попытаться отыскать Уран и Нептун и проследить за их пере-
перемещением среди звезд. Уран перемещается в год на 4—5°, Нептун —
всего на 2°.
4. Наблюдения комет
Этот раздел можно было бы озаглавить «Открытие и наблюдение
комет», ибо терпеливый наблюдатель даже со скромными оптическими
средствами может открыть комету. Каждый год открывается около
десятка комет, причем некоторые обнаруживают астрономы-любители;
иные даже прославились как «ловцы» комет *). Надо хорошо знать
звездное небо и иметь звездный атлас, соответствующий проницающей
силе употребляемого инструмента и содержащий звездные скопления
и туманности, которые наблюдатель мог бы принять за комету.
Для поисков комет выгодно пользоваться короткофокусными свето-
светосильными инструментами (так называемыми кометоискателями), а
также мощными биноклями с увеличением 8—10 раз **). Системати-
Систематически просматривая каждую ясную ночь все небо, стараясь не про-
пропустить ни одного участка, можно обнаружить туманное пятнышко
*) Так, например, японский любитель К. Икейа за четыре года открыл четыре
кометы, в том числе ставшую известной комету Икейа — Секи.
**) При фотографировании звездного неба надо стараться как можно скорее
проявить снимок и тщательно сравнить его с соответствующим местом подробной
карты или с ранее полученным снимком этой области неба При этом можно заметить
слабую комету, еще недоступную визуальным наблюдениям с небольшими теле-
телескопами.
335

в таком месте, в котором на карте не показана ни туманность, ни звезд-
звездное скопление. Это пятнышко может оказаться еще далекой от Солнца
кометой. Окончательную уверенность можно получить из повторных
наблюдений. Уже через несколько часов можно заметить некоторое
смещение кометы относительно окружающих звезд. Так как комета
становится ярче, приближаясь к Солнцу, то для поисков комет осо-
особенно важно обследовать те части ночного неба, которые ближе рас-
расположены к Солнцу. Поэтому при наблюдениях в первой половине
ночи особое внимание надо обратить на западную часть неба, в сере-
середине ночи — на северную, а под утро — на восточную. Для поисков
комет лучше выбирать темные безлунные ночи, хотя узкий серп Луны
не очень мешает таким наблюдениям.
При наблюдениях с телескопом выгодно брать малое увеличение:
при этом туманности и кометы лучше выделяются на фоне неба. При
большом увеличении поверхностная яркость кометы меньше и ее труд-
труднее заметить. Из этих же соображений выгодно брать положительный,
а не отрицательный окуляр, так как в последнем поле зрения всегда
несколько светлее.
Обнаружив комету, надо тщательно определить ее положение,
отметить точный момент наблюдения и, если это возможно, оценить
в результате повторных наблюдений направление и скорость ее дви-
движения среди звезд. Эти данные надо возможно скорее передать по теле-
телефону в ближайшее астрономическое учреждение или по телеграфному
адресу «Москва, ГАИШ» в Государственный астрономический инсти-
институт имени Штернберга. В телеграмме надо указать момент времени,
к которому относится приводимое положение кометы. Так как вслед-
вследствие прецессии экваториальные координаты звезд непрерывно ме-
меняются, то необходимо указать эпоху координатной сетки того атласа
или карты, которыми пользовался наблюдатель. Телеграмма будет
иметь примерно такой вид: «Молния Москва ГАИШ 13 февраля 22 часа
30 минут московского времени открыл комету четвертой величины
Персее вблизи Дельты координаты три часа сорок две минуты склоне-
склонение 48 градусов эпохи 1920 года Николай Костров».
Дополнительное указание созвездия и названия близкой яркой
звезды является некоторым контролем к координатам. Если при пере-
передаче вкрадется ошибка в цифры, комету сумеют отыскать по этому
описанию. Если комета обладает хвостом, надо указать его длину
(в градусах) и общий вид (прямой, искривленный, двойной и т. д.).
Обсерватория, получив такое сообщение, особым международным
цифровым кодом (см. табл. 102) посылает сообщение в Бюро астроно-
астрономических телеграмм MAC, которое извещает по телеграфу все обсер-
обсерватории мира. Впоследствии комета получит имя первого открывшего
ее *). Отправив телеграмму с известием об открытии, надо немедленно
*) В начале комета обозначается годом открытия и малой буквой латинского
алфавита (в порядке открытия). Окончательное обозначение кометы состоит из года,
номера (римской цифры) в порядке моментов прохождения перигелия и фамилии
открывшего (или двух-трех фамилий лиц, независимо открывших комету).
Так, например, комета 1957f= 1957 IX называется кометой Латышева — Вильда —
Бэрнхема,
336

послать почтой более подробное сообщение об открытии, приложив
к нему звездную карту окрестностей и все данные об инструменте,
а также краткие сведения о себе и свой адрес.
Открыв или разыскав на небе (по указанным в печати координатам)
комету, можно вести систематические наблюдения двух родов: измере-
измерения положений кометы и астрофизические наблюдения. Орбиту кометы
вычисляют, если имеется не менее трех наблюдений ее положения
на небе. Чем больше наблюдений, тем увереннее можно вычислить
орбиту. Поэтому каждое измерение положения кометы имеет ценность.
Чтобы наблюдение положения кометы имело максимальную точ-
точность, надо тщательно определить расстояние кометы по обеим коор-
координатам (см. стр. 293) до нескольких ближайших звезд, положения
которых можно найти в каталогах или атласах *).
Астрофизические наблюдения над кометой включают определения
ее суммарного блеска и изучение формы кометы — измерение диаметра
ее головы, длины и ширины хвоста, яркости ядра, оболочки, облачных
образований в хвосте и т. д. Зная направление и форму хвоста, можно
определить его тип по классификации Бредихина — Орлова. Тип
хвоста определяет собой его физическое строение и химический состав.
Суммарный блеск кометы важен для изучения ее физической природы.
Если бы комета была твердым непрозрачным телом, отражающим свет
Солнца подобно планетам, то ее суммарный блеск менялся бы обратно
пропорционально квадратам расстояний кометы от Солнца г и от Зем-
Земли d. Непосредственные измерения суммарного блеска комет показы-
показывают, что он меняется пропорционально 1/W2, где /г>2, и различно
для разных комет и для разных расстояний кометы от Солнца. Для ряда
комет п получилось приблизительно 4, так что при изменении рас-
расстояния от Солнца вдвое суммарный блеск кометы изменялся в 15—
20 раз **).
Оценки суммарного блеска кометы можно производить методами
наблюдений переменных звезд. Однако, так как комета представляется
туманным пятнышком, приходится выводить звезды из фокуса (лучше
всего выдвигая окуляр) до тех пор, пока внефокальные изображения
звезд не станут похожими на изображение кометы. Это выведение
из фокуса будет сказываться меньше на изображении кометы, чем
на изображениях звезд. Если же речь идет о большой яркой комете
с хорошо развитым хвостом, то здесь всякие определения, изме-
измерения и описания будут иметь большую ценность. Систематические
зарисовки (если это возможно, белым карандашом на черной бумаге)
формы хвоста, описание видимого строения головы, определение ве-
величины и яркости ядра, положения и движений облачных образований
в хвосте, если они обнаружатся, наблюдения прохождений звезд за
*) Вообще же точные положения (до десятых долей секунды времени по а и до
одной секунды по 6) выводятся лишь из измерений фотографий кометы на особых из-
измерительных машинах.
**) Характеристикой суммарного блеска кометы является звездная величина
кометы при r= I a. e. nd=\ а. е., которая называется ее абсолютной звездной вели-
величиной и обозначается Но : Н0—т—51gd—2,5 nig r (см. табл. 28).
337

хвостом кометы и измерения изменений (иногда даже резких, типа
вспышек) их блеска в это время — вот неполный перечень возможной
программы наблюдений ярких комет. К сожалению, такие кометы
появляются редко. После кометы Галлея 1910 г. появилось лишь семь
комет, развивших хвост, видимый невооруженным глазом (последние
в 1965 и 1970 гг.). Вообще же ежегодно открывают по нескольку сла-
слабых, так называемых телескопических комет. Следить за кометой удает-
удается обычно в течение одного — двух месяцев. После этого она слабеет
либо скрывается в лучах Солнца.
Рис. 225. Фотография кометы Мркоса, наблюдавшейся в августе 1957 г. (получена любителем
астрономии мисс Фуджита, США).
Фотографирование комет. С инструментом, снабженным часо-
часовым механизмом, можно попытаться получить фотографию кометы.
С длиннофокусным рефрактором иногда достаточно выдержки в
в 5—10 минут, чтобы получить ясное изображение ядра кометы. Же-
Желательно получить серию снимков с различными выдержками (или
на одной пластинке получить ряд изображений, сдвигая немного трубу
или кассету и меняя выдержку). Для фотографирования хвоста кометы
предпочтительнее короткофокусная светосильная камера. Большая
светосила дает возможность при не очень продолжительной выдержке
338

получить на фотографии хвост кометы далеко от головы. Такая фото-
фотография может дать представление о строении кометы. Сравнение ряда
снимков, полученных с небольшими перерывами, позволит определить
скорости истечения вещества из головы кометы и движения облачных
образований в хвосте. Для фотографирования рефрактор должен быть
снабжен не только часовым механизмом, но и иметь хорошие микро-
метренные ключи, так как для того, чтобы изображение К(млты на
фотографии не смазалось вследствие ее движения среди звезд, гиди-
ровать (вести трубу) надо не по звездам, а по ядру самой кометы.
Установив его в центре поля зрения и пустив часовой механизм,
надо микрометренными ключами непрерывно в течение всей экспози-
экспозиции передвигать трубу вслед за кометой. Тогда все звезды получатся
на пластинке в виде черточек (см. рис. 60), а комета выйдет со всеми
деталями. Фотопластинки должны быть наивысшей чувствительности,
а выдержку приходится соразмерять со светосилой фотографической
камеры и освещенностью неба. Во время безлунной темной ночи вы-
выдержка может длиться более часа. Проявлять пластинки надо контраст-
контрастным проявителем.
5. Наблюдения метеоров *)
Общие указания к наблюдениям. Явление метеора отличается
от многих других своей неожиданностью и кратковременностью, что
заставляет очень тщательно готовиться к наблюдениям и во время
самих наблюдений быть все время начеку.
Прежде всего надо научиться определять звездную величину ме-
метеора, сравнивая его со звездами. Рекомендуется отмечать звездную
величину наиболее яркой части метеора (если у метеора были вспыш-
вспышки, это должно быть отмечено). Угловая длина метеора в градусах
определяется из сравнения с расстояниями между звездами, которые
можно найти по карте. Угловую скорость метеора принято оценивать
в условной 5-балльной шкале: 5 — очень быстрый, 3 — средний,
1 — медленный; очень редко наблюдаются точечные, стационарные,
т. е. неподвижные метеоры **), которым приписывается балл 0. Полезно
уметь определять цвет метеора, очерченность и другие свойства.
Перед началом систематических метеорных наблюдений необходимо
потренироваться в нанесении путей метеоров на звездную карту.
Не следует наносить пути метеора среди звезд непосредственно
на карты звездного атласа — это приведет к его быстрой порче. Необ-
Необходимую для наблюдений звездную карту надо заранее скопировать
на кальку или бумагу, отметив звезды приблизительно до 4-й звездной
величины. При наблюдениях не очень интенсивных потоков такой кар-
картой можно пользоваться в течение двух-трех ночей. Годятся любые
звездные карты достаточно крупного масштаба (например, карты
«Звездного атласа» А. А. Михайлова, «Наука» 1969 г.).
*) Раздел написан Б. Ю. Левиным, а к четвертому изданию пересмотрен и до-
дополнен А. Н. Симоненко при участии Р. Л. Хотинка.
**) Это значит, что метеор находится очень близко к своему радианту, т. е.
летит прямо на наблюдателя.
339

Применяя карты, начерченные в гномонической проекции, или пе-
перенося пути метеоров с карты на специальные сетки *), радианты
можно найти как точки, в которых пересекаются продолженные назад
пути метеоров.
Наблюдатель должен уметь определять принадлежность метеора
к тому или иному потоку. Легче всего научиться этому во время дейст-
действия активных потоков (табл. 31), определяя их радианты. Определив
положение радианта, сравнивают его с табличным (табл. 35). Площадь
радиации составляет обычно 1—2°. Большие площади пересечения пу-
путей метеоров свидетельствуют о низкой точности нанесения путей ме-
метеоров на карты.
Метеоры одного потока сходны между собой по цвету, очерчен-
ности, наличию следов, вспышек и т. д. Сходство характеристик
позволяет относить метеоры к тому или иному потоку, что важно
в тех случаях, когда одновременно действует несколько близко распо-
расположенных радиантов. Опытные наблюдатели могут достаточно уверен-
уверенно определять принадлежность метеора к потоку без нанесения на
карту, если его радиант находится в поле зрения.
Организация наблюдений. Место для наблюдений должно быть
выбрано так, чтобы намеченная для наблюдений область неба была
хорошо видна, а сам наблюдатель защищен от постороннего света.
Наблюдатель должен удобно расположиться; если избранная об-
область неба находится высоко над горизонтом, надо сидеть, удобно
откинувшись назад, или даже наблюдать лежа. Ни в коем случае
нельзя наблюдать, запрокидывая голову назад,— это нарушает кро-
кровообращение и вызывает уменьшение остроты зрения.
Наблюдатель должен иметь под рукой слабый источник света,
журнал наблюдений, часы, звездную карту. Источник света должен
освещать только часы, бумагу или карту. Очень удобен карманный
электрический фонарик. Для ослабления света лампочка должна быть
обернута красной материей.
Полезно иметь под руками бинокль на случай, если какой-либо
метеор оставит длительный след.
При счете метеоров можно вести запись в темноте, не отрывая
глаз от неба. Для этого накладывают на бумагу картон с горизон-
горизонтальными прорезями, в которых и производят запись, либо ведут
запись на верхнем краю листа бумаги и после каждой записи заги-
загибают исписанную полоску.
Поправка часов должна быть известна с точностью до одной мину-
минуты (случаи, когда требуется большая точность, отмечены особо).
Для точной регистрации промежуточков времени в несколько секунд
(например, регистрация длительности следа метеора) желательно
иметь часы с секундной стрелкой или секундомер.
Наблюдатель, систематически наблюдающий метеоры, должен
иметь две тетради для записей: одну, в которой ведется запись не-
*) ВАГО изданы для наблюдений метеоров четыре карты неба в гномонической
проекции. Их можно выписать по адресу: 103009, Москва, К-9, Абонементный ящик
918, ВАГО.
340

посредственно во время наблюдений, и другую, в которую все записи
переносятся начисто по окончании наблюдений или на следующий
день.
В журнал наблюдений записывается (как заголовок): 1) место
наблюдений, 2) фамилии наблюдателей, 3) дата наблюдений, 4) цель
наблюдений, 5) поправка часов до и после наблюдений, 6) время на-
начала и конца наблюдений, 7) состояние неба (наличие облачности
или дымки, Луны, положение Луны по отношению к наблюдаемой
области, ее фаза), 8) состояние наблюдателя (бодрое, усталое, сон-
сонливое и т. д.), 9) размеры поля зрения и координаты его центра, при
телескопических наблюдениях — применяемое увеличение.
Во время наблюдений записи делаются мягким простым каран-
карандашом. Они являются основным документом и должны тщательно сох-
сохраняться. Вносить при переписывании в чистовой журнал какие-либо
изменения нельзя. Форма записи зависит от цели наблюдений.
Для того чтобы внимательность наблюдателя не снижалась к кон-
концу наблюдений (это особенно важно при счете метеоров), они должны
длиться, как правило, не более четырех часов. Кроме того, во время
наблюдений необходимо регулярно делать перерывы для отдыха.
Зимой перерывы приходится делать чаще, чем летом; во вторую по-
половину ночи — чаще, чем с вечера. Для удобства обработки наблюде-
наблюдений желательно, чтобы интервалы между перерывами составляли круг-
круглое число минут. Нерегулярные перерывы на 1—2 минуты крайне не-
нежелательны; во всех случаях перерывы необходимо отмечать в журнале
наблюдений.
Среднюю продолжительность времени, затрачиваемого наблю-
наблюдателем на нанесение метеоров на карту и запись в журнал, жела-
желательно определять путем специального хронометрирования, с тем,
чтобы его можно было учесть при обработке наблюдений.
Основные задачи наблюдений. Визуальные наблюдения ме-
метеоров в течение последних десятилетий обычно проводились по уни-
универсальной программе, охватывающей различные стороны явления.
Многие вопросы метеорной астрономии, которые могли быть решены на
основе таких универсальных наблюдений, уже изучены, и поэтому
будущие наблюдения метеоров желательно проводить, заранее имея
в виду изучение того или иного конкретного вопроса. Это даст воз-
возможность организовать их наивыгоднейшим образом и получить цен-
ценные результаты.
Можно указать ряд важных с научной точки зрения вопросов
метеорной астрономии, которые могут быть исследованы на основе
несложных любительских наблюдений.
Изучение метеорных потоков. Когда Земля, двигаясь по
своей орбите, погружается в поток метеорных частиц и затем выходит
из него, численность метеоров сначала нарастает, достигает мак-
максимума и затем снова спадает. В зависимости от ширины потока и
условий его пересечения Землей он наблюдается от 10 часов (Квад-
рантиды) до месяца (Персеиды). На эти изменения численности метео-
метеоров, связанные с различием в пространственной плотности метеорных
341

тел в разных местах сечения роя, накладываются изменения числен-
численности, связанные с изменением зенитного расстояния радианта в пунк-
пункте наблюдения. Систематический счет метеоров в течение всего времени
активности потока позволит отделить одну причину изменений чис-
численности от другой и найти распределение пространственной плот-
плотности метеорных тел вдоль той дуги, по которой Земля пересекла рой.
Период обращения вокруг Солнца метеорных тел, образующих
рой, составляет обычно несколько лет или несколько десятков лет.
Поэтому в разные годы Земля встречает различные части роя. Если
метеорные тела распределены вдоль орбиты неравномерно, то в раз-
разные годы численность метеоров одного и того же метеорного потока
будет различной. Поэтому изучение распределения метеорных тел
вдоль орбиты требует повторных наблюдений.
Важной характеристикой роя метеорных тел является распре-
распределение этих тел по массе. Оно различно для разных роев и даже
для разных мест одного и того же роя. Все метеоры какого-либо потока
имеют одинаковую скорость, и потому различия в их блеске обуслов-
обусловлены различием в массах (размерах) метеорных тел. Зная распреде-
распределение метеоров по звездным величинам (функцию светимости), можно
найти распределение метеорных тел по массе.
На интервале в несколько звездных величин функция светимости
обычно оказывается близкой к геометрической прогрессии, т. е. если
А(т) и А(т-\-\) — число метеоров m-й и (т+1)-й звездных величин, то
/1 \ftl ~т~ ') /о л \
A (rn) ' v '
где х — постоянная, заключенная для большинства потоков между
2 и 4 (в среднем около 2,5). Формула (84) является приближенной и,
если определять функцию светимости для большого интервала звезд-
звездных величин, то к оказывается различной для разных частей этого
интервала.
Функции светимости вида (84) соответствует следующий закон
распределения метеорных тел по массе М:
С^-; (85)
где /(М)ДМ — число метеорных тел с массами от М до М+ДМ,
s=\+2,5x\gK. (86)
Постоянная х определяет зависимость силы света метеора /, ха-
характеризуемой визуальной оценкой его звездной величины, от массы
метеорного тела: /=Ci/Vl*. Часто считают, что *=1, хотя, по-видимому,
х^0,8. Для большинства метеорных роев s заключено в пределах
от 1,6 до 2,2.
Метеорные потоки могут сильно отличаться по скорости вступ-
вступления метеорных тел в земную атмосферу, от чего в сильной сте-
степени зависит их блеск. Метеорные тела, создающие метеоры, нап-
например, 5-й звездной величины, в потоке, движущемся навстречу
342

Земле, приблизительно в 40 раз меньше (по массе), чем в медлен-
медленном потоке, догоняющем Землю. Численность метеорных тел быстро
возрастает при переходе от крупных к мелким [см. формулу (85I.
Поэтому мы преувеличиваем плотность встречных потоков и недооце-
недооцениваем плотность догоняющих потоков. Для того чтобы при обра-
обработке наблюдений иметь возможность правильно провести пересчет
и найти сравнимые друг с другом данные о численности метеоров
разных потоков, надо знать х для этих потоков.
Для главных активных потоков положение радианта и его сме-
смещение за время действия потока известно в настоящее время с боль-
большой точностью (зачастую на основании фотографических наблюде-
наблюдений). Поэтому определение радиантов таких потоков, как Квадранти-
ды, Лириды, Персеиды, Ориониды, Тауриды, Леониды, Геминиды и
ряд других, может иметь лишь учебный характер.
Каждую ясную ночь видны метеоры слабых потоков (с малым
количеством метеоров). Слабые потоки изучены недостаточно и по-
потому их нужно регулярно наблюдать, нанося метеоры на звездные
карты и определяя их радианты. В частности, плохо изучены сла-
слабые радианты, действующие в окрестностях радианта каждого ак-
активного потока одновременно с этим потоком. Однако только квалифи-
квалифицированные наблюдатели, умеющие весьма точно наносить метеоры
на карты, могут рассчитывать на то, что им удастся выделить метеоры
слабых радиантов среди множества метеоров активного потока.
Известны случаи, когда слабые или совсем не известные потоки
неожиданно давали в течение нескольких часов значительную числен-
численность метеоров. Это значит, что мы имели дело либо с потоком, у ко-
которого метеорные тела очень неравномерно распределены вдоль ор-
орбиты, и произошла встреча с главной, плотной частью роя, либо с по-
потоком, орбита которого так изменилась под действием планетных
возмущений, что произошло улучшение условий встречи Земли с роем.
(Планетные возущения могут также отклонить поток от орбиты
Земли, т. е. могут вызвать исчезновение потока.) Наблюдения таких
неожиданных активных потоков представляют собой особенно большой
интерес.
Изучение спорадических метеоров. Метеоры, не принадле-
принадлежащие потокам, называют спорадическими, случайными. Они порожда-
порождаются метеорными телами, в одиночку движущимися в межпланетном
пространстве. Условно к спорадическим метеорам наблюдатели относят
и метеоры слабых, невыявленных или просто не известных им потоков.
Радианты спорадических метеоров можно определять из базисных
наблюдений. Они разбросаны по всему небу, но больше всего их
в окрестностях апекса. Дело в том, что блеск метеора сильно зависит
от его скорости, и для того, чтобы создать метеоры одинакового блеска,
медленные частицы, догоняющие Землю со стороны антиапекса,
должны иметь массу на два порядка больше, чем быстрые встречные
частицы. Так как число метеорных тел быстро растет с уменьшением
их массы, это приводит к тому, что подавляющее большинство регистри-
регистрируемых спорадических метеоров движется со стороны апекса. Эффект
343

концентрации радиантов спорадических метеоров к апексу усиливается
тем, что наблюдения ведутся с движущейся Земли, и сложение ско-
скоростей метеора и Земли приводит к смещению видимого радианта
к апексу. Если же учесть оба описанных эффекта и рассматривать
не метеоры одинакового блеска, а метеорные тела в одном и том же
интервале масс, то окажется, что большинство их летит не навстречу
Земле, а догоняет ее.
Часовое число спорадических метеоров растет по мере того, как
апекс поднимается над горизонтом. Вечером видны редкие, медленные
и длинные метеоры, к утру их сменяют частые, быстрые и короткие.
Зимой спорадических метеоров меньше, чем летом. Отчасти это
объясняется меньшей высотой апекса в зимние месяцы, а отчасти —
неравномерным распределением метеорных тел вдоль земной орбиты.
Проводя счет спорадических метеоров, можно изучать общие
свойства метеорной материи в Солнечной системе: направление ее
движения, пространственную плотность. Большую ценность пред-
представляют ряды наблюдений, выполненные одними и теми же наблюда-
наблюдателями. Наблюдать надо в течение всего темного времени нескольких
последовательных ночей или в одни и те же часы на протяжении
нескольких месяцев.
Пространственная плотность метеорных тел в межпланетном про-
пространстве определяется как раз телами, которые порождают споради-
спорадические метеоры. Ежегодно они приносят на Землю несколько
миллионов тонн вещества, которое распыляется в атмосфере и мед-
медленно оседает на поверхность.
Вклад метеоров потоков в общий приток метеорного вещества
невелик. Геминиды, Тауриды и Персеиды приносят по нескольку
десятков тонн в год, Квадрантиды и т]-Аквариды — по нескольку
тонн, Ориониды, Лириды и Леониды — по нескольку сот килограммов.
Лишь в годы метеорных дождей доля потоков возрастает.
Определение высот метеоров несколько лет назад представ-
представляло интерес для оценок плотности воздуха на высоте 80—125 км.
В настоящее время плотность этих высоких слоев атмосферы успешно
изучается с помощью геофизических ракет.
Поэтому любители астрономии должны теперь сочетать определение
высот метеоров с наблюдениями длительных следов (см. следующий
пункт), с тем, чтобы знать, к какой высоте относятся данные о ветре,
получаемые по смещению следа.
Наблюдения метеорных следов. Яркие метеоры, в особенности
принадлежащие к быстрым потокам (например, Персеиды, Леониды),
зачастую оставляют на своем пути кратковременные следы. Изуче-
Изучение следов важно для уточнения физической теории метеоров и для
исследования влияния метеоров на электрические свойства атмо-
атмосферы (ионосферы). Исключительный интерес представляют дли-
длительные следы, видимые в течение нескольких секунд, а иногда и не-
нескольких минут. За это время они, увлекаемые атмосферными тече-
течениями, успевают сместиться среди звезд (рис. 226). По направлению
и скорости этого смещения можно найти направление и скорость
345

ветров в высоких слоях атмосферы. Ценность таких наблюдений значи-
значительно повышается, если одновременно определяется высота метеора,
а вместе с тем и его следа (см. стр. 356).
Счет метеоров активных потоков. Число метеоров, заме-
замечаемых наблюдателем, зависит не только от истинной их численности,
определение которой и является целью наблюдений, но также от вы-
высоты радианта, от размеров и высоты над горизонтом наблюдаемого
участка неба, от прозрачности атмосферы и яркости фона неба и, на-
наконец, от остроты зрения и от внимательности наблюдателя.
Острота зрения и внимательность наблюдателя могут быть оценены
путем наблюдений по методу двойного счета (стр. 349).
Для учета изменений прозрачности атмосферы, влияния лунного
света и других подобных факторов записывается предельная види-
видимость звезд в наблюдаемой области неба.
Необходимость учета размеров и вы-
высоты над горизонтом наблюдаемого уча-
участка неба часто упускалась из виду при
проведении счета метеоров. Если наблю-
наблюдать какое-либо определенное созвездие,
то в течение ночи его высота над гори-
горизонтом будет меняться. Точно учесть
влияние этого изменения высоты на чи-
численность метеоров невозможно. Поэтому
счет метеоров следует вести на участке
неба, занимающем неизменное положе-
положение по отношению к горизонту. Наблю-
Наблюдаемый участок неба следует ограничить
с помощью специальной круглой рамки
(рис. 227). Можно воспользоваться обычным гимнастическим кругом,
установив его на шестах так, чтобы ограниченное им поле зрения име-
имело диаметр около 50° *).
Размеры отверстия и положение поля зрения должны регистри-
регистрироваться в журнале наблюдений. Рамку, ограничивающую поле зре-
зрения, следует располагать горизонтально. В противном случае даже
небольшие горизонтальные перемещения головы наблюдателя приве-
приведут к значительному изменению просматриваемого объема атмосферы,
в котором вспыхивают метеоры.
Участок следует выбирать по возможности выше над горизонтом
(нижняя граница его не должна быть ниже 30° над горизонтом).
Регистрируемое число метеоров уменьшается по мере увеличе-
увеличения зенитного расстояния радианта г. Это связано с тем, что поток
метеорных тел при косом падении распределяется по большей пло-
площади атмосферы и в ограниченную рамкой область их попадает меньше.
Кроме того, чем более наклонно движутся метеорные тела, тем слабее
оказываются порождаемые ими метеоры. Это приводит к тому, что
*) При крайне редко случающихся «метеорных дождях», когда число метеоров
может достигать нескольких сотен в минуту, считать метеоры на таком большом участ-
участке трудно и следует применять меньшие участки.
Рис 227 Рамка, ограничивающая
поле зрения наблюдателя метеоров.
346

с увеличением z все большая часть метеоров оказывается недоступной
наблюдениям из-за уменьшения их блеска. Приближенно учесть дей-
действие обеих причин можно, деля наблюденное число метеоров на cos2z,
что даст численность при радианте, как бы находящемся в зените.
На самом же деле зависимость численности от высоты сложнее, и для
ее изучения необходимо проводить наблюдения при различных поло-
положениях радианта, например, начиная их вскоре после восхода радиан-
радианта или продолжая их почти до его захода.
Наряду с метеорами изучаемого потока в наблюдаемом участке
неба будут появляться отдельные метеоры других слабых потоков.
Для надежного опознавания метеоров потока надо наблюдаемый уча-
участок неба выбрать поближе к радианту изучаемого потока.
Рис 228 Организация наблюдений многократного счета метеоров (пять наблюдателей,
один секретарь)
Рис. 228 дает представление об организации многократного счета
метеоров, т. е. счета метеоров несколькими наблюдателями. Круго-
Круговые рамки ограничивают для каждого наблюдателя поле поперечником
62° с центром в зените. Электрическим фонариком сигнализируют сек-
секретарю о пролете метеора в поле зрения данного наблюдателя. Харак-
Характеристики метеоров (см. ниже) сообщаются словами.
Перед наблюдениями следует по координатам радианта (табл. 31)
найти его положение на звездной карте, а затем с помощью карты найти
и запомнить его положение среди звезд на небе. В дальнейшем при
записях в журнале наблюдений метеоры, принадлежащие потоку,
должны отмечаться специальным значком.
Наименее подготовленные наблюдатели могут вести простой счет,
состоящий в регистрации общего числа метеоров, замеченных в наб-
наблюдаемом участке неба за некоторый промежуток времени. Этот про-
347

межуток времени может равняться одному часу для слабых потоков и
5—10 минутам во время максимума обильного потока. В журнале
наблюдений записывается время начала и конца каждого промежутка
и число замеченных метеоров (отдельно для метеоров изучаемого по-
потока и прочих).
Несколько большей подготовки наблюдателя требует квалифи-
квалифицированный счет, при котором одновременно отмечаются физические
характеристики метеоров, в первую очередь их блеск, угловая ско-
скорость и угловая длина пути. Между этими величинами существует за-
зависимость, отображающая зависимость
между массой и скоростью метеор-
метеорного тела и длиной его видимого пути,
т. е. длиной того участка его траек-
траектории в атмосфере, на котором проис-
происходит свечение.
Появление и исчезновение метеора
могут произойти в пределах наблю-
наблюдаемого участка неба или вне его
(рис. 229). Это удобно отмечать сле-
следующими знаками:
метеор появился и исчез в пределах
наблюдаемого участка ++;
метеор появился в пределах уча-
участка и вылетел за его границу -\—;
метеор появился вне участка, но
исчез в пределах участка Ь;
метеор появился и исчез вне участка и только пересек его .
При коллективных наблюдениях метеорных потоков счет метеоров
невооруженным глазом чрезвычайно интересно дополнить счетом
слабых, телескопических метеоров. Для этого в бинокль или в те-
телескоп (при минимальном увеличении) наблюдается радиант или
очень близкая к нему область*). При обработке наблюдений необходимо
знать поле зрения бинокля или телескопа.
Наблюдения в бинокль или телескоп позволяют найти очень точ-
точное положение радианта, и потому обычно при этом проводится не
только квалифицированный счет, но и нанесение метеоров на карту **).
Счет метеоров слабых потоков и спорадических метео-
метеоров. Для наблюдения следует выбрать участок неба, не меняющий
своего положения по отношению к горизонту и странам света. Лучше
всего выбрать его вблизи небесного меридиана, т. е. в северной или юж-
южной части небосвода. Наблюдаемый участок ограничивается так, как
это было описано выше.
*) Вдали от радианта угловая длина и угловая скорость метеоров велики. При
наблюдениях в бинокль или телескоп метеоры будут быстро пересекать поле зрения,
и наблюдатель вообще не заметит метеор или не успеет запомнить его положение.
Поэтому приходится отказаться от требования постоянства высоты над горизонтом
наблюдаемого участка неба и наблюдать около самого радианта, потому что вблизи
него угловая длина и угловая скорость метеоров малы.
**) Для этого необходимо иметь атлас с картами крупного масштаба.
Рис. 229 Схема обозначения метеоров,
наблюдавшихся в поле зрения.
348

Вечерние часы благоприятны для наблюдений метеоров, дого-
догоняющих Землю, а утренние часы — для встречных метеоров. Для
равномерного охвата наблюдениями тех и других метеоров важно,
чтобы середина наблюдений приходилась как раз на полночь по мест-
местному времени. Можно наблюдать, например, с 23h до lh по местному
времени или еще дольше, делая небольшие перерывы для отдыха, но
можно наблюдать 1—2 часа с вечера и 1—2 часа под утро (например,
с 20h до 22h и затем с 2h до 4h по местному времени).
Если подобная организация наблюдений невозможна, то следует
наметить какие-либо определенные часы ночи и строго соблюдать их
в продолжение всех наблюдений.
Представляют научную ценность длинные серии однотипных наб-
наблюдений. Особенно ценны наблюдения, проводимые в течение года
или даже нескольких лет. При наличии нескольких наблюдателей
интересны одновременные наблюдения северного и южного участков
неба.
Когда нет активных потоков, число метеоров мало и поэтому не
представляет труда вести не простой, а квалифицированный счет и,
кроме того, регистрировать направление полета.
Регистрация этих величин позволит опытным наблюдателям в не-
некоторых случаях выявить наличие радианта в пределах наблюдаемого
участка неба или вблизи него без нанесения метеоров на карту.
Направление полета отмечается условно в «часах». В точку появ-
появления метеора мысленно помещается центр часового циферблата и
записывается, к какому делению циферблата было направлено движе-
движение метеора. В таком случае 6h означает направление вертикально
вниз, 3h — вправо, 9h—влево и т. д.
Предельная видимость звезд регистрируется, как указано выше.
Если при счете спорадических метеоров наблюдатель замечает
высокую активность какого-либо радианта, необходимо внимательно
проверить это. Следует повернуться так, чтобы этот радиант ока-
оказался в пределах наблюдаемого участка неба. Надо в журнале наблю-
наблюдений помечать специальным знаком метеоры из этого радианта, запи-
записав также его предполагаемое положение среди звезд. Желательно на-
нанесение метеоров на звездную карту с целью определения координат
радианта (см. ниже).
Двойной счет метеоров. Даже в пределах ограниченного
участка неба наблюдатель, замечая все яркие метеоры, регистрирует
лишь малую долю слабых метеоров. Для того чтобы узнать, какая
доля метеоров той или иной звездной величины замечается наблюда-
наблюдателем, необходимо провести наблюдения по методу двойного счета.
Два наблюдателя, расположившись под одинаковыми рамками,
одновременно наблюдают один и тот же участок неба и совершенно
независимо друг от друга регистрируют замечаемые ими метеоры.
При обработке наблюдений надо иметь возможность установить,
какие метеоры были замечены обоими наблюдателями. Для этого они
должны регистрировать не только звездные величины метеоров, но
и моменты их пролета и приблизительно положение в поле зрения.
349

Истинные поправки часов могут быть известны с точностью до
1 мин, но часы следует сверить до и после наблюдений с точностью
до 1 секи с такой же точностью регистрировать момент пролета метео-
метеора. Все перерывы в наблюдениях должны быть строю согласованы.
Пусть А(т) — истинное число метеоров m-й звездной величины
в наблюдаемом участке неба, А^т) и А2(т) — числа метеоров этой
звездной величины, замеченных гвервым и вторым наблюдателями,
А\2(т) — число метеоров, замеченных одновременно обоими наблюда-
наблюдателями, и, наконец, rji(m) и г\2(т) — коэффициенты замечаемости
обоих наблюдателей для метеоров т-и звездной величины. Тогда
Ал (т) = тI (т) А (т)\ А2 (т) = гJ (т) А (т),
Л12 (т) = Лх (т) А2 (т) = т|2 (т) Аг (т).
Следовательно,
Мя) = АШ^1, (87)
¦ы-»-Ш- ^-Ш- <88>
Применение этих формул становится более надежным с увеличе-
увеличением А12(т). Во всяком случае АХ2(т) долЬкно быть не менее 10. У ква-
квалифицированных наблюдателей значения г\(т)у определенные по раз-
разным сериям наблюдений, должны быть близкими. Различия этих
значений покажут, что наблюдатель еще недостаточно тренирован
для проведения счета метеоров с научными целями.
Формула (87) позволяет найти истинное число метеоров при наб-
наблюдении по методу двойного счета, а формулы (88) дают коэффициент
замечаемости отдельных наблюдателей, которые могут быть использо-
использованы в тех случаях, когда эти наблюдатели будут наблюдать пооди-
поодиночке.
Проведение по методу двойного счета всех наблюдений, связанных
со счетом метеоров, дает очень ценные научные результаты. Если же
это невозможно, то следует время от времени проводить двойной
счет метеоров с целью определения коэффициентов замечаемости для
наблюдателей, участвующих в наблюдениях численности метеоров.
Условия наблюдений при двойном счете должны при этом как можно
точнее воспроизводить условия отдельных наблюдений (ограничение
поля зрения рамкой и т. п.).
Метод двойного счета, конечно, может быть распространен на слу-
случай трех и более наблюдателей. Увеличение числа независимых наб-
наблюдателей повышает точность результатов.
Главной целью наблюдений по методу двойного счета является изу-
изучение численности и функции светимости метеоров. Если значения
А(т), вычисленные по формуле (87), нанести на график, на котором
по горизонтальной оси отложено т, а по вертикальной lg A(m)y то
при функции светимости вида (84) точки должны расположиться вдоль
прямой. Постоянная к определяется по наклону этой прямой к гори-
горизонтальной оси (tg<p=lgx).
350

Наблюдения по методу двойного (или многократного) счета позво-
позволяют, кроме того, определить систематические и случайные ошибки
наблюдателей в оценке звездных величин и других физических харак-
характеристик метеора.
Журнал наблюдений метеоров по методу двойного
или многократного счета (без нанесения на карту)
\ Набл.
\
\
\
\
№ ме- \
теора \
1
2
3
4
I
3
1
II
0
2
4
ш
4
1
3
1
IV
4
1
2
5
V
0
—
4
По-
Поток
п
П
С
п
Полож.
в рам-
рамке
+ +
- +
н—
+ +
'"ср
со
балл
у гл.
скорости
Примечания. 1.В графах записывается блеск метеора по данным каждого
наблюдателя; прочерк — наблюдатель не видел метеора.
2. Если наблюдатель видел метеор, но не определил блеск, ставится + ; это не-
необходимо для последующей обработки
3. П — изучаемый поток, С — спорадический.
4. тср — заполняется после наблюдений.
5. со отмечается баллами: 5 — быстрый, 3 — средний, 1 — очень медленный.
Предварительные результаты определения численности метео-
метеоров желательно направлять в ВАГО, например, по следующей схеме:
Дата
Всего . .
т
п
п'
nh
i %
Распределение по звездным величинам
— \т и ярче
Всего . .
Ow
\т
2т
Зт
5»п
Т — чистое время наблюдений в часах, п — общее число метеоров, п' — число
метеоров потока, nh — часовое число метеоров, яп — часовое число метеоров потока,
i% — отношение метеоров потока к общему числу.
Изучение радиантов слабых потоков. Для проверки сущест-
существования тех или иных радиантов, уточнения их координат и выявле-
выявления вновь появившихся радиантов необходимо наносить пути метео-
351

ров на звездную карту. Если метеоры наблюдаются в окрестностях
радианта, со всех сторон от него, то его координаты определяются
точнее всего (рис. 230). Если же наблюдаемый участок неба располо-
расположен далеко от радианта, то эти линии пересекаются под острыми уг-
углами, и потому небольшая ошибка в регистрации пути метеора сильно
смещает точку пересечения и ведет к большой ошибке в определении
координат радианта. Поэтому при изучении заранее известного ра-
радианта следует наблюдать его непосредственные окрестности, а при
0
-70
-Ж
-за
---у|
3S0
350 340 330 320 310 300 290 23D
Рис. 230. Пример определения радианта на сетке Лоренцони. Радиант
6-Каприкорнид (а = 324°, 6= —16°) 6 августа 1961 г по наблюдениям
в Ашхабаде.
выявлении новых радиантов удается надежно определить координаты
только тех из них, которые лежат в пределах наблюдаемой области
или вблизи нее.
Если наблюдения ведутся нерегулярно, то главной целью сле-
следует ставить проверку существования и изучение известных радиан-
радиантов. Можно взять какой-либо каталог радиантов (например, при-
приведенный в Постоянной части Астрономического Календаря) и для
каждой ночи наблюдения выбирать ту область неба, в которой в дан-
данную ночь имеется радиант (или радианты) и которая в часы наблюде-
наблюдений удобно расположена.
Интересные результаты могут быть получены, если систематиче-
систематически (в течение ряда лет) следить за радиантами, которые давали в от-
352

дельные годы значительное число метеоров (см. табл. 32), либо сле-
следить за так называемыми кометными радиантами, т. е. радиантами,
вычисленными по элементам орбит комет, проходящих вблизи земной
орбиты *).
После пролета метеора наблюдатель не должен сразу переводить
взгляд на часы или карту, а должен сначала запомнить путь метеора
среди звезд (направление полета и положение точек появления и исчез-
исчезновения). Например, метеор появился около у Андромеды, летел в нап-
направлении, параллельном линии, соединяющей аир Треугольника,
исчез около линии, соединяющей а Андромеды и р Овна. Вовсе не обя-
обязательно знать названия тех звезд, по отношению к которым запо-
запоминается путь метеора, но надо уметь найти их на карте. Заметив мо-
момент времени по часам, наблюдатель наносит путь метеора на карту,
помечает стрелкой направление его движения и около точки исчезно-
исчезновения указывает его порядковый номер, а затем в журнал наблю-
наблюдений записывает порядковый номер метеора, звездную величину, уг-
угловую длину, угловую скорость, цвет, очерченность и какие-либо осо-
особенности (например, наличие вспышек, следа и т. п.). Момент пролета
при этих наблюдениях можно отмечать с точностью до нескольких
минут.
Ценность наблюдений возрастает, если проводить их непрерывны-
непрерывными сериями много ночей подряд (насколько позволяет погода и Луна),
наблюдая одну и ту же область неба. Тогда можно будет не только уста-
установить наличие радиантов, но и определить срок действия каждого
из них и найти ход численности метеоров в течение этого срока.
Наблюдения с целью определения высот метеоров. Для
определения высоты метеора необходимо из д в у х пунктов зарегист-
зарегистрировать его видимый путь среди звезд (базисные наблюдения). При
визуальных наблюдениях наблюдатели располагаются на расстоянии
30—50 км друг от друга, а при телескопических на расстоянии
0,5—2 км.
Обработка таких наблюдений дает, кроме высоты метеора, приб-
приближенное положение его индивидуального радианта, что позволяет
более уверенно установить его принадлежность к тому или иному
потоку.
Пункты наблюдения желательно выбирать таким образом, чтобы
прямая, их соединяющая (базис), была направлена по возможности
перпендикулярно к направлению на радиант. Для того чтобы оба
наблюдателя могли замечать одни и те же метеоры, они должны наб-
наблюдать одну и ту же область атмосферы на высоте около 80 км. В этом
случае расстояния до метеора будут минимальными и ошибки в нане-
нанесении метеоров на карты скажутся меньше. При визуальных наблю-
наблюдениях выгоднее всего наблюдать ту область, которая расположена
над серединой базиса. Наблюдатели на концах базиса должны
*) Краткий список таких радиантов приведен в табл. 34, а полный их список
опубликован Е. Н. Крамером в Известиях Астрон. обсерватории Одесского гос. ун-та,
т. 3, 1953, и И. С. Астаповичем в Трудах Института физики и геофизики АН Туркмен-
Туркменской ССР, т. 1, 1955.
12 П. Г. Куликдвский 353

располагаться лицом друг к другу и фиксировать свое внимание на
участке неба, центр которого отстоит от зенита на 10—30° (рис. 231).
При телескопических наблюдениях нужно наклонить оси биноклей
или телескопов так, чтобы они пересекались на высоте 80 км над
Рис. 231. Одновременные наблюдения метеоров из двух пунктов.
серединой базиса. Время начала и конца наблюдений, а также пере-
перерывы должны быть заранее согласованы.
Для того чтобы увеличить число метеоров, замеченных с обоих
концов базиса, надо, чтобы внимание наблюдателей было сосредото-
сосредоточено на нужных участках неба и не отвлека-
отвлекалось в стороны. Это может быть достигнуто с
помощью таких же «метеорных рамок», какие
рекомендовались выше при описании счета
метеоров.
Если наблюдения проводились в зенитной
области, то приближенное определение вы-
высоты метеора не представляет труда. Пусть
MxMi и М2М2 — положения метеора среди
звезд, видимые из пункта А я В соответствен-
соответственно. Как можно понять из рис. 232, «парал-
«параллактическое» смещение какой-либо точки ме-
метеора, т. е. кажущееся смещение, происходит
в плоскости, проходящей через эту точку и
пункты наблюдений. Каждой точке Р на
МгМг соответствует на М2М2 вполне опре-
определенная точка Q. Если а—азимут пункта В относительно Л, то
положение Q найдем, проведя через Р прямую под углом 360° — а к
небесному мериадианудо пересечения с М2М2. Измерив расстояние PQ
в градусах, находим величину параллактического смещения я вы-
выбранной точки. После этого приближенное значение высоты этой точки
Рис. 232. К базисным наблю-
наблюдениям метеоров.
354

вычисляется по формуле
где d — расстояние между пунктами наблюдений.
Если метеор оставил след или если наблюдались вспышки, то место
следа или вспышек помечается на карте, а описание записывается в
журнал наблюдений (в графе «Примеча-
«Примечания»). Очень важно отмечать смеще-
смещение следа (см. ниже) и звездную ве-
величину вспышек.
Во время очень обильных метеор-
метеорных потоков желательно проводить
Рис. 233. Фотографирование с Рис. 234. Фотография яркого метеора 28 ноября
неподвижной камерой. Снимок 1938 г., полученная В. А. Начапкиным (Душанбе),
двух метеоров. Объектив — Триотар Цейсса.
наблюдения с помощником (секретарем). Помощник по знаку наблюда-
наблюдателя (возглас «есть!») отмечает по часам время и под диктовку запи-
записывает в журнал остальные данные. Сам наблюдатель наносит путь
метеора на карту.
Фотографирование метеоров. С помощью любой светосильной
камеры удается фотографировать яркие метеоры. Камера может быть
V* 355

установлена неподвижно и направлена на нужный участок неба. Сни-
Снимок делается с выдержкой в 1—3 часа (при Луне приходится делать
меньшие выдержки) (рис. 233). Если камера следует за движением
звездного неба, то звезды получаются точками (рис. 234). В обоих
случаях надо записать момент пролета яркого метеора.
Так как яркие метеоры появляются редко, то один снимок метеора
удается получить в среднем за 100 часов экспозиции. Во время актив-
активных потоков, например, Персеид, один снимок получается в среднем
за 20 часов выдержки, а во время метеорных дождей Драконид в 1933 г.
и 1946 г. и Леонид 1966 г. число метеоров было так велико, что на од-
одной пластинке получилось
10—40 метеоров. Обычно
фотографирование метео-
метеоров ведут несколькими ка-
камерами, охватывающими
все небо, смонтированными
для удобства в так назы-
называемый метеорный патрупь
(рис. 235).
Случайные разрознен-
разрозненные фотографии метеоров
представляют малую науч-
научную ценность. Исключение
составляют только редкие
снимки с длиннофокусными
Рис 235 Малый портативный экспедиционный метеор- Камерами, На КОТОрЫХ ЗЭ-
ный патруль конструкции В В. Мартыненко (Симфе ЧЯСТУЮ МОЖНО ВИЛРТЬ ЛПОб-
рополь) Снят во время вращения обтюратора (фото Чснлую мижни ьидеib дрии
графия в л Боммара) ление и другие особенности,
незаметные на снимках ма-
малого масштаба. В то же время весьма ценными являются снимки одного
итого же метеора, сделанные из двух пунктов, причем хотя быв одном
из них перед объективом должен быть установлен обтюратор (зат-
(затвор), вращающийся со строго фиксированной скоростью (как на
рис. 235). Такие парные снимки позволяют найти высоту, скорость,
торможение и некоторые другие характеристики метеора, а также цен-
ценные данные о тех слоях атмосферы, в которых он наблюдался. Базис-
Базисное фотографирование метеора следует проводить во время действия
активных потоков. При выборе базиса и участка неба следует руко-
руководствоваться теми же указаниями, которые были даны при описа-
описании визуальных базисных наблюдений. В Постоянной части АК мож-
можно найти дополнительные советы как по организации фотографических
наблюдений, так и по визуальным наблюдениям метеоров.
Наблюдения следов метеоров. Регистрацию следов метеоров
желательно включать в программу квалифицированного счета. Осо-
Особенно важно это делать при наблюдениях активных потоков.
Для кратковременных следов, видимых в течение долей секунды,
надо оценивать их продолжительность и отмечать их положение по
отношению к началу и концу зидимого пути метеора. У длительных
356

следов надо регистрировать их смещения относительно звезд и изме-
изменения формы и ширины.
Надо сделать несколько последовательных зарисовок формы и
положений следа среди звезд, отмечая с точностью до секунды момент
каждой зарисовки *). Наблюдению таких следов очень помогает би-
бинокль: в него след виден дольше, чем невооруженным глазом, и кроме
того, легче регистрировать его ширину.
При зарисовке следа, наблюдаемого в бинокль, рисуется на глаз
карта нужного участка неба, а по окончании наблюдений этот участок
неба находится по подробному звездному ат-
атласу, копируется на кальку и затем поло-
положения следа перерисовываются с «самодель-
«самодельной» карты на эту копию. К зарисовке при-
прилагается подробное описание следа, а также
самого метеора (его звездная величина, про-
продолжительность и пр.).
Смещение ярких следов можно наблюдать
с помощью небольшого телескопа при наи-
наименьшем увеличении. Телескоп должен быть
установлен на прочном штативе. Заметив
яркий след, наблюдатель быстро наводит на
него телескоп, устанавливает в центре поля
зрения какой-либо сгусток в следе или излом
и закрепляет телескоп на штативе. Затем он
наблюдает смещение сгустка или излома. Ве-
Величину смещения X выражают в долях по-
поперечника поля зрения, а направление смещения у — в «часах», мы-
мысленно помещая циферблат в центре поля зрения (стр. 349). Наблюде-
Наблюдения ведут до полного исчезновения следа, а в случае необходимости
время от времени передвигают телескоп. Зная поле зрения телескопа
(стр. 276), можно определить смещение следа в градусах или мину-
минутах дуги. Для вычисления скорости дрейфа нужно знать еще зенитное
расстояние следа г и его азимут а. Пусть X — угловое смещение ка-
какой-либо точки следа в минутах дуги за время А/, у — позиционный
угол направления смещения, отсчитываемый от направления к зениту
по часовой стрелке, г и а — зенитное расстояние и азимут следа (см.
рис. 236). Тогда компоненты угловой скорости со выражаются фор-
формулами
Рис 236. К наблюдениям ме-
метеорных следов
X cos у
-—COCOSY,
sin у
(89)
= СО Sin у.
Предполагая, что след смещается в горизонтальном направлении,
*) Важно точно знать промежутки времени между последовательными зарисов-
зарисовками. Поэтому секунды записываются и в том случае, когда поправка часов точно не
известна.
.357

находим компоненты линейной скорости смещения:
Здесь vx — горизонтальная скорость в направлении азимута
(она положительна при удалении от наблюдателя), vy — горизон-
горизонтальная скорость в перпендикулярном направлении (т. е. в направ-
направлении азимута=а — 90°),
3438 ^агс * ' а ^—высота следа.
Когда Н выражено в км, то формулы (90) дают скорость в км/сек,
Н можно определить из базисных наблюдений, а если они не про-
проводились, то грубо принимают Н&70 км (средняя высота наиболее
яркой части длительных следов).
Большую ценность в настоящее время представляют фотографии
следов, особенно базисные. Получить их нетрудно. Любая свето-
светосильная камера (типа ФЭД) крепится к телескопу так, чтобы их оп-
оптические оси совпадали. Наведя телескоп на след, тем самым наводят
и камеру. Затем начинают фотографирование. Рекомендуются вы-
выдержки по 10—15 секунд с такими же перерывами между ними. После
каждой экспозиции пленку перематывают, чтобы изображения следа
не наложились друг на друга. Удобна камера «Ленинград» с автома-
автоматической перемоткой пленки. При быстром движении следа можно
все экспозиции сделать на один кадр, периодически прикрывая объек-
объектив каким-либо непрозрачным экраном при открытом затворе. Необ-
Необходимо следить за тем, чтобы при открывании и закрывании затвора
или объектива и при перемотке пленки камера не смещалась. Момен-
Моменты начала и конца экспозиций должны быть известны до Is.
Из-за малой яркости следов необходима максимальная чувстви-
чувствительность пленки. Наиболее простой способ повышения чувстви-
чувствительности состоит в предварительной засветке, которую можно осу-
осуществить, фотографируя белую стену, очень слабо освещенную рас-
рассеянным светом.
6. О сборе метеоритов и о наблюдении явлений,
сопровождающих падения метеоритов
Метеориты до последнего времени представляли собой единствен-
единственные небесные тела, доступные непосредственному лабораторному ис-
исследованию. Правда, в 1969 г. к ним прибавились образцы лунного
грунта, но тем не менее всестороннее изучение метеоритов чрезвы-
чрезвычайно важно для науки.
Лицам, обнаружившим метеорит и направившим его в Комитет
по метеоритам Академии наук СССР *), либо в республиканские Ко-
Комиссии по метеоритам, выдается денежная премия.
*) Москва, В-313, ул. Марии Ульяновой, д. 3, корп. 1,
358

Далеко не всегда можно отличить метеорит от обычных горных
пород, особенно если он долго лежал в земле и подвергался действию
воды и воздуха. Метеориты бывают: каменные, железно-каменные и
железные. Непосредственно после падения большинство из них имеет
неправильную обломочную форму: со всех сторон они покрыты тон-
тонкой черной корой плавления. Часто кора бывает блестящая, как бы
н
-120 км
-110
-100
¦90
¦ 80
• 70
-60
-50
-40
-30
-20
-10
\
/
С 1
Зона серебрис/тых
К
/ &I
1 ?
/
$tc\ Область
J^^задержки
А
1
//
обшакоб /
Г /
%/
X
V
ч
\
\
\
\
lit
Зона
дробления
метеорита
Метеоритный
дождь
Рис. 237. Болиды и метеориты А — быстрый болид, полностью
сгорающий в атмосфере, В — медленный болид, порождающий
одинокий метеорит, С — болид, претерпевающий дробление и
порождающий метеоритный дождь
покрытая лаком. Некоторые метеориты имеют конусообразную фор-
форму. В изломе они обычно серого цвета и напоминают куски земных
пород. Метеориты, долго пролежавшие в почве, приобретают темный
красновато-бурый цвет; каменные метеориты особенно быстро под-
подвергаются разрушению. Еще одной особенностью поверхности метео-
метеорита являются вмятины, напоминающие отпечатки пальцев на мягкой
глине (регмаглипты).
Каменные метеориты во многих случаях дробятся на части еще
в воздухе и выпадают в виде метеоритных дождей (рис. 237) По-
Поэтому, найдя каменный метеорит (в особенности, если он имеет следы
разлома), надо продолжить поиски в окружающей местности (иногда
359

на площади в несколько квадратных километров). Площадь, на кото*
рую выпал метеоритный дождь, обычно напоминает эллипс, вытянутый
по направлению полета (эллипс рассеяния).
Можно полагать, что в год на Землю падает около тысячи метео-
метеоритов весом до десятков килограммов. Из них только 4—5 становятся
достоянием науки. Остальные падают в моря и океаны, в пустыни и
безлюдные места.
В случае нахождения только что упавшего метеорита важно под-
подробное описание всех явлений, которые сопровождали падение. Необ-
Необходимо собрать как можно больше свидетельских показаний, чтобы
по ним восстановить картину явления, называемого болидом (стр. 104),
которое завершилось выпадением метеорита, и вычислить путь ме-
метеорного тела до его встречи с Землей.
Наблюдатель (или обследователь, если речь идет о сборе сведений
от очевидцев падения) должен зарегистрировать видимый путь болида
(среди звезд или относительно окружающих предметов), дату, время
и продолжительность полета, размеры и яркость болида, его видимую
во время полета форму, цвет, освещенность местности во время вспыш-
вспышки, поведение следа, который часто продолжительное время остается
на небе после пролета болида, звуковые явления; полезно сде-
сделать зарисовки или фотографии следа, а также места падения ме-
метеорита.
Обследование места падения также должно быть очень тщатель-
тщательным и результаты его должны быть подробно записаны. Сюда вхо-
входит: точное указание времени обследования, описание места падения
(план, рисунки), описание почвы, характера изменений, произведен-
произведенных падением метеорита, описание расположения самого метеорита
в момент его обнаружения и всех других обстоятельств. Все подробно-
подробности, касающиеся места падения и самого метеорита, весьма сущест-
существенны и должны тщательно фиксироваться. Всякий камень, похожий
на метеорит, надо непременно передавать местным властям для пе-
пересылки в одно из научных учреждений. Фамилии и адреса очевид-
очевидцев надо записать.
Инструкции по сбору метеоритов содержатся в книге Е. Л. Кри-
нова «Вестники Вселенной», а также в ЗиВ, 1965, № 3, 80—82 (статья
И. Т. Зоткина).
7. Наблюдения переменных звезд
В наблюдении переменных звезд традиционно принимают актив-
активное участие любители астрономии. Исследованию переменных звезд
посвящено много книг и статей. Имея в виду, что любитель астро-
астрономии, серьезно заинтересовавшийся переменными звездами, обра-
обратится к ним (стр. 379), приводим здесь лишь основные сведения о наб-
наблюдении переменных звезд и первоначальной обработке наблюдений.
Визуальные наблюдения. Сообразуясь со своими оптическими
средствами (бинокль, монокуляр, труба или невооруженный глаз),
наблюдатель может выбрать из таблиц 57 и 58 те переменные звезды
3G0

(для начала две-три), которые видны на небе в это время года *).
Простому глазу доступны переменные звезды до 4-й звездной вели-
величины, призменному биноклю — до 8-й, в телескоп с отверстием 8—
10 см можно наблюдать переменные звезды до 11—12-й величины.
В книге «Переменные звезды и способы их наблюдений» П. П. Паре-
наго и Б. В. Кукаркина имеются карты окрестностей и величины звезд
сравнения для большинства переменных звезд таблицы 58. Для всех
звезд таблицы 57 на стр. 530—534 даны карты окрестностей.
Для тех переменных звезд, для которых нет карт окрестностей и
нет звезд сравнения, надо, пользуясь каким-либо звездным атласом,
подобрать звезды сравнения и освоиться с их расположением как на
картах, так и на небе. Лучше выбирать темные ночи и предохранять
глаза от ярких источников света. Перед наблюдениями полезно по-
побыть некоторое время в темноте — чувствительность глаза увеличи-
увеличивается в 200 000 раз по сравнению с дневной чувствительностью через
час пребывания в темноте. Слабое красное освещение ускоряет процесс
адаптации к темноте. Фонарь, при свете которого записываются оцен-
оценки, должен быть очень слабым и давать узкий пучок лучей, освещаю-
освещающий нужное место журнала наблюдений. При наблюдениях надо рас-
располагаться как можно удобнее, так как иначе быстро наступающая
мышечная усталость скажется на точности оценок. При последова-
последовательных оценках одной и той же переменной надо стараться забыть
предыдущую оценку и новую делать совершенно независимо от преж-
прежних. Ошибку положения — зависимость оценки от положения линии,
соединяющей две сравниваемые звезды, можно устранить примене-
применением реверзионной призмы на окуляре — вращающейся призмы, поз-
позволяющей любую пару звезд увидеть на одной горизонтальной ли-
линии. Другой прием состоит в употреблении звезд сравнения, распо-
расположенных во всех направлениях от переменной.
В зависимости от амплитуды переменной приходится пользоваться
тремя -- четырьмя и большим числом звезд сравнения.
Для приобретения опыта в оценках надо начать с наблюдений
хорошо изученных переменных звезд, таких, как, например, б Сер,
т) Aql, p Lyr, р Per.
Оценивать блеск переменной звезды надо, сравнивая переменную
с двумя звездами неизменного блеска (звездами сравнения), из кото-
которых одна ярче, а другая слабее переменной. Для увеличения точности
лучше сравнивать с двумя-тремя такими парами. Само сравнение бле-
блеска звезд можно проводить по-разному, например, оценивая блеск
переменной в десятых долях «интервала» блеска между двумя звез-
звездами сравнения. Этот интерполяционный метод Пикеринга весьма
удобен в том случае, когда величины звезд сравнения известны.
Однако, имея в виду случаи, когда величины звезд сравнения
должны быть определены самим наблюдателем, предпочтительнее при-
привыкать к интерполяционно-степенному методу Блажко — Нэйланда.
*') Сведения о всех обозначенных переменных звездах даны в третьем издании
ОКЛЗ, которое вышло в Москве в 1969—1970 гг.
361

Это — сочетание интерполяционного метода Пикеринга со степен-
степенным методом, предложенным около 100 лет назад Аргеландером. Из-
Изложение способа степеней дано Аргеландером в следующих словах:
«Если две звезды, разница в блеске которых определяется, кажут-
кажутся мне всегда одинаково яркими или если я могу то одну, то другую
оценить как немного более яркую, то я называю такие звезды одина-
одинаково яркими и отмечаю это в записи тем, что обозначения их ставлю
рядом. Если сравниваются две звезды, а и 6, то я пишу ab.
Если мне на первый взгляд звезды кажутся одинаково яркими,
но при внимательном рассматривании и при повторном переносе
взгляда то с а на Ь, то с b на а звезда а кажется мне всегда или за ред-
редким исключением чуть заметно ярче 6, то я называю а на 1 степень
более яркой, чем 6, и обозначаю это а\Ьу а если, напротив, Ь ярче а,
то Ыа, так что всегда более яркая звезда становится перед числом,
а более слабая после него.
Если одна звезда кажется определенно и вне всяких сомнений
ярче другой, то такое различие принимается за две степени и обозна-
обозначается а2Ь, если а ярче Ь, или Ь2ау если b ярче а.
Бросающееся в глаза с первого же взгляда различие соответствует
трем степеням и обозначается аЪЬ или ЬЗа.
Наконец, оценка а\Ь обозначает еще более разительное отличие».
На первый взгляд понятие степени представляется весьма рас-
расплывчатым. Однако величина степени у наблюдателя довольно скоро
устанавливается (около 0т,1) и устойчиво держится постоянной.
В способе Блажко — Нэйланда для каждой оценки используются
также две звезды сравнения: одна ярче, другая слабее переменной.
Наблюдатель, вглядываясь попеременно то в одну, то в другую,
оценивает число аргеландеровских степеней, которые умещаются
между ними, затем переводит взгляд на переменную и таким же об-
образом оценивает число степеней между каждой из звезд сравнения и
переменной; производя это несколько раз, получает некоторым обра-
образом «согласованную» оценку.
Записывается это так (v обозначает переменную): a3v2b, a2v5b и т. д.
При оценках блеска надо:
1) звезды сравнения выбирать как можно больше подходящие к пе-
переменной по их блеску и цвету (последнее для устранения эффекта
Пуркиньё) *);
2) при наблюдении какой-нибудь звезды привести ее в центр поля
зрения; если обе звезды не видны одновременно вблизи центра поля
зрения, то переводить трубу или бинокль при каждой оценке блеска;
3) при наблюдении очень слабых звезд можно пользоваться бо-
боковым зрением, глядя не на саму звезду, а немного в сторону; цент-
*) Эффект Пуркиньё, связанный с цветностью источника света, заключается
в том, что в силу кумуляции (накопления) впечатления источник красного цвета ка-
кажется более ярким, чем источник такой же силы, но другого цвета; при удалении от
наблюдателя дольше будет виден как более яркий источник красного цвета (именно
поэтому всегда сигнальные огни, предупреждающие об опасности,— красного
цвета).
362

ральная часть ретины глаза менее чувствительна, чем остальные ее
части, и таким образом можно увидеть более слабые звезды; точность
таких наблюдений, однако, невысока;
4) момент наблюдения надо заметить по выверенным часам и за-
записать в журнале: при периодах переменных короче 0 ,2 отметить
время с точностью до 0d,0004, т. е. до 0,5 минуты (особое внимание
к ходу часов! регулярные поверки часов по радиосигналам времени!);
при периодах до 2d—3d требуемая точность 0d,001, т. е. около 2 ми-
минут; при периодах более 3d —0d,0,l, т. е. до 15 минут, для долгоперио-
дических переменных с точностью до 0d,l и даже до ld;
5) в журнале наблюдений вначале должны быть приведены все
сведения об инструменте, дата, поправка часов, затем название наб-
наблюдаемой звезды, момент, оценка, примечания.
Ненадежная оценка отмечается двоеточием «:», очень неуверенная
оценка сопровождается двойным двоеточием «::». Эти значки должны
всюду сопровождать оценку и выведенный из нее блеск переменной.
Особенно надежное наблюдение отметить знаком «!». В графе «Приме-
«Примечание» — данные о Луне (ее фаза и близость к переменной), облака,
туман и прочие метеорологические явления, заря, освещенность неба
фонарями (в городе), состояние наблюдателя (например: очень утом-
утомлен, нездоров и т. д.).
В журнале должны находиться карты открестностей переменных
с аккуратно отмеченными звездами сравнения. В журнале записи
ведутся в хронологическом порядке, иногда по нескольким пере-
переменным. Для дальнейшей обработки наблюдений надо завести для
каждой переменной особую тетрадь, в которую выписывать из журнала
моменты и оценки и заготовить для последующей обработки следую-
следующие графы: № п/п, время, юлианский момент (см. ниже), оценка,
блеск, фаза, примечание.
Наблюдая физическую переменную (стр. 150) со светофильтрами
(например, соответствующими фотометрической системе UBV\ стр
117), можно получить кривые блеска в разных лучах и кривую пока-
показателя цвета (например, В—1/), связанную с изменениями температу-
температуры поверхности переменной.
Счет времени. При исследовании различных периодических
астрономических явлений, в том числе изменений блеска переменных
звезд, пользуются предложенным в 1583 г. Жозефом Скалигером для
целей истории и хронологии особым счетом дней так называемого
«юлианского периода» *), или «юлианских дней». Счет этот ведется
от гринвичского полудня 1 января 4713 г. до нашей эры (—4712 г.
*) Юлианский период в 7980 лет= 28-19-15 лет представляет собой наименьшее
кратное трех циклов: солнечного в 28 лет, приводящего дни недели на те же числа
месяца, лунного цикла Метона в 19 лет, приводящего лунные фазы на прежние числа
месяца и периода в 15 лет, так называемого римского индиктиона, по прошествии
которого в римской империи взималась чрезвычайная подать Год 4713 до н.э. был
Первым годом одновременно во всех трех циклах. Конец первого юлианского периода
придется на 23 января 3268 года по григорианскому календарю. В астрономических
календарях даются числа юлианского периода на каждый день. В табл. 86 даны
юлианские даты начала (нулевого числа) каждого месяца с 1900 по 2000 гг.
363

по астрономическому счету лет) по юлианскому календарю. Он охваты-
охватывает собой почти всю историю человечества. Каждый день при этом
счете имеет свой порядковый номер. Юлианские сутки начинаются
в средний гринвичский полдень. Так, например, юлианская дата
2431255,0 соответствует 13,5 июня 1944 г. Моменты наблюдений вы-
выражают в юлианских сутках и их долях: например, 3 часа дня в Грин-
Гринвиче 2 августа 1942 г. будет соответствовать юлианской дате 2430574,125
(см. табл. 85—88).
Световое уравнение. При наблюдении короткопериодических
переменных приходится учитывать так называемое световое уравне-
уравнение, поскольку мы наблюдаем с движущейся Земли, т. е. из различ-
различных точек земной орбиты. Все моменты «приводятся к Солнцу» прибав-
прибавлением поправки, вычисляемой по формуле
М = —0d,0058 cos p cos (LQ—X)9 (91)
где X и р — эклиптические координаты звезды, Lq — долгота Солнца *).
Поправка может достигать +0d,0058=dz8m,306 (время прохождения
светом среднего расстояния от Земли до Солнца). Удобная номограмма
М. С. Зверева по а и б звезды сразу дает поправку А^ для любого дня
в году (Приложение XIII).
Средняя кривая. Световые элементы. Для переменных,
показывающих строгую периодичность, возможно сведение всех
наблюдений в одну среднюю кривую, так как кривая блеска во всех де-
деталях повторяется от периода к периоду.
Для этого надо вычислить фазу каждого наблюдения, т. е. про-
промежуток времени от момента ближайшего предшествующего макси-
максимума или (в случае затменных звезд) минимума.
Так называемые световые элементы переменной дают: момент
(«юлианскую» дату) некоторого начального максимума, иначе говоря,
начальную эпоху Го, и период Р. Тогда момент любого другого мак-
максимума вычислится по формуле
Тпы = Т0 + Р.Е, (92)
где Е — целое число (число эпох). Любой момент наблюдения Tt мож-
можно представить формулой
T/-To + P.? + 0d, (93)
где Tq+P-E дает момент ближайшего предшествующего минимума,
Ф6— фаза, выраженная в днях и долях дня, причем фаза всегда мень-
меньше, чем период Р.
Если эту формулу несколько видоизменить:
7'- — 70-.P.?-f-(Pd (94)
и разделить на Р9 то мы получим формулу
± (95)
*) Точнее, М— —0,0058 cosfS -R-cos (Lq—1), где # —радиус-вектор Земли,
выраженный в долях среднего расстояния Земли от Солнца.
364

где Фр — фаза, выраженная в долях периода. Эта формула
особенно удобна для вычислений на арифмометре. Предварительно вы-
вычислив величину 1/Р, устанавливаем на счетчике оборотов (окна слева)
эпоху начального максимума То (или минимума у затменных перемен-
переменных), а на спицах — величину 1/Р. В правых окошках каретки должны
быть одни нули. После этого, вращая рукоятку, устанавливаем на
счетчике оборотов юлианскую дату данного момента *). Тогда в пра-
правых окнах получим Е (число эпох) и Фр — фазу, выраженную в долях
Рис. 238. Перевод оценок блеска переменной в звездные величины
периода. Чтобы определить положение запятой, отделяющей целое
число Е от дробного числа ~- фазы, надо изменить начальную эпоху,
прибавив к ней округленное значение продолжительности одного пе-
периода. Тогда в правых окошках где-то выскочит число, близкое к еди-
единице. Эту-то единицу и надо отделить подвижной запятой. Для конт-
контроля правильности работы арифмометра надо в конце вычисления
серии фаз вернуться к начальной эпохе. Тогда в правых окнах должны
вновь выскочить нули.
Если величины звезд сравнения известны, то нетрудно из полу-
полученных по способу Блажко — Нэйланда оценок путем простой интер-
интерполяции вывести значения звездной величины переменной. Однако
эту интерполяцию можно упростить следующим приемом. На милли-
миллиметровой бумаге наметить шкалу звездных величин и провести ряд
параллельных прямых, отмечающих блеск всех звезд сравнения
(рис. 238), изготовить небольшую линейку из кальки, на которой
*) Первые два числа юлианской даты B4) можно не устанавливать: они не ме-
меняются и не влияют на вычисление фаз.
365

й
г
?
в
8
10
12
1?
IS
6,8 7,0 7,2 7,? 16 7,8 8,0 8,2 8,? 8,6 8,8 9,0т
в произвольном масштабе отложить деления от 0 до 5—6 в обе сто-
стороны. Косо прикладывая линейку к параллельным линиям так, чтобы
между двумя определенными линиями поместилось столько делений,
сколько степеней содержится между звездами сравнения в данной
оценке, определим звездную величину переменной по положению нуля
вспомогательной шкалы. Так, например, при сравнении переменной
vca FW,82) и6Gт,47) получена оценка: a2v3b. Располагаем нашу ли-
линейку так, чтобы а пришлось на 2, а & на 3 по разные стороны от нуля.
Нуль вспомогательной шкалы покажет звездную величину v 7m,08.
Таким образом, в журнале заполняется столбец «Блеск».
Пользуясь звездными величинами, взятыми из какого-нибудь
звездного каталога или из статей других исследователей, надо иметь
в виду неизбежное разли-
различие инструментов и лич-
личных свойств наблюдателей.
Это различие в первую оче-
очередь скажется на звездах,
отличающихся по цвету.
В итоге у каждого наблю-
наблюдателя (в сочетании с его
инструментом) вырабаты-
вырабатывается своя фотометри-
фотометрическая система — своя шка-
шкала звездных величин. Так
как оценки переменной
производятся в системе на-
наблюдателя, то и величины
звезд сравнения надо согласовать с этой системой. Это осуществляется
следующим образом. В процессе наблюдений надо изредка (один раз
на 7—10 наблюдений) производить оценки всех звезд сравнения между
собой, определяя различие блеска в степенях между соседними по
блеску звездами. Таким путем наберется некоторое количество «це-
«цепочек» вида
a5b3c7d2e и т. д.
Средние оценки будут иметь такой вид:
а 5,9 Ь 2,4 с 6,9 d 1,8 е и т. д.
Это даст степенную шкалу звезд сравнения.
Если самой слабой звезде (например, звезде е) мы дадим значение 0,0,
то следующая звезда, d, получит значение 1,8, с — 8,7, b — 11,1, а —
17,0. Теперь можно сопоставить на графике «чужие» звездные величины
(т) и полученные степенные оценки (St) звезд сравнения (рис. 239).
Как видим, точки достаточно хорошо «укладываются» на пря-
прямую. Отклонения от прямой отражают различие в фотометрических
системах. Однако, так как наши степенные оценки мы также не мо-
можем считать совершенно точными, то, выравнивая по степенной шкале
Рис. 239 Выравнивание звездных величин звезд срав-
сравнения степенной шкалой
366

звездные величины звезд сравнения, мы пойдем по пути некоторого
компромисса: а именно, из каждой точки мы опустим перпендикуляр
на прямую и определим, какой звездной величине соответствует
основание этого перпендикуляра. Таким образом мы как бы несколько
исправляем и степенные оценки и звездные величины. Все это сумми-
суммируется в следующей табличке:
Звезды
сравнения
а
Ь
с
d
е
Звездные
т
6,84
7,48
7,82
8,55
8,96
Степень
St
17,0
11,1
8,7
1,8
0,0
Окончательно
принятые вырав-
выравненные звездные
величины
т
6,85
7,51
7,81
8,57
8,95
Перевод оценок блеска переменной в звездные величины нуж-
нужно производить по этим окончательно принятым звездным вели-
величинам.
Если величины звезд сравнения никем не определялись, то их
надо получить самим, пользуясь каким-нибудь фотометрическим стан-
стандартом на небе. Такими стандартами являются, например, Северный
Полярный Ряд (стр. 506, карты и табл. 52), ряд звездных скоплений
(стр. 509, карты и табл. 54) и другие области на небе, для которых
многократными специальными исследованиями определены звездные
величины всех звезд, вплоть до самых слабых. И в этом случае важно
провести при помощи степенной шкалы исправление звездных вели-
величин, полученных привязкой к звездам стандарта.
Если период переменной неизвестен, можно попытаться опреде-
определить его самому. Для этого на графике по горизонтальной оси надо
отложить юлианские даты, а по вертикальной оси — оценки бле-
блеска. При достаточно многочисленных наблюдениях и удачном их рас-
распределении по кривой блеска можно подметить период и после некото-
некоторых проб определить световые элементы переменной.
Иногда в силу неблагоприятного расположения точек график
не дает ответа на вопрос о периоде переменной, однако имеется не-
несколько надежных определений максимумов или минимумов блеска.
Можно применить следующий метод определения периода по любому
числу моментов максимума (или минимума) блеска.
Имея ряд таких моментов Th составляем независимые разности
ДГ,*) и расписываем их в таблицу, распределяя в порядке их вели-
величины. Каждую разность ДГ,- можно представить как произведение
*) То есть вычисленные так, что нельзя было бы получить какую-нибудь разность
А Г, простым сложением или вычитанием других разностей,
367

искомого периода Р на некоторое целое число п(.
AT, = nxP,
Д-Т„ = nj>.
(а)
Последовательно деля каждое уравнение (а) на следующее за ним,
получим
ДГ,
откуда
(Р)
Дадим величинам д,- значения 1, 2, ... до 4—5 и определим из пер-
первого уравнения ф) только такие м2, которые будут целыми числами.
С этими значениями п2 из второго уравнения (Р) определим целочис-
целочисленные значения пя и т. д. Выпишем полученные результаты в таблицу
вида
/г,
1
2
3
4
5
п2
пл
п4
Очевидно, что лишь в одной строке этой таблицы всюду будут це-
целые числа. Тогда сразу вычислим среднее значение Р по формуле
где / меняется от 1 до m, a ^ есть знак суммирования.
За подробностями, касающимися других способов обработки наб-
наблюдений переменных звезд, отсылаем к специальным книгам.
О фотографических наблюдениях переменных звезд. Рас-
Располагая экваториалом с часовым механизмом, астроном-любитель мо-
может организовать систематическое фотографирование звездного неба и
исследование переменных звезд по негативам. Для фотографирования
звездного неба пригоден любой фотоаппарат, но наилучшие резуль-
368

таты дадут фотокамеры с объективами типа МТО-500, МТО-1000,
Гелиос-40 и др. Эти объективы позволят снимать на пластинках
13 X 18 см и даже 18x24 см, а на пластинках 9Х 12 см они дадут пре-
прекрасные изображения звезд по всей пластинке. В табл. 100 приведены
некоторые данные об упомянутых объективах, а также об объективах
широко распространенных фотоаппаратов «Зенит», «Вега-3», «Теле-
мар-22», «Юпитер-6», «Зоркий», «Юпитер-11» и некоторых других.
Напомним, что чем больше диаметр объектива, тем более сла-
слабые звезды могут быть сфотографированы, а объектив с большим фо-
фокусным расстоянием даст больший масштаб на снимке.
Для астрофотографии можно укрепить на трубе фотоаппарат либо
изготовить простой четырехугольный ящик нужных размеров для
имеющегося объектива. В передней стенке должен быть укреплен
объектив (лучше всего в металлической оправе с нарезкой, соответ-
соответствующей винтовой нарезке оправы объектива), а в задней стенке
сделаны пазы для кассеты. Ящик должен быть светонепроницаем и
вычернен изнутри. Его надо жестко скрепить с экваториалом, предва-
предварительно сцентрировав фотокамеру (по матовому стеклу) с ведущей,
т. е. основной трубой. Естественно, что весь инструмент должен быть
заново уравновешен с камерой (стр. 280). Основная труба будет
служить во время фотографирования для контроля работы часового
механизма (т. е. для гидирования).
Приблизительную фокусировку камеры можно произвести по ма-
матовому стеклу на глаз. Однако точный фотографический фокус надо
найти путем фокусировочных снимков. Для этого надо несколько
вывинтить объектив в его оправе и затем произвести ряд снимков
какой-нибудь яркой звезды с короткими выдержками по 15—20 се-
секунд при неподвижной трубе, причем в промежутках между снимками
ввертывать объектив на четверть или половину оборота винтовой на-
нарезки. Последнюю выдержку надо сделать более продолжительной,
чтобы среди черточек — следов звезды суметь отличить первую от
последней. Одна из черточек окажется тоньше других: она и соответ-
соответствует фотографическому фокусу. Надо определить, при каком поло-
положении объектива этот след получен, и повернуть объектив на нужный
угол. Полезно получить еще один фокусировочный снимок, на этот раз
при работающем часовом механизме, т. е. с трубой, следящей за дви-
движением звезд. На снимке звезды получатся точками, причем в переры-
перерывах между выдержками надо изменять положение объектива в нарезке
(не слишком отходя от найденного положения) и постепенно смещать
звезду в поле зрения ведущей трубы. В итоге на пластинке получится
цепочка точек, из которых наименьшая и самая резкая даст точное
положение фокуса.
При точной фокусировке в ц е н т р е пластинки на краях изобра-
изображения окажутся немного вне фокуса. Чтобы увеличить площадь наи-
наилучших изображений, надо добиться точной фокусировки не в самом
центре пластинки, а в некоторой кольцевой зоне вокруг него. Сред-
Средний радиус этого кольца различен для разных объективов; в среднем
он составляет около 1/4 ширины пластинки.
369

При фотографировании избранного участка неба наблюдатель,
установив ведущую звезду (не очень слабую) на крест нитей главной
трубы, должен в течение всей выдержки (которая может длиться
несколько десятков минут) следить за положением звезды, подправ-
подправляя, если это нужно, микрометренными ключами положение трубы.
Перед объективом фотокамеры должна быть укреплена легкая
заслонка-затвор, которую наблюдатель мог бы с помощью тонкого
троса и маленького блока отвести в сторону в момент начала выдерж-
выдержки и поставить на место в конце. Не должно быть рывков в моменты
открывания и закрывания затвора!
Для фотографирования неба надо брать фотопластинки наивыс-
наивысшей чувствительности, чтобы запечатлеть на снимке как можно бо-
более слабые звезды. Как фотографирование, так и проявление надо
производить всегда в одних и тех же условиях,— на пластинках од-
одного и того же сорта, с одним и тем же проявителем.
Однородность материала и единообразие всех деталей работы да-
дадут возможность наиболее полно использовать полученные фотографии.
Для изучения переменных звезд важно систематическое фотографи-
фотографирование одной и той же области неба в течение длительного времени
(например, одного-двух лет *)). Комиссия по изучению переменных
звезд при Астросовете АН СССР может указать любителю интересные
объекты для исследования (дополнительно к спискам табл. 57 и 58).
В журнале наблюдений необходимо подробно и тщательно запи-
записывать не только дату и моменты начала и конца выдержки, но и все
обстоятельства фотографирования (сорт пластинок, ведущую звезду,
состояние неба, фазы Луны и т. д.). Перед тем как вынуть пластинку
из кассеты, надо, немного приоткрыв шторку, простым карандашом
написать на слое число, номер пластинки в эту ночь и объект фотогра-
фотографирования, чтобы в дальнейшем, после проявления и сушки, пользуясь
записями в журнале, на краю пластинки черной тушью написать оче-
очередной номер, число, объект (ведущую звезду), продолжительность
выдержки и т. д.
Хранить негативы лучше в отдельных конвертах, в вертикаль-
вертикальном положении, предохраняя их от пыли, сырости и нагревания. Для
своей «стеклянной библиотеки» надо завести особый каталог, в котором
в хронологическом порядке записывать все данные о полученных не-
негативах, либо вести запись по отдельным центрам.
Оценка блеска переменных на фотографиях производится с лу-
лупой по методике, весьма сходной с описанной выше для визуальных
наблюдений, с тем отличием, что здесь сравнивается действие звезд
разного блеска на фотопластинку. При этом учитываются и сравни-
сравниваются как интенсивность почернения, так и размеры фотографических
изображений переменной звезды и звезд сравнения. В остальном все
сказанное выше о визуальных наблюдениях переменных звезд остается
в силе.
*) Точнее, в течение двух наблюдательных сезонов, которые длятся для разных
областей неба от 2—3 до 6—8 месяцев.
37Q

Результаты исследований переменных звезд (не только специалис-
специалистов, но и любителей) печатаются в бюллетене «Переменные звезды»,
который издает Комиссия по изучению переменных звезд Астросовета
АН СССР (адрес редакции: Москва, В-234, ГАИШ).
Заключение
В заключение хотелось бы напомнить будущим молодым ученым,
что всякое исследование должно быть доведено до конца, а самые цен-
ценные наблюдения и результаты должны быть непременно опубликованы.
К этому можно добавить следующие замечания и советы:
1. Наблюдения любителей могут иметь научное значение только
в том случае, если они достаточно однородны (т. е. производятся
с одним и тем же инструментом и одинаковым методом) и ведутся
систематически.
2. Во многих случаях коллективные (но совершенно независимые
друг от друга) наблюдения много ценнее индивидуальных. При об-
обработке коллективных наблюдений выявятся индивидуальные раз-
различия и личные ошибки наблюдателей, сгладятся случайные ошибки.
3. Перед началом наблюдений надо внимательно продумать про-
программу работы, соразмеряя поставленную задачу со своими инструмен-
инструментальными возможностями. Предусмотреть, чтобы во время наблюдений
все было под руками, чтобы не было спешки и торопливости в дви-
движениях. Особое внимание надо уделить технике записи во время
ночных наблюдений (освещение!), чтобы не тратить лишнего времени
на отвлекающие внимание мелочи.
4. Все записи наблюдений надо вести четко и аккуратно. Надо
выработать четкое начертание цифр, чтобы никогда нельзя было спу-
спутать, например, тройку с девяткой, семерку с единицей и т. д. Записи
надо делать в тетрадях и журналах, а не на отдельных листках.
5. Надо подробно описывать существенные обстоятельства наблю-
наблюдений и в особенности данные об инструменте.
6. При всевозможных зарисовках, а также при составлении или
копировании звездных карт (например, окрестностей переменных
звезд), надо стремиться к максимальной точности, не заботиться о «ху-
«художественной законченности» рисунка, уделяя, однако, внимание
хорошему и аккуратному оформлению его.
Было бы очень ценным, если бы любитель астрономии, обладающий
навыками в каком-либо виде современной техники (электронике, ра-
радио, кино, фотографии и т. д.) применил бы их к астрономическим наб-
наблюдениям. Интерес могут представить: фотометрия звезд с помощью
фотоумножителей, фотографирование серебристых облаков и метеор-
метеорных следов методом замедленной киносъемки, использование сверх-
сверхсветосильной фотооптики и фильтров для изучения Млечного Пути
и т. д. Дополнительные сведения читатель найдет в книгах, указанных
в главе VI—«Астрономическая библиография».
Со всеми вопросами, касающимися организации астрономической
работы, надлежит обращаться в ближайшие отделения ВАГО
(табл. 101) либо в астрономические обсерватории СССР.
371

ГЛАВА VI
АСТРОНОМИЧЕСКАЯ БИБЛИОГРАФИЯ
Книги, изданные в основном в последние годы, помогут расширить и углубить по-
полученные знания. Астрономический Календарь ВАГО каждый год публикует обшир-
обширную библиографию по астрономии и смежным наукам. Она включает книги, труды со-
советских обсерваторий и институтов и статьи по астрономии в основных научных и на-
научно-популярных журналах. Реферативный журнал «Астрономия» дает подробные
рефераты и аннотации всей мировой литературы по астрономии С 1965 г. выходит
прекрасный научно-популярный журнал «Земля и Вселенная», «Бюллетень ВАГО»
и заменивший его в 1967 г «Астрономический Вестник» посвящены исследованиям тел
Солнечной системы, проводимым иногда любителями астрономии.
Почти в каждой из перечисленных ниже книг имеется список дополнительной
литературы
История астрономии
Астрономия в СССР за 40 лет, Сб. статей, Физматгиз, 1960, 728 стр.; стр. 371—
700 — библ. 9500 назв.
Воронцов-Вельяминов Б. А., Очерки истории астрономии в Рос-
России, Гостехиздат, 1956, 370 стр.
Воронцов-Вельяминов Б. А., Очерки истории астрономии в СССР,
Физматгиз, 1960, 114 стр.
Галилей Г., Избранные труды, тт 1—2, «Наука», 1964, 640 стр. и 570 стр
Гевелий Ян, Атлас звездного неба, ред. и вступит статья В. П. Щег
лова, изд. 2-е, доп., «Фан», Ташкент, 1970, XXXIV-j-56 карт.
Еремеева А. И., Вселенная Гершеля (Космологические и космогонические
идеи и открытия), «Наука», 1966, 319 стр.
Еремеева А. И., Выдающиеся астрономы мира (биобиблиографический ука
затель), «Книга», 1966, 382 стр. Общая ред. и статья «Современное состояние астро-
астрономической науки» Б. А. Воронцова-Вельяминова [Очерки о 47 астрономах.]
Из истории эпохи Улугбека Сб. под ред. А К Арендса, «Наука» Узб. ССР,
1965, 378 стр. Среди статей: Т. Н Кары-Ниязов, Д Г. Вороновский, Улугбек —
великий астроном XV в. Астрономы Средней Азии от Мухаммеда ал-Хаворачми до
Улугбека и его школы (IX—XVI вв.). В. А. Шишкин Самаркандская обсерватория
Улугбека.
«Историко-астрономические исследования». Сборники, Физматгиз, I—VIII, 1955—
1962; «Наука», IX, X, 1966—1969.
История астрономии в Московском университете за 50 лет советской власти
[статьи Д. Я. Мартынова, Б. В. Кукаркина, Н. П. Грушинского и М. У. Сагитова,
М. С. Яров-Ярового, В. В. Нестерова]. В сб.: История и методология естеств наук,
вып. 7, Изд-во МГУ, 1969, стр. 23—164.
Коперник Н., О вращении небесных сфер Малый Комментарий и др. сочи-
сочинения, перев. с латинского И. Н. Веселовского, статьи и общая ред. А. А. Михайлова,
«Наука», 1964, 653 стр.
372

Николай Коперник. Сборник статей и материалов. К 410-летию со дня смерти
A543—1953), отв. ред. Б. В. Кукаркин, Изд-во АН СССР, 1956, 112 стр.
Кузнецов Б. Г., Галилей, «Наука», 1964, 326 стр.
Куликовский П. Г., М. В. Ломоносов — астроном и астрофизик, Физ-
матгиз, 1961, 103 стр.
Куликовский П. Г., Павел Карлович Штернберг, 1865—1920, «Наука»,
1965, 136 стр.
Лаврова Н. Б., Библиография русской астрономической литературы
1800—1900 гг., Изд-во МГУ, 1968, 386 стр. (Труды ГАИШ 37).
Леонов Н.И., Научный подвиг самаркандских астрономов XV века, Физмат-
гиз, 1960, 118 стр.
Логинова Г. П., С е л и х а н о в и ч В. Г., А. Н. Савич A810—1883),
«Наука», 1967, 151 стр.
«Люди русской науки», изд. 2-е, доп., т. I, Физматгиз, 1961, 600 стр. [очерки
о В. Я. Струве, Ф. А. Бредихине, А. А. Белопольском, П. К. Штернберге].
Мамедбейли Г. Д., Основатель Марагинской обсерватории Мухаммед
Насирэддин Туей, Баку, Изд-во АН Аз. ССР, 1961, 316 стр.
Невская Н. И., Федор Александрович Бредихин, «Наука», 1964, 259 стр.;
библ. трудов Бредихина, цит. лит. 252 назв.
Нейгебауэр О., Точные науки в древности, перев. с англ., «Наука»,
1968, 223 стр.
Павлова Г. Е., Ж. Ж. Ф. Лаланц, 1732—1807, «Наука», 1967, 134 стр.
Паннекук А., История астрономии, перев. с англ. и комментарии Н. И. Нев-
Невской, «Наука», 1966, 592 стр.
Перел ь Ю. Г., Выдающиеся русские астрономы, Гостехиздат, 1951, 215 стр.
П е р е л ь Ю. Г., Развитие представлений о Вселенной, изд. 2-е, дополн.,
Физматгиз, 1962, 392 стр.
Пулковской обсерватории 125 лет [Сборник], «Наука», 1966, 109 стр.
Развитие астрономии в СССР, «Наука», 1967, 475 стр., библиогр. (Советская на-
наука и техника за 50 лет. 1917—1967.)
Селешников С. И., Астрономия и космонавтика (краткий хронологиче-
хронологический справочник с древнейших времен до наших дней), Киев, «Наукова думка», 1967,
303 стр.
Селешников СИ., История календаря и хронология, «Наука», 1970,
223 стр.
Соколовская (Новокшанова) 3. К., Василий Яковлевич Струве (биогра-
(биографический очерк), «Наука», 1965, 295 стр.
Старцев П. А., Очерки истории астрономии в Китае, Физматгиз, 1961,
156 стр.
Василий Яковлевич Струве. Сборник статей к 100-летию со дня смерти, «Наука»,
1965, 251 стр. Под ред. А. А. Михайлова.
Струве О., 3 е б е р г с В., Астрономия XX века, перев. с англ., «Мир»,
1968, 548 стр.
Тихов Г.А., 60 лет у телескопа, «Молодая Гвардия», 1959, 72 стр.
Ц е р а с к и й В. К., Избранные работы по астрономии, Гостехиздат, 1953,
194 стр.
Цесевич В. П., А. М. Ляпунов, «Знание», 1970, 46 стр.
Ченакал В. Л., М. В. Ломоносов в портретах, иллюстрациях и документах,
«Просвещение», 1965, 315 стр.
Ченакал В. Л., Очерки по истории русской астрономии (наблюдательная
астрономия в России XVII начала XVIII вв.), Изд-во АН СССР, 1951, 109 стр
Ш т е к л и А., Джордано Бруно, «Молодая гвардия», 1965, 382 стр.
Щеглов В. П., Обсерватория Улугбека в Самарканде (астрономический па-
памятник Средневековья), Изд-во АН СССР, 1958, 14 стр.
Книги общего характера
Азимов А., Вселенная, перев. с англ., «Мир», 1969, 352 стр.
Астрофизика (сб. из серии «Над чем думают физики»), «Наука», 1967, 238 стр.
Астрономический Календарь Постоянная часть, изд. 5-е, Физматгиз, 1962,
772 стр.
373

Байндер О., Загадки астрономии, перев. с англ., «Мир», 1966, 180 стр.
Бронштэн В. А., Беседы о космосе и гипотезах, «Наука», 1968, 240 стр.
Воронцов-Вельяминов Б. А., Очерки о Вселенной, изд. 6-е, пере-
раб. и дополн., 1969, «Наука», 727 стр.
Глазами ученого. Сборник, 1963, Изд-во АН СССР, 739 стр. Среди статей: Ам-
барцумян В. А., Галактики; Мельников О. А., Звезды; Фесенков В. Г., Солнеч-
Солнечная система; Щербаков Д. И., Земной шар.
Звезды и планеты. Сборник, «Знание», 1965, 132 стр.
Земля во Вселенной. Сборник, «Мысль», 1964, 491 стр.; Земля и Вселенная
Сборник; «Знание», 1966, 287 стр.
Комаров В. Н., Человек и тайны Вселенной, «Мысль», 1966, 208 стр.
Комаров В. Н., Увлекательная астрономия, «Наука», 1968, 432 стр.
Корлисс У., Загадки Вселенной, пер. с англ., «Мир», 1970, 248 стр.
Наука и Человечество (НиЧ). Сборники, «Знание», т. I, 1962. Среди статей:
Фесенков В. Г., Космическая материя и Земля; Барабашов Н. П., Венера — пла-
планета загадок; Зельманов А. А., Метагалактика и Вселенная
Т. II, 1963: Троицкий В. С, Радиоволны рассказывают о Луне; Шаронов В. В.,
Марс, Виткевич В. В., Сверхкорона Солнца; Шепли X., Жизнь на звездах-лилипутах.
Т. III, 1964: Масевич А. Г., Эволюция звезд; Альвен X., О происхождении
Земли и Луны.
Т. IV, 1965: Леонов А. А., На космических трассах; Бок Б., Астрономия в южном
полушарии; Михайлов А. А , Луна, Амбарцумян В. А , Об эволюции галактик.
Т. V, 1966: Швестка 3., Влияние Солнца на Землю; Беляев П. И., Космиче-
Космический дневник; Рубен Г., Как определяют массу звезд; Воронцов-Вельяминов Б. А.,
В мире далеких галактик; Гинзбург В. Л., Сыроватский С. И., Гамма- и рентге-
рентгеновская астрономия.
Т. VI, 1967: Штеенбек М., Возникновение магнитных полей планет и звезд;
Зельдович Я. Б., «Горячая» модель Вселенной и теория Фридмана.
Т. VII, 1968: Виноградов А П., Химия планет; Мустель Э. Р., Солнечная
активность и нижние слои земной атмосферы; Ловелл Б., Радиоастрономическая
обсерватория в Джодрелл Бэнк.
Т. VIII, 1969: Амбарцумян В. А., О ядрах галактик; Эккерт У. Дж., Дви-
Движение Луны.
Перельман Я. И., Занимательная астрономия изд. 11-е, «Наука», 1966,
211 стр.
Пирожный Н. А., Астрономия, «Высшая школа», 1967, 303 стр.
Рахматуллин К- X., Диалектический материализм и современная астро-
астрономия, Алма-Ата, «Казахстан», 1965, 254 стр.
Шкловский И. С, Вселенная, жизнь, разум, изд. 2-е, доп., «Наука».
1965, 284 стр.
Учебники, пособия и книги по различным разделам астрономии
Агекян Т. А., Основы теории ошибок для астрономов и физиков, «Наука»,
1968, 148 стр.
А л лен К. У., Астрофизические величины, перев. с англ., ИЛ, I960, 304 стр.
Аллер Л., Астрофизика, перев. с англ., т. 1, 1955, 456 стр.; т. 2, 1957,
325 стр.
Аллер Л., Распространенность химических элементов, пер. с англ., ИЛ,
1963, 357 стр.
Бакулин П. И., Фундаментальные каталоги звезд, Гостехиздат, 1949,
236 стр.
Бакулин П. И., Ко но нов и ч Э. В., Мороз В. И., Курс общей астро-
астрономии, «Наука», изд. 2-е, 1970, 527 стр.
Блажко С. Н., Курс практической астрономии, изд. 3-е, Гостехиздат, 1951.
Гребеников Е. А., Рябов Ю А., Что такое небесная механика, «Нау-
«Наука», 1966, 111 стр.
Дубошин Г. Н., Небесная механика. Основные задачи и методы, изд. 2-е,
«Наука», 1968, 799 стр.
374

Дубошин Г. Н., Небесная механика. Аналитические и качественные методы,
«Наука», 1964, 569 стр.
Загребин Д. В., Введение в астрометрию (Основные вопросы сферической
астрономии), «Наука», 1966, 478 стр.
Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика,
«Наука», 1968, 600 стр.
Зонн В., Рудницкий К., Звездная астрономия, перев. с польск., ИЛ,
1959, 448 стр.
Куликов К. А., Движение полюсов Земли, изд. 2-е, доп., Изд. АН СССР,
1962, 86 стр.
Куликов К. А., Изменяемость широт и долгот, Физматгиз, 1962, 400 стр.
Куликов К. А., Курс сферической астрономии, изд. 2-е, «Наука», 1969,
216 стр.
Куликов К. А., Фундаментальные постоянные астрономии, Гостехиздат,
1956, 340 стр.
Куликов К. А., Новая система астрономических постоянных, «Наука»,
1969, 91 стр.
Курс астрофизики и звездной астрономии. Под ред. А. А. Михайлова, Гостех-
Гостехиздат, Физматгиз, «Наука», т. 1, 1951, 591 стр.; т. 2, 1962, 688 стр.; т. 3, 1964, 376 стр.
Мартынов Д. Я-, Курс общей астрофизики, «Наука», 1966, 591 стр.
Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, изд. 2-е, доп., «Наука»,
1967, 543 стр.
Мельхиор П., Земные приливы, перев. с англ., «Мир», 1968, 482 стр.
Михайлов А. А., Теория затмений, изд. 2-е, Гостехиздат, 1954, 272 стр.
Огородников К. Ф., Динамика звездных систем, Физматгиз, 1958, 628 стр.
Пикельнер СБ., Основы космической электродинамики, изд. 2-е, «Наука»,
1966, 407 стр.
Подобед В. В., Фундаментальная астрометрия, изд. 2-е, перераб. и до-
полн., «Наука», 1968, 452 стр.
Попов П. И., Воронцов-Вельяминов Б. А., Куниц-
к и й Р. В., Астрономия, изд. 5-е, перераб. (учебник для педвузов), «Просвещение»,
1967, 406 стр.
Пясковский Д. В., Сферическая астрономия, Киев, Изд-во Киевск. уни-
университета, 1964, 136 стр.
Рябов Ю. А., Движения небесных тел, изд. 2-е, Физматгиз, 1962, 215 стр.
С а г и т о в М. У., Постоянная тяготения и масса Земли, «Наука», 1969, 188 стр.
См а р т У. Е., Небесная механика, перев. с англ., «Мир», 1965, 502 стр.
Струве О., Линде Б., Пилланс Э., Элементарная астрономия,
изд. 2-е, перев. с англ., «Наука», 1967, 483 стр.
Субботин М. Ф., Введение в теоретическую астрономию, «Наука», 1969,
800 стр.
Теория звездных спектров. Сб., ред. В. В. Соболев, «Наука», 1966, 388 стр.
Франк- Каменецкий Д. А., Физические процессы внутри звезд, Физ-
Физматгиз, 1959, 543 стр.
Чеботарев Г. А., Аналитические и численные методы небесной механики,
«Наука», 1965, 367 стр.
Ш а р л ь е К., Небесная механика, перев. с нем., «Наука», 1966, 627 стр.
Щиголев Б.М., Математическая обработка наблюдений, изд. 3-е, «Наука»,
1969, 344 стр.
Солнце
Брей Р. иЛоухед Р., Солнечные пятна, перев. с англ., «Мир», 1967,
383 стр.
Витинский Ю. И., Морфология солнечной активности, «Наука», 1966,
199 стр.
Витинский Ю. И., Солнечная активность, «Наука», 1969, 90 стр.
Кононович Э. В., Солнечная корона, Физматгиз, 1958, 88 стр.
Л Е П П Н 1964 127
р, , , р
Левитан Е. П., Природа солнечных пятен, «Наука», 1964, 127 стр.
Мензел Д. Г., Наше Солнце, перев. с англ., Физматгиз, 1963, 328 стр.
375

Пушков Н.В.,Силкин Б.И., Внимание! Солнце спокойно, Гидрометео-
издат, 1966, 181 стр.
Рубашев Б. М., Проблема солнечной активности, «Наука», 1964, 353 стр.
Смит Г. и Смит Э., Солнечные вспышки, перев. с англ., «Мир», 1966,
426 стр.
Солнечный ветер. Сборник, «Мир», 1968, 439 стр.
Солнце. Под ред. Дж. Койпера, перев. с англ., ИЛ, 1957, 609 стр. (Солн. система).
Шкловский И. С, Физика солнечной короны, изд. 2-е, доп., Физматгиз,
1962, 516 стр.
Планеты и спутники
Атлас обратной стороны Луны, «Наука», 1960, 149 стр., 30 вкладок; часть II,
1967, 236 стр.
Белоусов В. В., Земля, ее строение и развитие, Изд-во АН СССР, 1963,
152 стр.
Беляков М. В., Атмосферы Земли и других планет, Гидрометеоиздат, 1965,
154 стр.
Б р а н д т Дж. и X о д ж П., Астрофизика Солнечной системы, перев. с англ.,
«Мир», 1967, 488 стр.
Болдуин Р., Что мы знаем о Луне?, перев. с англ., «Мир», 1967, 173 стр.
В о к у л е р Ж., Физика планеты Марс, перев. с франц., ИЛ, 1956, 350 стр.
Грушинский Н. П., Теория Фигуры Земли, Физматгиз, 1963, 448 стр.
Жарков В.Н.,Паньков В.Л..Калачников А. А., О с н а ч А.И.,
Введение в физику Луны, «Наука», 1969, 310 стр.
Исследования планеты Юпитер. Сборник, «Наука», 1967, 91 стр.
Копал 3., Луна — наш ближайший небесный сосед, перев. с англ., ИЛ, 1963,
138 стр.
Куликов К. А., Первые космонавты на Луне, «Наука», 1965, 189 стр.
Луна. Сборник под ред. А. В. Маркова, Физматгиз, 1960, 384 стр.
Луна. Сборник статей, «Знание», 1964, 24 стр.
Мартынов Д. Я., Планеты. Решенные и нерешенные проблемы, «Наука»,
1970, 88 стр.
Мороз В. И., Физика планет, «Наука», 1967, 496 стр.
М у р П., Планета Венера, перев. с англ., ИЛ, 1961, 146 стр.
Новое о Марсе и Венере. Сборник, перев. с англ., «Мир», 1968, 387 стр.
Первые панорамы лунной поверхности. [«Луна-9»], «Наука», 1966, 103 стр
Планеты и спутники [Сборник], перев. с англ., ИЛ, 1963, 520 стр.
Почтарев В. И., Магнетизм Земли и космического пространства, «Наука»,
1966, 144 стр.
Путилин И. И., Малые планеты, Гостехиздат, 1953, 412 стр.
Саймон Т., Поиски планеты ИКС, перев. с англ., «Мир», 1966, 104 стр.
Сытинская Н. Н., Природа Луны, Физматгиз, 1959, 176 стр.
Т е й ф е л ь В. Г., Атмосфера планеты Юпитер, «Наука», 1969, 181 стр.
У и п п л Ф., Земля, Луна и планеты, «Наука», 1967, 251 стр.
Фигура Луны и проблемы лунной топографии. Сборник, перев. с англ. и нем.,
«Наука», 1968, 250 стр.+ 16 фот. на отд. листах.
Шаронов В. В., Планета Венера, «Наука», 1965, 252 стр.
Шаронов В. В., Природа планет, Физматгиз, 1958, 552 стр.
Кометы, метеоры, метеориты
А с т а п о в и ч И. С, Метеорные явления в атмосфере Земли, Физматгиз, 1958,
640 стр.
Б р о н ш т э н В. А., Проблемы движения в атмосфере крупных метеоритных тел,
Изд-во АН СССР, 1963, 214 стр.
Взрывные кратеры на Земле и планетах, перев. с англ., «Мир», 1968, 266 стр.
Воробьев Г. Г., Что вы знаете о тектитах?, «Наука», 1966, 111 стр
Всехсвятский С. К., Физические характеристики комет, Физматгиз,
1958, 575 стр.
37Q

Всехевятский С. К., Физические характеристики комет, наблюдавшихся
в 1954—1960 гг., «Наука», 1966, 88 стр.
Всехсвятский С. К., Кометы. 1961 — 1965 гг., «Наука», 1967, 87 стр
Добровольский О. В, Кометы, «Наука», 1966, 288 стр.
Катасев Л. А., Исследование метеоров в атмосфере Земли фотографическим
методом, Гидрометеоиздат, 1966, 334 стр.
Кринов Е. Л., Вестники Вселенной, Географгиз, 1963, 143 стр.
Кринов Е.Л., Основы метеоритики, Гостехиздат, 1955, 392 стр.
Левин Б. Ю., Физическая теория метеоров и метеорное вещество в Солнечной
системе, Изд-во АН СССР, 1956, 293 стр.
Л о в е л л Б., Метеорная астрономия, перев. с англ., Физматгиз, 1958, 487 стр.
Мак-Кинли Д., Методы метеорной астрономии, перев. с англ., «Мир», 1964,
383 стр.
М э й с о н Б., Метеориты, перев. с англ., «Мир», 1965, 306 стр.
Сихотэ-Алинский железный метеоритный дождь Сб. статей, том I, Изд-во
АН СССР, 1959, 364 стр.
Звезды, галактики, Вселенная
А г е к я н Т. А., Звезды, галактики, Метагалактика, изд. 2-е, «Наука», 1970,
374 стр.
Бербидж Д., Бербидж М., Квазары, пер. с англ., «Мир», 1969.
Бесконечность и Вселенная. Сборник, «Мысль», 1969, 325 стр.
Бок Б., Бок П., Млечный Путь, перев. с англ., Физматгиз, 1959, 264 стр.
Воронцов-Вельяминов Б. А., Галактики, туманности и взрывы
во Вселенной, «Просвещение», 1967, 175 стр.
Гинзбург В. Л., С ы р о в а т с к и й СИ., Происхождение космиче-
космических лучей, «Наука», 1963, 384 стр,
Горбацкий В. Г., Минин И. Н., Нестационарные звезды, Физматгиз,
1963, 355 стр.
Горбацкий В. Г., Космические взрывы, «Наука», 1967, 190 стр.
Гринстейн Дж., Чу X., Нарликер Дж., Сверхзвезды, перев. с англ.,
«Мир», 1965, 84 стр.
К а п л а н С. А., Физика звезд, изд. 2-е, перераб. и дополн., «Наука», 1970,
212 стр.
К а п л а н С. А., П и к е л ь н е р С. Б., Межзвездная среда, Физматгиз,
1963, 532 стр.
К р а ф т Р., Взрывные переменные как двойные звезды, перев. с англ., «Мир»,
1965, 94 стр.
Наблюдательные основы космологии. Сборник, перев. с англ., «Мир», 1965,
369 стр.
П и к е л ь н е р СБ., Физика межзвездной среды, Изд-во АН СССР, 1959,
216 стр.
Проблемы звездной астрономии. Сборник, «Знание», 1966, 32 стр.
Пульсирующие звезды. Монография, «Наука», 1970, 371 стр.
Сверхзвезды. Сборник, пер. с англ., «Мир», 1965, 84 стр
Строение звездных систем. Сборник, перев. с англ., ИЛ, 1962, 664 стр.
X о й л Ф., Галактики, ядра и квазары, перев. с англ., «Мир», 1968, 155 стр.
Шварцшильд М., Строение и эволюция звезд, перев. с англ., ИЛ, 1961,
423 стр.
Шкловский И. С, Сверхновые звезды, «Наука», 1966, 398 стр.
Эруптивные звезды. Монография, «Наука», 1970, 376 стр.
Радиоастрономия
Астрономия невидимого. Сборник, перев. с англ., «Наука», 1967, 248 стр.
Железняков В. В., Радиоизлучение Солнца и планет, «Наука», 1964,
560 стр.
К а п л а н С. А., Элементарная радиоастрономия, «Наука», 1966, 275 стр.
377

Смит Г., Радиоастрономия, перев. с англ., ИЛ, 1962, 282 стр.
Стейнберг Ж., Леку Ж., Радиоастрономия. Радиотехнические методы
на службе астрофизики, перев. с англ., ИЛ, 1963, 312 стр.
Шкловский И. С, Радиоастрономия (популярный очерк), изд. 2-е, доп.,
Гостехиздат, 1955, 296 стр.
Космогония
Б а а д е В., Происхождение и эволюция звезд и галактик, перев. с англ., «Мир»,
1966, 299 стр.
Вопросы космогонии. Сборники, т. 1-Х, Изд-во АН СССР, 1952—1964 гг.
Лаберенн П., Происхождение миров, перев. с франц., Гостехиздат, 1957,
260 стр.
Левин Б. Ю., Происхождение Земли и планет, изд. 4-е, доп., «Наука», 1964,
116 сгр.
Любимова Е. А., Термика Земли и Луны, «Наука», 1968, 278 стр.
Проблемы современной космогонии. Под ред. В. А. Амбарцумяна, «Наука», 1969,
352 стр.
Происхождение и эволюция звезд. Сборник, перев. с англ., ИЛ, 1962, 366 стр.
Пейн-Гапошкина Ц., Рождение и развитие звезд, перев. с англ., ИЛ,
1956, 164 стр.
Сафронов В. С, Эволюция допланетного облака и образование Земли и
планет, «Наука», 1969, 243 стр.
Струве О., Эволюция звезд, перев. с англ., ИЛ, 1954, 285 стр.
Фран к- Каменецкий Д. А., Образование химических элементов в нед-
недрах звезд, «Знание», 1959, 31 стр.
Шмидт О. Ю., Четыре лекции о теории происхождения Земли, изд. 3-е, Изд-во
АН СССР, 1957, 140 стр.
Жизнь во Вселенной. Внеземные цивилизации
Внеземные цивилизации (Труды совещания в Бюракане 20—30 мая 1964 г.),
Изд-во АН Арм. ССР, Ереван, 1965, 150 стр.
Внеземные цивилизации. (Проблемы межзвездной связи.) Сборник под ред.
С. А. Каплана, «Наука», 1969, 438 стр.
Любарский К. А., Очерки по астробиологии, Изд-во АН СССР, 1962,
120 стр.
Межзвездная связь. Сборник, перев. с англ., «Мир», 1965, 324 стр.
О в е н д е н М. В., Жизнь во Вселенной. Научное обсуждение, перев. с англ.,
«Мир», 1965, 120 стр.
Салливан У., Мы не одни, пер. с англ., «Мир», 1967, 384 стр.
Ф е с е н к о в В. Г., Жизнь во Вселенной, «Знание», 1964, 55 стр.
Ф и р с о в В., Жизнь вне Земли, перев. с англ., «Мир», 1966, 387 стр.
Обсерватории. Инструменты
В о к у л е р Ж., Тексеро Ж., Фотографирование небесных тел. Для люби-
любителей астрономии, перев. с франц., «Наука», 1967, 104 стр +XI фотэгр.
Д а д а е в А. Н., Пулковская обсерватория, Изд-во АН СССР, 1958, 52 стр.
Добронравии П. П. иСтешенко Н. В., Крымская астрофизическая
обсерватория, Симферополь, Изд-во «Крым», 1965, 80 стр.
Купревич Н. Ф., Телевизионная техника в астрономии, Госэнергоиздат,
1958, 40 стр.
Любительское телескопостроение, Сборники статей, «Наука», Вып. I, 1964,
ПО стр.; вып. II, 1966, 100 стр.
Мельников О. А., С л ю с а р е в Г. Г., Марков А. В., Куп-
Купревич Н. Ф., Современный телескоп, «Наука», 1968, 320 стр.
Методы астрономии. Сборник, перев. с англ., «Мир», 1967, 536 стр.
Н а в а ш и н М. С, Телескоп астронома-любителя, изд. 2-е, «Наука», 1967,
396 стр.
Настоящее и будущее телескопов умеренного размера, Сборник, перев. с англ.
и нем., ИЛ, 1960, 279 стр.
378

Новая техника в астрономии. (Материалы совещания Комиссии приборостроения
при Астросовете АН СССР 12—14 мая 1964 г. в Казани), вып. 2, «Наука», 1965, 63 стр.
Новые методы в астрофизике. Сборник, перев. с англ. и франц., «Мир», 1964,
252 стр.
Стон г К. Л., Самодельный телескоп-рефлектор с металлическим зеркалом
(с предисловием и пояснениями О. А. Мельникова), «Мир», 1965, 38 стр.
Телескопы. Сборник статей, перев. с англ., ИЛ, 1963, 316 стр., 32 табл.
Щеглов П. В., Электронная телескопия, Физматгиз, 1963, 196 стр.
Яштолд-Говорко В., Фотосъемка и обработка (съемка, формулы,
термины, рецепты, химикаты), изд. 3-е, «Искусство», 1966, 444 стр.
Карты, атласы, инструкции для наблюдений
Б а р а б я ш о в Н. П., Инструкция для наблюдений Марса, Изд-во АН СССР,
1956, 19 стр.
Бронштэн В. А., Инструкция для наблюдений планет, Изд-во АН СССР»
1961, 34 стр.
Бронштэн В. А., Планеты и их наблюдения, Гостехиздат, 1957, 207 стр.
Д а г а е в М. М., Наблюдения звездного неба, «Наука», 1969, 124 стр.
Зигель Ф.Ю., Сокровища звездного неба. Путеводитель по созвездиям, изд.
2-е, «Наука», 1968, 224 стр.
3 о т к и н И. Т., Инструкция для наблюдения метеоров, Изд-во АН СССР,
1961, 55 стр.
Карта Луны. Видимая сторона в телескопическом изображении, «Наука», 1967.
1 карта (87X82 см), 64 стр. текста. Сост. карты И. И. Катяев, текст В. А. Шишакова.
Клепешта Й., Л у к е ш Л., Карта Луны, Прага, 1959, 42 стр.+2 л. карт,
(на русском языке).
Курочкин Н. Е., Инструкция для наблюдения переменных звезд, Изд-во
АН СССР (ВАГО), 1963, 38 стр.
Марты ненко В. В., Задачи и методы любительских наблюдений метеоров,
«Наука», 1967, 70 стр.
Михайлов А. А., Звездный атлас, содержащий на 20 картах для обоих полу-
полушарий все звезды до 8,25 величины, изд. 3-е, «Наука», 1969.
Михайлов А. А., Звездный атлас. Четыре карты звездного неба до 50°
южного склонения, содержащие все звезды до 5% величины, изд. 4-е, перераб., «Нау-
«Наука», 1965, 13 стр.+4 карт.
Мог ил к о А. Д., Учебный звездный атлас, Учпедгиз, 1958, 33 стр.+4 л.
карт.
Новиков И. Д., Ш и ш а к о в В. А., Самодельные астрономические ин-
инструменты и наблюдения с ними, «Наука», 1965, 123 стр.
Проскурина Е. М. (под рук. проф. И. С. Астаповича). Карты звездного
неба для наблюдений метеоров D листа и сетка для отсчета координат). Изд. ВАГО.
Рей Г., Звезды. Новые очертания старых созвездий, пер. с англ., «Мир»,
1969, 168 стр.
Симоненко А. Н., Обработка фотографий метеоров, Изд-во АН СССР,
1963, 40 стр.
Солнечные затмения и их наблюдения. Сборник, под ред. А. А. Михайлова, Физ-
Физматгиз, 1960, 238 стр.
Сытинская Н. Н., Луна и ее наблюдение, Гостехиздат, 1956, 254 стр.
У л л е р и х К., Ночи у телескопа (путеводитель по звездному небу), перев.
с нем., «Мир», 1965, 270 стр.
Фотокарта видимого полушария Луны, «Наука», 1967, 1 л. 80Х 104 см. Сост. под
рук. Ю. Н. Липского.
Цесевич В. П., Что и как наблюдать на небе, изд. 3-е, Физматгиз, 1963,
452 стр.
Шаронов В. В., Солнце и его наблюдение, изд. 2-е, Гостехиздат, 1953,
217 стр,

АННОТИРОВАННЫЙ ПЕРЕЧЕНЬ
некоторых изданий и каталогов с употребительными
в астрономической литературе сокращениями их названий
А Советские издания
АВ Астрономический Вестник D № в год) с 1967 г. заменил Бюллетень
ВАГО, посвящен изучению тел Солнечной системы. Москва, «Наука».
АК Астрономический Календарь — переменная часть (ежегодное издание).
Москва, «Наука»
АЖ Астрономический журнал АН СССР. Москва. До 1934 г наз. Русский
Астр журнал. Изд. с 1924 г.
АЦ Астрономический Циркуляр. Издается Бюро астрономических сообще-
сообщений АН СССР для срочной информации об открытиях наблюдательного
и теоретического характера. Москва, Астросовет АН СССР.
ЗиВ Земля и Вселенная — научно-популярный журнал ВАГО и Отделения
общей физики и астрономии АН СССР. Выходит с 1965 г.
КЗП Каталог звезд, заподозренных в переменности, 1-е издание 19Г1 г.
(8134 звезды); 2-е издание 1966 г. C907 новых заподозренных звезд).
Москва, Астросовет АН СССР и ГАИШ—МГУ
ОКПЗ Общий Каталог переменных звезд — см. примечание к стр. 149.
НиЖ Наука и Жизнь — научно-популярный журнал, помещающий также
статьи астрономического содержания.
НиЧ Наука и Человечество — сбор шки, выходящие под лозунгом «Доступно
и точно о главном в мировой науке»; подытоживают достижения различ-
различных наук за предыдущий год. Изд. АН СССР и О-ва «Знание», выходят
с 1963 г.
Переменные звезды — Бюллетень, издаваемый Астрономическим сове-
советом АН СССР Выходит с 1928 г под ред. Б. В. Кукаркина.
Каталог слабых звезд. 15 690 звезд от полюса до —30°. Пулково, 1956.
Продолжение на юг проводится специальной экспедицией Пулковской
обсерватории в Чили, Южная Америка.
Реферативный Журнал «Астрономия», изд. Всесоюзным ин-том научной
информации (ВИНИТИ) АН СССР и Гос. Комитет СМ СССР по науке и
технике. Выходит с осени 1953 г. (см. также Реф. Журн. «Исследова-
«Исследование космического пространства», изд. с 1964 г.).
Фундаментальный каталог 931 звезды от 1т до 9т для КСЗ. Москва, 1951.
ПЗ
КСЗ
РЖАстр.
ФКСЗ
А&Ар
АА
ААА
380
Б. Зарубежные издания
Astronomy and Astrophysics — европейский научный журнал, с 1969 г.
заменил собой ААр, BAN, ZfAp, JO и ВА
Acta Astronomica — польский научный журнал; Краков — Варшава.
Astronomy and Astrophysics Abstracts. С 1969 г. заменил AJB Из-
Издается в Гейдельберге,.

AAp Annales d'Astrophysique — французский астрофизический журнал (вы-
(выходил до 1969 г.), см А&Ар
AAS American Astr Society — Американское Астрономическое о-во (издает
публикации (см. PAAS))
AC Astrographic Catalogue — Астрографический каталог (см. CdC)
ADS New General Catalogue of Double Stars — Новый Общий Каталог двой-
двойных звезд — каталог 17180 двойных звезд до 6=—Г0°, составил Р Эй-
кин; два тома, 1932, Вашингтон, США.
AGK Astronomische Gesellscbaft Katalog — 15 зонных каталогов, наблюдав-
наблюдавшихся на меридианных кругах 12 обсерваторий; содержит 144 128 звезд
до 9т от полюса до 6=— 2° (эпоха 1875 г.) — опубликовано с 1890 по
1910 г. Прололжение до —23° E каталогов), опубликовано в 1904—1924 г.
(эпоха 1900 г ) Еще 4 каталога обсерватории Кордова — продолжение
AGK до —47° (опубликовано 1913—1954 гг.)
AJ Astronomical Journal — Астрономический журнал, Нью-Хавен, Коннек-
Коннектикут, США. Публикует работы преимущественно по астрометрии, прак-
практической и теоретической астрономии и звездной астрономии
AJB Astronomischer Jahresbericht—реферативный журнал, издававшийся в
Берлине —Гейдельберге с 1899 по 1969 г. С 1969 г *то продолжением
является ААА
AN Astronomiche Nachrichten — Астрономические Известия Специальный
журнал, в XIX ив начале XX века имевший международный характер.
Изд с 1821 г До 1931 г в Киле, после в Берлине
ApJ Astrophysical Journal — Астрофизический журнал, Чикаго, США Пуб-
Публикует работы преимущественно по астрофизике и спектроскопии
ВА Bulletin astronomique — Бюллетень французского астрономического
о-ва; посвящен классическим разделам астрономии (см А&Ар).
BAA British Astron Association — Британская астрономическая ассоциация
(издает Ежегодник (Handbook) и журнал (см. JBAA))
ВАС Bulletin the Astron Institutes of Czechoslovakia — научный Бюллетень
астрономических институтов ЧССР, Прага, ЧССР
BAF Bulletin de Г Association Frangaise d'Observateurs d'Etoiles Variables
(AFOEV) — Бюллетень французской Ассоциации наблюдателей пере-
переменных звезд, Лион, Франция
BAN Bulletin of the Astron Institutes of the Netherlands — Бюллетень астро-
астрономических институтов Нидерландов, Лейден, Голландия (выходил до
1969 г., см А&Ар)
BD Bonner Durchmusterung — Боннское Обозрение неба—знаменитый четы-
четырехтомный катало! и большой атлас 457 857 звезд, от северного полюса
до —2°, составленный Ф Аргеландером и его сотрудниками (Бонн, 1859—
1862) и Шенфельдом (от —Г до —23°). Полон до 9т,Ь. Эпоха 1855 г. Про-
Продолжение на юг см CoD
BS Catalogue of Bright Stars — Каталог 9110 ярких звезд Шлезингер 1940,
США; новое C-е) издание Д Хоффлейт, 1965.
BSAF Bulletin de la Societe Astron de France, «L'Astronomie» — Бюллетень
франц. астр, о-ва («Астрономия»), Париж. Осн в 1882 г. К Фламмарио-
ном
BDS A General Catalogue o\ Double Stars — Общий каталог Бэрнгема (Burn-
ham) 13665 двойных звезд. Два тома охватывают все небо до —31°.
Вашингтон, 1906 г.
BZ Beobachtung Zirkular der AN Выходил до 1942 г. в Киле.
CdC Carte du Ciel Catalogue Astrographique — Карта неба. Фотографический
атлас неба — международное начинание, в котором приняли участие
с 1887 г. 18 обсерваторий. На одинаковых, так называемых нормальных
астрографах на пластинках 2°х2° при масштабе 60" в мм получились
все звезды до 14т. Измерены и помещены в каталоги все звезды до 12т.
Вышло 90% каталогов и далеко не все карты Каталоги дают прямо-
прямоугольные координаты звезд и формулы перехода к экваториальным
координатам.
381

CoD или Cordoba Durchmusterung — Кордовское Обозрение неба. 4-томное
продолжение BD от —22° до —90°, составленное аргентинским астроно-
CD мом Томе и другими. Содержит 613 953 звезды до 9"\5. Координаты 1875 г.
Аргентина, 1892—1932 гг.
С. et Т. Gel et Тегге — «Небо и Земля» — бельгийский научно-популярный
журнал.
CR Comptes Rendus Hebdomadaires, Доклады Парижск. Академии наук.
CPD Cape Photographic Durchmusterung — Капское фотографическое обозре-
обозрение. Составлено Д. Гиллом и Я. Каптейном по фотографиям, полученным
на Обсерватории на мысе Доброй Надежды. Три тома A896, 1897 и
1900 гг.) содержат 454 875 звезд в среднем до 9т,2 от—19° до южного
полюса. Координаты 1875 г.
EBL Bergedorfer Eigenbewegungs-Lexikon — Двухтомный каталог Шорра
A923); второе издание 1936 г., в нем собраны все собственные движения
(94 731 звезды), известные до 1935 г.
FK Fundamentalkatalog Ауверса A879) — первый фундаментальный ката-
каталог 539 ярких звезд от полюса до —10°. Прибавление (Ауверс, 1883)
содержало еще 83 звезды до—32°.
FK3 Dritter Fundamentalkatalog — Третий фундаментальный каталог 1587
звезд до 6W. А. Копф, 1934 (опубликовано в Берлинском Ежегоднике —
Berliner astr. Jahrbuch на 1937).
FK4 Четвертый фундаментальный каталог — точные положения 1535 звезд
до7т, составлен в Гейдельберге; вошел в 1964 г. в международное изда-
издание Apparent Places of Fundamental Stars — Видимые места фундамен-
фундаментальных звезд.
GC General Catalogue of Proper Motions — Общий каталог собственных дви-
движений Б. Босса. Четыре тома содержат точные положения и собственные
движения 33 342 звезд всего неба. Координаты 1950 года. 1937 г. Вашинг-
Вашингтон, США.
GuL Geschichte und Literature des Lichtwechsels der veranderlichen Sternen —
История и библиография переменных звезд. Три тома первого издания
1918 г. Мюллера и Хартвига охватывали 1637 переменных всего неба.
Два тома второго издания Прагера A936—1939) дополняют первое изда-
издание в созвездиях Андромеда — Змееносец. В 1941 г. на Гарвардской об-
обсерватории (США) вышел том трудов (НА 111), составленный Прагером,
библиография 3592 переменных, обозначенных в 1931—1938 гг. В 1952
и 1957 гг. в Потсдаме вышли составленные Шнеллером тома III и IV
второго издания. Третий том давал дополнительные данные о переменных
в созвездиях Орион—Лисичка с 1916 по 1950 гг.; четвертый—данные о
литературе до 1954 г. для переменных, обозначенных до 1938 г.
НА Annals of Harvard College Observatory — Труды Гарвардской обсерва-
обсерватории (Кэмбридж, Массачусетс, США).
НАС Harvard College Observatory Announcement Card — открытки со сроч-
срочными сообщениями, рассылаемые Гарвардской обсерваторией.
НВ Bulletin of the Harvard College Observatory — Бюллетень Гарвардской
обсерватории.
НС Harvard College Observatory Circular — Циркуляр Гарвардской обсер-
обсерватории.
HdAp Handbuch der Astrophysik — Руководство по астрофизике — многотом-
многотомное фундаментальное издание, составленное видными специалистами
многих стран A928—1936), Берлин.
HdBAA Handbook of the British Astron. Association — Ежегодный справочник
Английской Астрономической Ассоциации, Лондон.
HdPh Handbuch der Physik — Руководство по физике, пять томов которого
посвящены астрофизике A956—1965). Отчасти заменяет HdAp.
HD Henry Draper Catalogue — знаменитый спектральный Дрэперовский ка-
каталог Гарвардской обсерватории (опубликован в НА 91—99, 1918—1924).
Координаты 1900 года. Содержит спектральные классы 225 300 звезд.
HDExtension (НА 100, 1936; 105, 1937)—каталоги еще 90 000 звездных
382

спектров. В НА 112, 1949 еще 87 000 спектров Всего опубликована
классификация 391 000 звезд
HGD Harvard—Groningen Durchmusterung — каталог 250 000 звезд (до 16т
в SA 1—206 (Пикеринг, Каптейн, Ван Райн, 1918—1924).
HP Harvard Photometry — Гарвардская фотометрия (НА 14) — знаменитый
фотометрический каталог 4260 звезд. 1882 г.
HRP или Harvard Revised Photometry — Ревизионный (т. е. пересмотренный и
HR исправленный) каталог блеска 9110 звезд до 6т,Ь (НА 50, 1908).
IAU или International Astronomical Union, Union Internationale Astronomique —
UAI Международный Астрономический Союз (MAC).
1С Index Catalogue (I и II) —Два дополнительные каталога к основному
каталогу Дрейера NGC; вышли в 1895 и 1908 гг. Содержат 5386 объек-
объектов. Все три каталога переизданы в одном томе в 1953 г.
JBAA Journal of the British Astron. Association — Журнал Британской астро-
астрономической ассоциации.
JBAC The Journal of the Royal Astron. Society of Canada — Журнал Канадского
астр, о-ва, Торонто, Канада.
JO Journal des Observateurs — Журнал наблюдателей, Марсель, Франция
(см. А&Ар).
LB Landolt — Bernstein — Числовые данные и функциональные связи (в на-
науке и технике). Новая серия, группа VI, том I. Астрономия и астрофи-
астрофизика. Изд. Шпрингер, Берлин, 1965, 711 стр.
LOB Lick Observatory Bulletin — Бюллетень Ликской обсерватории, США.
М Catalogue des nebuleuses et amas d'etoiles — Список 103 туманностей и
звездных скоплений, опубликованный в 1783—84 гг.Ш.Мессье в Connais-
sance des Temps — Обозначение по этому каталогу: например, М 13.
МК или Обозначение звездных спектров в системе Моргана. Кинана и Кельман,
МКК опубликованное в Atlas of Stellar Spectra (Чикаго, США, 1943).
MN Monthly Notices of the Royal Astron. Society — Ежемесячные Известия
Английского астрон. о-ва, Лондон.
MtWC Mount Wilson Observ. Contributions — Сообщения обсерватории Маунт
Вилсон (большей частью это оттиски из ApJ). США.
NFK Neuer Fundamental-Katalog — Новый Фундаментальный Каталог 905
звезд и 20 околополюсных для 1870 и 1900 гг. (И. Петере, 1907).
NGC A New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars — Каталог
7840 туманностей и звездных скоплений, составленный Дж. Дрейером.
Обозначение по этому каталогу: например, NGC 255. Новое издание
(вместе с 1С)—13 673 объекта, 1953 г.
NPS North Polar Sequence — Северный Полярный Ряд — продолжительное
время служил основным фотометрическим стандартом в звездной фото-
фотометрии (Сире, 1922).
N30 Каталог 5268 стандартных звезд до 8^,0, основанный на нормальной
системе N30. Эпоха 1950 г. X. Морган, Вашингтон, 1952.
Obs The Observatory — «Обсерватория» — журнал Английского Астрон.
о-ва. Лондон, Англия.
PAAS Publications of the Amer. Astr. Society—Труды Амер. Астрон. о-ва, США.
PASP Publications of the Astr. Society of Pacific — Труды Астрон. о-ва запад-
западных штатов США, Сан-Франциско.
PD Potsdamer Photometrische Durchmusterung — Потсдамский фотометри-
фотометрический каталог 14 199 звезд северного неба до 7т,Б. Потсдам, Германия,
1905.
PGC Preliminary General Catalogue—Предварительный общий каталог Л. Бос-
Босса. США, Содержит точные положения (эпохи 1900 г.) и \i 6188 звезд
всего неба, из них 4030 звезд ярче 6^,0. Вашингтон, 1910.
POSS Palomar Obs. Sky Survey — Фотогр. атлас обсерватории Маунт Пало-
мар и Нац. географ, о-ва США — обзор неба с 48" телескопом Шмидта.
Каждая карта ~36 кв. градусов. Всего около 2000 карт в синих и
красных лучах; звезды до 20—21™.
RAS Royal Astron. Society — Британское астрономическое о-во.
RASC Royal Astr. Society of Canada — Астрон. о-во Канады. Торонто, Канада.
363

$A Selected Areas — Избранные площадки Каптейна — план всесторон-
всестороннего исследования неба в 252 небольших площадках, равномер-
равномерно распределенных по всему небу. Каталог 67 941 звезды (до 18'Л,6) в
SA 1 —139 от +90° до—15° издан обсерваторией Маунт Вилсон
в 1930 г.
SDS Southern Double Stars — Каталог D тома) южных двойных звезд. Издан
в 1927 г. в Иоганнесбурге под руководством Р. Иннеса.
S&T Sky and Telescope — «Небо и Телескоп» — американский научно-попу-
научно-популярный журнал высокого уровня. Гарвардская обсерватория.
Trans IAl' Transactions of the IAU — Труды съездов MAC.
UAIC Circulaire de l'Union Astronomique Internationale — Циркуляр, издавае-
издаваемый Бюро срочных сообщений MAC.
W General Catalogue of Stellar Radial Velocities — Общий каталог лучевых
скоростей звезд — Каталог 15 106 звезд, составленный Р. Вилсоном,
Вашингтон, США, 1953 г.
ZfAp Zeitschrift fur Astrophysik — Немецкий астрофизический журнал. Бер-
Берлин (выходил до 1969 г.; см. А&Ар).

ТАБЛИЦЫ
ОБЩИЙ ОТДЕЛ
ТАБЛИЦА 1
Астрономические знаки и обозначения
о
<с
д
%
9
Ъ
6
tji
PL
й
$
1
*
"
*
ё-
Солнце, а также
Луна »
Марс »
Меркурий »
Юпитер »
Венера »
Сатурн »
или ф Земля
или g Уран
или ^ Нептун
или f?, Плутон
Веста
Юнона
Паллада
Церера
Астрея
Ирида
Геба
звезда
комета
Знаки
Зодиака
Воскресенье
Понедельник
Вторник
Среда
Четверг
Пятница
Суббота
Геоиентр
долготы
У Aries, Овен, а также С°—30°
точка весеннего рав-
равноденствия, которая
теперь находится в
созвездии Рыб
й Taurus, Телеп 30—60
J[ Gemini, Близнецы 60—90
g$ Cancer, Рак 90 — 120
6 Leo, Лев 120—150
W Virgo, Дева 150—180
/ метеор
& телескопический метеор
j? болид
@ астероид № 86
Var переменная звезда
?1 или Ц восходящий узел орбиты
ХЗ или iS нисходящий узел орбиты
(j соединение (разность геоцентри-
геоцентрических долгот 0°)
рР противостояние (разность долгот
_ 180°)
\_] квадратура (разность долгот 90°)
ф новолуние
первая четверть
полнолуние
(?_ последняя четверть
а или AR прямое восхождение
д склонение
X эк пиитическая долгота, а также гео-
i рафическая долгота
Р эк пиитическая широта
Ф reoi рафическая широта
г зенитное расстояние
и
Знаки
Зодиака
Libra, Весы, а также
точка осеннего равно-
равноденствия, которая те-
теперь находится в со-
созвездии Девы
Srorpius, Скорпион
Sagittarius, Стрелец
Capricornus, Козерог
Aquarius, Водолей
Pisces, Рыбы
/ еоцентр.
долготы
180—210°
2Ю—240
240—270
270—300
300—330
330—360
П. Г. КуЛИКОБСКИЙ
3Sj

продолжение табл. I
N
S
Е
W
а
d
h
0
А
Север
Юг
Восток
Запад
год
сутки
m s час,
' " градус,
азимут
NE северо-восток
SE юго-восток
WN северо-запад
SW юго-запад
минута, секунда времени
минута, секунда дуги
М-
/
ь
п
Vr
h
t
s
собственное движение
галактическая долгота
галактическая широта
годичный параллакс
лучевая скорость
высота светила над горизонтом
часовой угол светила
звездное время
А,
в,
Г,
д,
Е,
Z,
н,
,0.
А,
В,
С,
D,
Е,
F,
G, ,
Н, 1
1,
а
Р
Y
6
8
С
е
a
b
с
d
е
f
g
h
i
альфа
бэта
гамма
дельта
эпсилон
дзета
эта
тэта
а
бэ
ЦЭ
дэ
Ъ
эф
гэ (же)
ха (аш)
и
ТАБЛИЦА 2
Греческий и латинский алфавиты
Греческий алфавит
1, i йота
К, и каппа
A, к ламбда
М, \i ми
N, v ни
B, I кси
О, о омикрон
П, п пи
Латинский алфавит
J, j йот (жи)
К, к ка
L, 1 эль
М, m эм
N, n эн
О, о о
Р, р пэ
Q> q ку
R, г эр
Р, р ро
2, a, g сигма
Т, т тау
Г, v ипсилон
фи
хи
Ф,
X,
Ч?, if пси
Q, со омега
S, s эс
Т, t тэ
U, u у
V, v вэ
(W, w дубль-вэ)
X, х икс
Y, у ипсилон
(игрек)
Z, z зэта (зет)
(В скобках указаны часто употребляемые французские названия, а также буква w кото-
которой нет в латинском алфавите)
ТАБЛИЦА 3
Единицы длины
1 метр (м) = 1650763,73 длины волны оранжевой криптоновой линии в вакууме =
= 100 см ==1000 мм
1 сантиметр (см)= 10 ж=10 мм
1 миллиметр (мм)= 10" ж =1000 микрон = 10? А
1 микрон (мк, (х)=10~4 см = 0,00\ ^ж=1000 миллимикрон = 10~6 ж=104 А
1 миллимикррн (ммк, тц)~\0~7 см=\0 ангстрем
J ангстрем (А) = 10~8 ел = 0,1 л,мк =10-? мм=\0-10 м
1 километр (км) = 105 см =1000 м
1 верста = 500 сажен = 1,06680 км
1 сажень = 3 аршина = 2,13356 м ( = 7 англ. футам)
1 аршин=16 вершков = 0,7112 м
1 вершок = 4,44500 см
] русская линия = 0,1 дюйма = 2,54 мм
366

Продолжение табл. 3
1 морская миля = 1,8522 км (соответствует Г дуги меридиана)
1 английская миля = 1,609344 км (статутная миля)
1 английский фут=12 дюймам = 30,4800 см
1 английский дюйм = 2,540 см («универсальный»)
1 астрономическая единица (а. е.) = 149 600 000 км
1 световой год = 9,463• 1017 см = 0,3069 парсека = 63240 а. е.
1 парсек (пс) = 30,857 • 1017 см = 206265 а. е. = 3,263 светового года^31 тыс. млрд. км
1 килопарсек (кпс) = 1000 парсек = 30,857• 1015 км
1 мегапарсек (Мпс) = 1 000 000 парсек = 30,857 1018 км
ТАБЛИЦА 4
Некоторые математические величины
Отношение длины окружности к ее диаметру я = 3,1415926536 *); lg л = 0,497149873
Основание натуральных логарифмов ? = 2,7182818235; M = \ge = 0,434294482
lg M = 1,637784311, 4г = In 10 = 2,3025850930;
ь /И
lg -i- = 0,362215689, In я =1,1447298858;
1 Я0
1 радиан = -^—- = 57°,2957795131 = 57° 1744", 80625 =
Л
= 3437',74677078 = 206264",806247 sin l° = 0,0174533
1° = 0,0174533 радиана; Г = 0,000290888 радиана sin Г = 0,0002909
1" = 0,00000484814 радиана sin 1/; = 0,00000485
Площадь сферы =129600/л = 41252,961 кв. градуса; 360° = 21600' = 1296000"
Единица телесного угла стерадиан = 32400/л2 = 3282,806 кв. градуса (например,
круговой конус с плоским углом при вершине в 65°,5)
2л =6,28319 — = 1,31831 /2я = 2,50663 ?/л; = 1,46459
4л =12,56637 /=1,41421 -^==0,39894 — = 0,36788
У 2л е
4-^0,78540 * =0,10132 1/^- = 1,25331 е2 = 7,38906
4 Лг V I
^- = 4,18879 V л =1,77245 / =1,73205 JL.^0,13534
3 е1
1 1 /"Т —
я2 =9,86960 -А-^0,56419 1/ — = 0,79788 /10 = 3,16228
у л Г л
*) л — первая буква греческого слова леркререиа — окружность; с ЭВМ определено бо-
более 1000 десятичных знаков.
13* 337

ТАБЛИЦА 5
Некоторые физические постоянные
Секунда—1/31 556 925,97474 часть тропического года для 1900 г. января 0,
12h эфемеридного времени (MAC, 1955)
Универсальная постоянная тяготения /, входящая в закон тяготения Ньютона
/ = F,673±О,ОО17).1О-8 г-1
0
Ускорение силы тяжести на широте 45° (абсолютное) g45o =980,616 см-сек~2
Стандартное ускорение силы тяжести (принятое для барометрических расчетов)
9806652
?0,
Число Авогадро (число молекул на моль) No = F,022169±0,00040). 1023 моль~1
Механический эквивалент тепла D,1855±0,0004) дж-кал~1 = 0,41046 кгм-кал'1
Скорость света в пустоте с = B99792,5±0,1) км-сек~х = ~ 3- \№км-сек~1
Электрон-вольт (eV или эв)—энергия, приобретаемая электроном при ускорении
его разностью электрического потенциала в \в = ( 1,6021917±0,0000070). 10~12 эрг
Скорость электрона, соответствующая 1 электрон-вольту, 593,2 км-сек-1
Постоянная Больцмана /г = A,380622±0,000059)-10~16 эрг-град'*
Постоянная Планка h = F,6262±0,0005)-10~27 эрг-сек
Заряд электрона е = D,803250±0,000021)• Ю0 эл.-стат. ед. {см^'-г^'-сек-1)
Масса электрона те = (9,109558±0,000054)-10~28 г=@,51100041 ±0,00000016) Мэз
Масса протона тр=-A,67245±0,00005). 10~24 г=A836,109±0,011) те
Постоянная закона Стефана—Больцмана, рассчитанная для полусферы, 1 см1 и
1 Сек% а = E,6697±0,0029)-10-5 эрг-см~2-град~^ сек~1
Постоянная закона смещения Вина Л = @,289780±0,000005) см-град
Давление в 1 атмосферу (стандартная атмосфера) = 760 мм ртутного столба
Л0 = A,013246±0,000004)-106 дин-см^^ 1,0333 кг.см~2=\0№Ь 2
= 1013,246 мб (миллибар)
1 калория (малая) = D,1855±0,0004) дж « 4.107 эрг.
Абсолютный нуль 0 °К = — B73,155±0,015) °С
*) С точностью до двадцатой доли процента можно принять.!
/¦=^..10-» г-*-см3-сек-*.
ТАБЛИЦА 6А
Химические элементы
Элемент
русское
название
Водород
Гелий
Литий
Бериллий
латинское
название
Hydrogenium
Helium
Lithium
Beryllium
Сим-
Символ
H
Не
Li
Be
Атомный
номер
1
2
3
4
Атомный
вес (сист
Ас*))
1,0080
4,0026
6,939
9,0122
Иониз. по-
тенц.
(сост. II)
эв, eV
13,60
24,58
5,39
9,32
Космич. рас-
пространен-
пространенность (лог.
числа ат **))
12,00
11,21
3,50
2,80
*) Вместо физической и химической шкал введена единая шкала «относительных атом-
атомных масс (весов)», в основу которой положена масса изотопа С12, принятая за 12,000. Шка-
Шкала Ас в 1 000043 раза меньше химической Ах> основанной на атомном весе природной (атмо-
(атмосферной) смеси изотопов О (99,759% О16,0,037% О17 и 0,204% О18), который принимался за 16.
**) Распространенность элементов в ближайшей части Галактики (по различным дан-
данным, приведенным в книге Л Аллера «Распространенность химических элементов», перев.
с англ., ИЛ, 1963, 357 стр.). Однако и вблизи Солнца встоечаются звезды с аномалиями
содержания различных элементов.
388

Продолжение табл. 6А
Элемент
русское
название
Бор
Углерод
Азот
Кислород
Фтор
Неон
Натрий
Магний
Алюминий
Кремний
Фосфор
Сера
Хлор
Аргон
Калий
Кальций
Скандий
Титан
Ванадий
Хром
Марганец
Железо
Кобальт
Никель
Медь
Цинк
Галлий
Германий
Мышьяк
Селен
Бром
Криптон
Рубидий
Стронций
Иттрий
Цирконий
Ниобий
Молибден
Технеций
Рутений
Родий
Палладий
Серебро
Кадмий
Индий
Олово
Сурьма
Теллур
Иод
Ксенон
Цезий
Барий
латинское
название
Borum
Carboneum
Nitrogenium
Oxygenium
Fluorum
Neon
Natrium
Magnesium
Aluminium
Silicium
Phosphorus
Sulfur
Chlorum
Argon
Kali urn
Calcium
Scandium
Titanium
Vanadium
Chromium
Manganum
Ferrum
Cobaltum
Niccolum
Cuprum
Zincum
Gallium
Germanium
Arsenicum
Selenium
Bromum
Krypton
Rubidium
Strontium
Yttrium
Zirconium
Niobium
Molybdaenum
Technetium
Ruthenium
Rhodium
Palladium
Argentum
Cadmium
Indium
St annum
Stibium
Tellurium
Iodum
Xenon
Cesium
Barium
Сим-
Символ
В
С
N
О
F
Ne
Na
Mg
Al
Si
P
S
Cl
Ar
К
Ca
Sc
Ti
V
Cr
Mn
Fe
Co
Ni
Cu
Zn
Ga
Ge
As
Se
Br
Кг
Rb
Sr
Y
Zr
Nb
Mo
Tc
Ru
Rh
Pd
Ag
Cd
In
Sn
Sb
Те
I
Xe
Cs
Ba
Атомный
номер
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20-
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
Атомный
вес (сист
Aq *))
10,811
12,01115
14,0067
15,9994
18,9984
20,179
22,9898
24,305
26,9815
28,086
30,9738
32,064
35,453
39,948
39,102
40,08
44,956
47,90
50,942
51,996
54,9380
55,847
58,9332
58,71
63,546
65,37
69,72
72,59
74,9216
78,96
79,904
83,80
85,47
87,62
88,905
91,22
92,906
95,94
97
101,07
102,905
106,4
107,868
112,40
114,82
118,69
121,75
127,60
126,9044
131,30
132,905
137,34
Иониз
потенц
(сост Ш
эв, eV
8,30
11,26
14,54
13,61
17,42
21,56
5,14
7,64
5,98
8,15
10,55
10,36
13,01
15,76
4,34
6,11
6,56
6,83
6,74
6,76
7,43
7,90
7,86
7,63
7,72
9,39
6,00
7,88
9,85
9,75
11,84
14,00
4,18
5,69
6,6
6,95
6,77
7,18
7,45
7,5
7,7
8,33
7,57
8,99
5,78
7,33
8,64
9,01
10,44
12,13
3,89
5,21
Космич рас-
пространен-
пространенность (лог
числа ат **))
2,88
8,60
8,05
8,95
6,0
8,70
6,30
7,40
6,22
7,50
5,40
7,35
6,25
6,88
4,82
6,19
2,85
4,89
3,82
5,38
5,12
6,57
4,75
5,95
4,50
4,28
2,45
3,20
2,11
3,33
2,65
2,21
2,35
2,70
2,45
2,50
1,50
1,88
—
1,44
0,80
1,26
0,82
1,45
0,75
1,57
0,95
2,05
1,35
2,06
1,16
2,08
2S9

Продолжение табл. 6А
Э Л f* м р i-т т
русское 1
название |
Лантан
Церий
Празеодим
Неодим
Прометий
Самарий
Европий
Гадолиний
Тербий
Диспрозий
Гольмий
Эрбий
Тулий
Иттербий
Лютеций
Гафний
Тантал
Вольфрам
Рений
Осмий
Иридий
Платина
Золото
Ртуть
Таллий
Свинец
Висмут
Полоний
Астатин
Радон
Франций
Радий
Актиний
Торий
Протактиний
Уран
Нептуний
Плутоний
Америций
Кюрий
Берклий
Калифорний
Эйнштейний
Фермий
Менделевий
Нобелий
Лоуренсий
Курчатовий
Сергений
латинское
название
Lanthanum
Cerium
Praseodymium
Neodymium
Promethium
Samarium
Europium
Gadolinium
Terbium
Dysprosium
Holmium
Erbium
Thulium
Ytterbium
Lutetium
Hafnium
Tantalum
Wolfram
Rhenium
Osmium
Indium
Platinum
Aurum
Hydrargyrum
Thallium
Plumbum
Bismuthum
Polonium
Astatium
Radon
Francium
Radium
Actinium
Thorium
Protactinium
Uranium
Neptunium
Plutonium
Americium
Curium
Berkelium
Californium
Einsteinium
Fermium
/vlendelevium
Nobel ium
Laurencium
Curcatovium
Sergenium
Сим-
Символ
La
Ce
Pr
Nd
Pm
Sm
Eu
Gd
Tb
Dy
Ho
Er
Tm
Yb
Lu
Hf
Та
W
Re
Os
Ir
Pt
Au
Hg
Tl
Pb
Bi
Po
At
Rn
Fr
Ra
Ac
Th
Pa
U
Np
Pu
Am
Cm
Bk
Cf
Es
Fm
Md
No
Lr
Ku
Sg
Атомный
номер
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
91
92
93
94
95
96
97
98
99
100
101
102
103
104
108
Атомный вес
(сист. Ас*))
138,91
140,12
140,907
144,24
147
150,35
151,96
157,25
158,924
162,50
164,930
167,26
168,934
173,04
174,97
178,49
180,948
183,85
186,2
190,2
192,2
195,09
196,967
200,59
204,37
207,19
208,980
210
210
222
223
226
227
232,038
231
238,03
237
242
243
247
247
252
254
257
257
255
256
264
-291
Иониз
потенц
(сост II)
эв eV
5,61
6,9
5,76
6,3
F,3)
5,7
5,67
6,16
6,7
6,8
F,9)
F,9)
F,9)
6,26
5,0
5,5
6
7,98
7,87
8,7
9,2
8,96
9,22
10,43
6,11
7,42
8,3
8,4
9,5
10,74
4,0
5,28
E,5)
E,7)
E,7)
D)
.
.
—
Космич. рас-
пространен-
пространенность (лог.
числа ат.**))
1,10
1,29
0,66
1,36
—
0,89
0,48
1,05
0,24
1,08
0,39
0,84
0,08
0,78
0,06
0,40
0,75
0,60
0,90
1,40
1,20
1,70
0,66
0,75
0,55
1,50
0,50
0,00
—0,30
Примечани я Прометий, астатин, франций и все трансурановые элементы получе-
получены искусственно, в природе найден лишь изотоп нептуния
Гелий впервые был обнаружен на Солнце в 1868 г
Периоды полураспада: Тс 5-Ю5 лет, Pm la, At 8h,3, Fr 21m, U 4,5-109 лет, Np 2,20x
ХЮе лет, Pu 7,6-107 лет, Am 8,0-103 лет, Cm>4-107 лет, Bk 7-Ю3 лет, Cf 54d, Lr-6S.
390

ТАБЛИЦ А8Б
Распределение электронов в атомах различных элементов
Эле-
Элемент
н
Не
Li
Be
В
С
N
О
F
Ne
Na
Mg
Al
Si
P
S
Cl
Ar
К
Ca
Sc
Ti
V
Cr
Mn
Fe
Ce
К
1
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
1
2
3
4
5
6
7
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
M
1
2
3
4
6
7
8
8
8
g
10
11
13
13
14
15
л/
1
2
2
2
2
1
2
2
2
Эле-
мент
Се
Ni
Си
Zn
Ga
Ge
As
Se
Br
Kr
Rb
Sr
Y
Zr
Nb
Mo
Tc
Ru
Rh
Pd
Ag
Cd
In
Sn
Sb
Те
I
/<
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
L
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
M
15
16
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
N
2
2
1
2
3
4
5
6
7
8
8
8
9
10
12
13
13
15
16
18
18
18
18
18
18
18
18
0
1
2
2
2
1
1
2
1
1
0
1
2
3
4
5
6
7
Эле-
Элемент
I
Xe
Cs
Ba
La
Ce
Pr
Nd
Pm
Sm
Eu
Gd
Tb
Dy
Ho
Er
Tm
Yb
Lu
Hf
Та
W
Re
Os
Ir
Pt
Аи
К
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
L
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
M
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
IF
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
!«
N
18
18
18
18
18
20
21
22
23
24
25
25
27
28
29
30
31
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
0
7
8
8
8
9
8
8
г
Г
о
8
8
9
8
8
8
8
8
с
10
11
12
13
14
15
17
18
р
1
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
1
1
Эле-
Элемент
Аи
Hg
Т1
РЬ
Bi
Ро
At
Rn
Fr
Ra
Ac
Th
Pa
U
Np
Pu
Am
Cm
Bk
Cf
Es
Fm
Md
No
Lr
Ku
к
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
L
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
8
3
8
M
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
1-°
18
N
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
32
о
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
18
20
21
23
24
25
25
27
28
29
30
31
32
32
32
p
1
2
3
4
5
6
7
8
8
8
9
10
9
9
8
8
8
g
8
8
8
8
8
8
g
10
Q
1
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
ТАБЛИЦА 7
Международная система единиц СИ
Международная система единиц СИ (т.е. S1—Система Интернациональная),
принята Комитетом стандартов, мер и измерительных приборов при СМ СССР
18 сентября 1961 г. Она универсальна и удобна для применения, и со временем
повсеместно должна вытеснить все другие системы единиц СИ состоит из шести
основных, двух дополнительных и ряда производных единиц. Ниже приводятся
из производных единиц те, которые используются в астрономии:
Основные единицы СИ
Длина — метр (обозначается м или т)
Масса — килограмм (кг или kg)
Время — секунда (сек или s)
Сила света — свеча (ев или cd)
Термодинамическая температура — градус Кельвина (°К)
Сила электрического тока — ампер (а или А)
Дополнительные единицы СИ
Угол в плоскости — радиан (рад или rad)
Угол в пространстве (телесный угол) — стерадиан (стер или sr)
391

Продолжение табл 7
Некоторые производные единицы, используемые
в астрономии
Плотность — килограмм на кубический метр (кг/м3 или g)
Сила (в том числе и сила веса) — ньютон (н или А/); размерность кг-м сек~2
Работа, энергия, а также количество теплоты — джоуль (дж или У); размер-
размерность н-м.
Мощность — ватт (вт или w)\ размерность дж-сек~1
Давление — н на м2 (н/м2 или N/m2)
Угловая скорость — радиан в секунду (рад/сек или rad/s)
Теплоемкость—джоуль на градус (дж/град или J/deg)
Количество электричества — кулон (к или с) или ампер-секунда (а-сек или a-s)
Разность потенциалов — волы (в или о); размерность вт-а
Световой поток — люмен (лм или 1т)) размерность св-стер
Световая энергия — люмен-секунда (лм-сзк или lm s)
Освещенность — люкс (л/с пли 1х)\ рат.-ерность лм-м~2
ТАБЛИЦА 8
Астрономические постоянные
А. XII съездом MAC в 1964 г. утверждена новая система астрономических
постоянных. Решено принять для а. е. округленное значение 149 600 000 км (вы-
(вытекающее из современных радиолокационных измерений межпланетных расстояний),
что соответствует параллаксу Солнца 8",794 и постоянной аберрации 20/;,496.
По данным анализа .движения ИСЗ отношение массы Земли к массе Луны
принимается равным 81,30. Длину радиуса земного экватора приняли равной
F378160 ± 10) м. Сплюснутость земного эллипсоида (также из анализа движений
ИСЗ) 1/298,25 (очень близко к сплюснутости эллипсоида Красовского). Таким
образом, новая система основных и производных постоянных может быгь сумми-
суммирована следующим образом:
Основные постоянные
Зфемеридная секунда s= 1/31556925,97474 тропического
года эпохи 1900 г
Астрономическая единица А = 149600-106 м
Экваториальный радиус Земли #<? — 6378160 м
Гауссова гравитационная постоянная b^YY =0,01720209895
Геоцентрическая гравитационная посто-
постоянная, равная произведению /.$1$ G? = 398603-10в м*/сек*
Отношение масс Земли и Луны —=81,30.
Скорость света с = 299792,5-10й м/сек
Общая прецессия в долготе за 100 тро-
тропических лет (для эпохи 1900 г.) р — 5025",64
Наклон эклиптики к экватору A900 г.) e = 23°27/08ff,26
Постоянная нутации A900 г.) N = 9",210
Динамический коэффициент сплюснутости
Земли /2 = 0,0010827
Производные постоянные
Параллакс Солнца jiq = 8",794
Постоянная аберрянчи х = 20",496

Продолжение тсбч. 8
S//TA+|li) = 328 9
Л/с = 499с,012 =
— Od,005775 =
a ^ =384400-103
3422",61 =
L = 6",440
P =124" 986
1
¦12
8m
M
ЪТ
,317 = 0h,1386 =
^ 500 сек
2",61
Гелиоцентрическая гравитационная посто-
постоянная GS= 132718- 101ь м*/сек2
Отношение масс Солнца и Земли S/E^ 332958
Отношение массы Солнца к массе системы
Земля и Луна
Световое время для а. е.
Среднее расстояние Луны от Земли
Параллакс Луны (средний)
Постоянная лунного неравенства
Постоянная параллактического неравен-
ства Луны
Сплюснутость земного эллипсоида
Б. Другие астрономические величины либо «постоянные», меняющиеся со вре-
временем («постоянные» фиксируют значение величины для определенной эпохи).
Сбщая годичная прецессия по прямому восхождению т = 46",0851 +
+ 0",000279 (/ — 1900) или m = 3s,07234 + 0s,0O03186 (/ — 1900)
Сбщая годичная прецессия по склонению n = 20",Q468 — 0",000085 (t —1900)
Средний наклон экватора к эклиптике е = 23°27'8",26 — 0",4684 (/ —1900)
Продолжительность юлианского года 365,25 ср.суток = 8766h = 52960™ = 31557600s.
Продолжительность среднего гражданского года (григорианский стиль) 365,2425
ср. солн. суток = 365d5h49m 12s.
Продолжительность тропического года 365,24219879 —0,0000003614 (* —1900) *) =
= [365d5h48m46s = 8765h,813 = 525948m,77] = 31556926s,34 — Qs,0053(*— 1900)
Продолжительность звездного года 365,25636042 + 0,0009003011 (/ — 1900) =
=365d6h9m10s
Продолжительность аномалистического года 365,25964124 + 0,0000000304 (/ — 1930)
Продолжительность драконического года 346,620031+0,00000012 (/ —1900)
Продолжительность лунного года в 12 синодических месяцев 354,35 ср. солн. суток
Продолжительность тропического месяца 27,321582 ср. суток = 27 7 43m4s
Продолжительность аномалистического месяца 27,554550 ср. суток = 27d13h18m33s
Продолжительность драконического месяца 27,212220 ср. суток = 27d5h5m36s
Средняя продолжительность календарного месяца A/12 ср.солн. года) 30 10 29m4s
Средние солнечные сутки = 1,002737909 звездных суток = 24 3m56s,5554 зв. вре-
времени
Звездные сутки=0,997269566 ср. солн. суток=23h56m04s,0905 ср. солн. времени
Среднее суточное видимое движение Солнца ==0°|9856076686=59\136460=3548'\18761
Сутки = 24h = 1440m = 86400s
Звездная величина V люкса (за пределами атмосферы) = —13^,89 ± 0^,05 (в ат-
атмосфере теряется около 0^,3; таким образом, на поверхности Земли люкс со-
соответствует — 13OT,6)
Освещенность от всего ночного безлунного неба 0,0003 л/с; его поверхностная
яркость в зените 10~8 сб, что соответствует V = 22^,39 с квадратной секунды
*) Уменьшается на 0s,53 в сто лет.
393

СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА
ТАБЛИЦА 9
Данные о Земле
Экваториальный радиус а = 6378,160 км
Полярный радиус 6 = 6356,777 км
Средний радиус 6371,032 км
Радиус-вектор на уровне моря на широте ф r== a @,998320 + 0,001684 cos 2ф
— 0,000004 cos 4ф+...)
й—Ь 1
Сплюснутость земного эллипсоида с = = оп о-
Г аЪ — Ъъ
Эксцентриситет земного меридиана е= Л/ ^— =0,081820
Поверхность Земли 510 069 000 км2
Поверхность суши = 29,2% всей поверхности Земли*)
Водная поверхность = 70,8% всей поверхности Земли
Объем Земли 1,083219-Ю12 км? « 1,1 1027 см3
Масса Земли 5,978-1027 г **)= 1: C32958 ± 20) массы Солнца « трех миллионных
массы О
Средняя плотность Земли 5,518 г/см?
Средняя плотность (земной коры) 2,80 г/см'А
Критическая скорость (скорость освобождения) у поверхности 11,2 км-сек~г
Длина 1° географической долготы A11,321 cos ф — 0,094 cos Зф) км (см. табл. 12)
Длина 1° географической широты A11,143 — 0,562 cos 2ф) км (см. табл. 12)
Разность астрономической ф и геоцентрической ф' широт
ф_ф'==б95",66— l",17sin 4ф+0",003sin 6ф (см. табл. 12)
Угловая скорость вращения Земли 15",041 сек~1 = 0,000072921 сек'1
Линейная скорость точки экватора 465,119 м/сек'1
Линейная скорость точки земной поверхности на широте ф равна
465,119-cos ф м-сек~1
Средняя скорость движения Земли по орбите 29,765 км-сек~1 « 100 000 км-час'1
Наибольшая скорость (в першелии) 30,27 км-сек
Наименьшая скорость (в афелии) 29,27 км-сек
Ускорение Земли к Солнцу 0,59 см/сек2
Ускорение силы тяжести на Земле (стандартное) go = 980,665 см-сек~2
То же на широте 45° (абсолютное) ?45о = 980,616 см-сек'2*
Ночное излучение Земли (в ясную ночь) 0,1—0,2 кал-см-мин~1
*) Около 0,1 суши покрыто вечными снегами и льдом.
**) Около 0,024% массы Земли составляет сода во всех ее формах; масса атмосферы
Земли E,158 ± 0,001)-1021 е (АЦ № 593, 1970)
394

ТАБЛИЦА 10
Геохронология
(геологическое летосчисление)
Эры
продолж в млн. лет
Кайнозой
Мезозой
Палеозой
Протерозой
Архей
70
115
325
^700
1500:
Периоды
продолж. в млн. лет
Четвертичный
Неоген
Палеоген
Меловой
Юра
Триас
Пермь
Карбон (каменноугольный)
Девон
Силур
Ордовик
Кембрий
Верхний архей
Нижний архей
1
29
40
40
40
35
40
50
35
35
85
80
1500
?
Конец периода
в млн. лет
0*)
30
70
110
150
185
225
275
310
345
430
510
1200
2700
*) Современная эпоха.
ТАБЛИЦА 11
Изменение с высотой И (в км) атмосферного давления Р (в миллибарах и в мл*
ртутного столба), плотности воздуха р (в г/см3), числа /V молекул или атомов
в см3, длины свободного пробега / (в см) и средней температуры (в °С)
н,
км
0
1
2
3
4
5
6
8
10
15
20
30
40
50
70
100
120
150
200
300
500
1000
F
мб
1013
899
795
701
616
540
472
356
264
121
56
12
2,9
0,97
0,08
5,8-Ю-4
6-Ю-5
5-10-6
5-Ю
4-Ю"8
210-9
1 10-п
4
4
3
3
3
1
7
мм Hg
760
675
596
526
462
405
354
267
196
91
42
9,0
2,2
0,76
0,С6
,4-10~4
,5-Ю-5
,8-Ю-6
,8-10-?
,ою-8
,5-10-!>
,5-Ю-1-
р.
г'см
1,22
1,11-
1,0Ь
9,1-
8,2-
7,4-
6,6-
5,2-
4,1-
1,93
8,9
1,90
3,9
1,15
1,1
8,8
ю-3
ю-»
ю-3
ю-4
ю-4
ю-*
ю-4
ю-4
ю-4
ю-4
ю-5
10
ю-8
ю-6
ю-7
10-ю
5,6- Ю-11
3,2
1,6
8
2
1
ю -«
Ю-13
Ю-15
Ю-16
N 1см-
2,55-1019
2,ЗЫ019
2,10-Ю19
1,89-1019
1,70-1019
1,53-101»
1,37-Ю19
1,09-101»
8,6-1018
4,0-Ю18
1,83-Ю18
3,91017
7,6-1016
2,4-Ю16
2,5-1015
1,8 1013
1,8-10"
9- 10го
5-Ю9
3- 10s
1107
1-Ю5
7,
8,
8,
9,
1,
\\
1,
2,
4,
1,
4
2
8
1
см
410-е
ыо-»
9-10-6
9-10-6
110-5
2-10-5
4-10-5
710-5
2-10-ь
6-Ю-5
0-Ю-4
8-Ю-4
4-10
5-Ю-3
0,09
9
130
8-10»
3-104
—
-1-15°
+ 8
+ 2
— 5
—11
—18
-24
—37
—50
—59
-59
-48
5
-ь з
—54
-43
+27
+ 177
+427
+627
+727
+ 727
ЗУЗ

ТАБЛИЦА 12
Разность географической и геоцентрической широт ф — ф', длина дуги
меридкана и длина дуги параллели (советский эллипсоид)
ф
0°
5
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
60
65
70
75
80
85
90
Ф_Ф' *)
0'0",0
1 59,9
3 56,1
5 45,3
7 24,1
8 49,4
9 58,8
10 50,1
11 21,7
11 32,6
11 22,5
10 51,6
10 00,8
8 51,7
7 26,4
5 47,3
3 57,6
2 00,7
0 00,0
Дуга
дуга в 1°
110576,4
110586,5
110613,2
110655,6
110712,6
110782,4
110862,9
110951,7
111046,2
111143,5
111240,6
111334,6
111422,6
111501,9
111570,1
111625,1
111665,0
111688,8
111695,9
меридиана (в м)
дуга в Г
1842,938
1843,078
1843,496
1844,178
1845,104
1846,247
1847,573
1849,042
1850,609
1852,228
1853,849
1855,424
1856,903
1858,241
1859,398
1860,337
1861,030
1861,454
1861,597
дуга в Г'
30,716
30,718
30,725
30,736
30,752
30,771
30,793
30,817
30,843
30,870
30,897
30,924
30,948
30,971
30,990
31,006
31,017
31,024
31,027
Дуга
дуга в 1°,
т е. в 4т
ДОЛГОТЫ
111321,4
110900,6
109641,2
107552,3
104648,9
100951,8
96487,9
91289,7
85395,3
78848,2
71696,9
63995,2
55800,9
47176,3
38187,2
«8902,5
19393,8
9734,7
0
параллели
дуга в Г,
т. е. в 4s
ДОЛГОТЫ
1855,356
1848,343
1827,354
1792,538
1744,148
1682,530
1608,132
1521,495
1123,255
1314,136
1194,949
1066,587
930,015
786,272
636,453
481,708
323,230
162,245
0
(в м)
дуга в 1"»
т е в 0s, 07
долготы
30,923
30,806
30,456
29,876
29,069
28,042
26,fO2
25,358
23,721
21,902
19,916
17,776
15,500
13,105
10,60S
8,028
5,387
2,704
0
*) ф-
692",627з1п2ф — l",163sir^+0",003sin6q,
ТАБЛИЦА 13
Продолжительность самого длинного и самого короткого дня
на разных широтах (с учетом рефракции)
Широта
0°
10°
20°
30°
40°
45°
Ми -^симальная
продолжи-
продолжительность дня
12h05m
12 40
13 18
14 02
14 58
15 33
Минимальная
продолжитель-
продолжительность дня
12h041T\5
11 30
10 53
10 10
9 16
8 42
Широта
50°
55°
60°
65°
65° 59'
67° 7'
Максимальная
продолжи-
продолжительность дня
16h 18rn
17 17
18 45
21 43
24 00
24 00
Минимальная
продолжитель-
продолжительность дня
8h0m
7 5
5 45
3 22
2 30
0 00
396

ТАБЛИЦА 14
Продолжительность полярного дня и полярной ночи
на разных широтах (с учетом рефракции)
га
н
Сев.
широ
67°, 1
68
69
70
71
72
73
74
75
76
рн.
Поля
день
od
40
61
70
78
86
93
100
107
114
сх
Поля
ночь
od
23
42
55
63
72
79
86
93
99
н
Сев
широ
77°
78
79
80
81
82
83
84
85
90
рн.
Поля
день
119d
126
131
137
142
148
153
158
163
189
рн.
Поля
ночь
lO5d
111
117
123
129
134
139
144
150
176
. н
Южч
широ
67°, 1
68
69
70
71
72
73
74
75
76
я
СХ
Поля
день
od
30
54
65
73
80
87
94
101
107
рн.
Поля
ночь
od
26
46
59
68
77
85
92
99
106
га
. н
Южн
широ
77°
78
79
80
81
82
83
84
85
90
я
СХ
Поля
день
113d
118
124
130
136
141
145
151
156
182
X
Поля
ночь
112d
117
124
130
136
.143
147
153
158
183
ТАБЛИЦА 15
Данные о Луне
Средний суточный параллакс Луны 57'2",61 = ~1° (параллакс меняется в среднем
от 53'54",6 до 6Г31",4)
Среднее расстояние Луны от Земли 384 440 км *) = 0,00257 а. е. =60,2682 радиуса
Земли (расстояние меняется от 356 410 до 406 740 км **))
Наибольший видимый угловой диаметр Луны 33'32"
Наименьший видимый угловой диаметр Луны 29'20"
Видимый угловой диаметр Луны на среднем расстоянии от Земли ЗГ5",16 = ~1865",2
Диаметр Луны 3474,4 им = 0,27234 экв. диаметра Земли « 3/и земного
Объем Луны 2195,3-107 о*3 = 2,2.1025 сж3 = 0,020266 объема Земли ^ Vso земного
Поверхность Луны 3,791 Ю7 о*2 = 0,0743 земной = 1/14 земной
Масса Луны 1/81,301 массы Земли = 0,012300 массы Земли = 1/27070500 массы
Солнца = 7,35 1025 г ~ 73 триллиона тонн
Средняя плотность Луны 3,350 г-см~3 = 0,607 средней плотности Земли
Ускорение силы тяжести на поверхности Луны 1,623 м-сек~2 = 0,\6?> земного «1/6
земного
Критическая скорость (скорость освобождения) 2,38 км/сек
*) По радиолокационным данным 384 402 ± 2 км
**) А земная тень —от 356 900 до 399 100 км.
397

Продолжение табл 15
Средний эксцентриситет лунной орбиты 0,05490 « 1/18; линейный эксцентриситет
21 000 км
Наклон лунной орбиты к эклиптике 5°8'43",4 (меняется с Р = 173d от 4°59'
до 5°19')
Средний наклон лунного экватора к орбите 6°40',7 (наклон меняется от 6°5Г
до 6°ЗГ)
Наклон лунного экватора к эклиптике 1°32'47'±24"
Наклон лунной орбиты к земному экватору меняется от 18S18' до 28°36'
Либрация по долготе 7°54'
Либрация по широте 6°50'
Параллактическая либрация около 1Э
Невидимая с Земли часть поверхности Луны составляет 0,410 всей поверхности
Луны (в первый раз сфотографирована первой советской автоматической меж-
межпланетной станцией в октябре 1959 г.); 0,180 всей поверхности то видимы, то
не видимы
Средняя видимая угловая скорость движения Луны 12е, 15 в сутки, около 0°,53
в час « поперечник лунного диска в час
Средняя скорость движения Луны по орбите 1,023 км/сек « 3681 км/час
Ускорение Луны в ее движении вокруг Земли 0,272 см/сек1
Сидерический мегяц, равный периоду вращения Луны, 27d7h43m 11s,47=27d,321661
ср суток « 65Lh43rn
Синодический месяц 29di2h44m2s,78 = 29d,5305882 ср. суток « 708h41m (меняется
от 29A,25 до 29d,83, т. е. ~ на 13h, вследствие эллиптичности лунной
орбиты)
Период вращения линии узлов 6798d^ 18,61 тропич. лет
Период вращения линии апсид 3232d^ 8,85 тропич. лет
Сферическое альбедо Луны 0,07
Видимая визуальная звездная величина в полнолунии mr= — 12m,71 ± 0m,06
(полная Луна светит в 465 000 (± 10°/0) раз слабее Солнца)
Показатель цвета Луны B — V = -\- \'",2
Средняя яркость полной Луны 0,251 сб
Освещенность, создаваемая полной Луной в зените на Земле на поверхности,
перпендикулярной к направлению падающих лучей, 0,25 люкса
«Лунная постоянная» — поток от Луны на Землю—1/225000 м. калорий
Температура в подсолнечной точке 4-130°С
Температура ночной стороны поверхности Луны—1*0—160°С
398

ТАБЛИЦА 16
Фазы Луны (точнее, возраст Луны в днях) нулевого числа каждого месяца
в 1950—2007 гг. (новолуние — фаза 0d ,первая четверть — 7d ,
полнолуние — 15 , последняя четверть — 22 )
1950
1951
1952
1953
1954
1955
1956
1957
1958
1959
I960
1961
1962
1963
1964
1965
1966
1967
1968
1969
Годы
1969
1970
1971
1972
1973
1974
1975
1976
1977
1978
1979
1980
1981
1982
1983
1984
1985
1986
1987
1988
1988
1989
1990
1991
1992
1993
1994
1995
1996
1997
1998
1999
2000
2001
2002
2003
2004
2005
2006
2007
Янв. <
11
22
3
14
25
6
17
28
10
21
2
13
24
5
16
27
8
19
0
11
1>евр 1
12
23
4
15
26
7
18
29
11
22
3
14
25
6
17
28
9
20
1
12
Ларт 1
12
23
4
15
26
7
18
0
11
22
3
14
25
6
17
V8
9
20
1
12
\пр
13
24
5
16
27
8
19
1
12
23
4
15
26
7
18
29
10
21
2
13
Май 1
14
25
6
17
28
9
20
2
13
24
5
16
27
8
19
0
11
22
3
14
Люнь
15
26
7
18
29
10
21
3
14
25
6
17
28
9
20
1
12
23
4
15
Люль
16
27
8
19
0
11
22
4
15
26
7
18
29
10
21
2
13
24
5
16
17
28
9
20
1
12
23
5
16
27
8
19
0
11
22
3
14
25
6
17
Сент.
18
29
10
21
2
13
24
6
17
28
9
20
1
12
23
4
15
26
7
18
Окг
19
0
11
22
3
14
25
7
18
29
10
21
2
13
24
5
16
27
8
19
Нояб
20
1
12
23
4
15
26
8
19
0
11
22
3
14
25
6
17
28
9
20
Дек.
21
2
13
24
5
16
27
9
20
1
12
23
4
15
26
7
18
29
10
21
399

ТАБЛИЦА 17
Освещенность, создаваемая Луной при разных углах фазы на
поверхности, перпендикулярной к направлению падающих лучей
Угол
фазы
0°
10
20
30
40
50
60
70
80
90
100
110
120
130
140
150
Освещенность
до полнолуния
100 (попнолун.)
78,8
60,3
46,6
35,7
27,6
21,1
16,2
12,0
8,2 (перв. четв.)
5,6
3,8
2,5
1,5
—
—
после полнолуния
100 (полнолун.)
76,0
58,7
45,3
35,0
27,3
21,1
15,6
11,1
7,8 (поел, четв.)
5,8
4,1
2,6
1,6
0,9
0,4
ТАБЛИЦА 18
Затмения Луны с 1970 по 1985 г.
1970
1970
1971
1971
1972
1972
1973
1974
1974
1975
1975
1976
1977
1978
1978
1979
1979
1981
1982
1982
1982
1983
1985
1985
21
17
10
6
30
26
10
4
29
25
18
13
4
24
16
13
6
17
9
6
30
25
4
28
Дата
февр
авг.
февр.
авг.
янв.
июля
дек.
июня
нояб.
мая
нояб.
мая
апр.
марта
сент.
марга
сент.
июня
янв.
июля
дек.
июня
мая
окт.
и.
8h
3
7
19
10
7
1
22
15
5
22
19
4
16
19
21
10
4
19
7
11
8
19
17
Т.
31т
25
42
44
53
18
48
14
16
46
24
50
21
25
03
10
54
48
56
30
26
25
57
43
z
0,6
5,0
15,6
20,7
12,9
6,9
1,2
9,9
15,5
17,5
13,1
1,7
2,5
17,5
16,0
10,5
13,4
6,9
16,2
20,6
14,4
4,1
14,8
12,9
Продолжит
част.
26т
71
107
112
102
80
36
93
106
109
102
43
51
109
107
94
103
80
107
112
105
65
106
102
ПОЛИ.
—
39т
51
21
—
—
—
38
45
23
—
—
45
41
—
26
—
42
51
33
—
35
21
Луна в
X
— 124°
— 50
—112
+ 65
—160
—108
— 29
+ 26
+ 128
— 87
+ 20
+ 62
— 64
+ 115
+ 73
+ 45
— 164
— 71
+ 63
— 112
—171
—126
+ 60
+ 90
зените
Ф
+ 11°
-14
+ 14
-17
+ 18
—20
+23
-22
+21
—21
+ 19
-18
- 6
2
о
+ з
— 7
—21
+22
—23
+23
—23
— 16
+ 13
400

ТАБЛИЦА 19
Данные о Солнце
Параллакс Солнца при среднем ра;"тоянии Земли от Солнца jXq = 8",7940976 х
± 0",0000147 (по радарным измерениям). MAC в 1964 г. принял значение 8",7Э
Параллакс Солнца меняется в пределах от 8",94 до 8",65
Среднее расстояние до Солнца = 23455,04 экваториального радиуса Земли =
= A49 599 300 ± 2000) км=\ а. е. = 107,6 DQ
Диаметр Солнца DQ = 1 392 000 км = 109,12D « 14-1010 см
Поверхность Солнца в 11930 раз больше поверхности Земли = 6087-1022 см2 =
= 608,7-1010 км2
Объем Солнца Vn=l 303 800 V± = 1,412-Ю33 см* =1,4-10i8 км*
Наибольший видимый угловой диаметр Солнца 32'35",78 (Земля в перигелии) =
= 1955",78
Наименьший видимый угловой диаметр Солнца ЗГЗГ',34 (Земля в афелии) = 18(Ч",34
Видимый угловой диаметр на расстоянии 1 а. е. (средний угловой диаметр)
1919",26 = ЗГ59",26+)
Масса Солнца Ш1о = A,9904 ± 0,002). 10** г = 332958 3^ = 328 912E0^ +*№1 )
Средняя плотность Pq— 1,410 г ел*-3 —0,255 р+
Плотность в центре Солнца — 98 г-см~ъ
Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца ?q = 2,738-104 cm сек~2,
в 27,9 раза больше, чем на поверхности Земли
Критическая скорость (скорость освобождения) на поверхности Солнца 617,7 км/сек
Линейная скорость точки солнечного экватора 2,025 км/сек
Синодический период вращения точки экватора 27,275 суток A3°, 199 в сутки)
Сидерический период вращения точки экватора 25,380 суток A4°, 184 в сутки)
Наклон экватора Солнца к эклиптике 7° 15'00"
Долгота восходящего узла солнечного экватора 75°04' A950,0) — см. стр. 314
Северный конец оси вращения Солнца пересекает небесную сферу в точке с коор-
координатами a=19h4m, б = +64° (между Полярной и Вегой)
Среднее значение солнечной постоянной **) на высоте 65 км
1,99 ± 0,02 кал-см~2-мин-1 = 1,388 103 эрг-сек~1-см~2
Мощность солнечного излучения на высоте 65 км (практически на границе земной
атмосферы) соответствует 1,388 кет м~2 = 1,388 106 эрг-см~2сек~1
Светимость Солнца, принимаемая за единицу, или общая радиация, излучаемая
Солнцем C,88 ± 0,03).1033 эрг сек~1 = 1,19-1G41 эрг-год-1 ***)
Излучение одного см2 поверхности Солнца 6,41 1010 эрг-сек~х « 50 000 метросвечей
Мощность общего излучения Солнца 5Ы022 л. с. = 374• 1021 кет
Сила света Солнца 302-1026 междунар свечей.
Средняя яркость поверхности солнечного диска (на границе земной атмосферы)
202 000 стильбов (сб)
Освещенность от Солнца (вне атмосферы) 137 000 люкс (лк) = 548 000 полных лун
в зените
Видимая звездная величина Солнца в системе V: вне атмосферы —26^,78, в зе-
зените— 26Ш,58
*) Из наблюдений диаметр Солнца на среднем расстоянии Зегпи от Солнца получается
32'2",36 вследствие явления иррадиации Одна секунда дуги A") на поверхности Солнца
соответствует 725,3 км, одна минута A') — 43 518 км
**) Колеблется не более чем на 1,5°/0 в течение длительных периодов времени и на
=hO,4°^o c короткими периодами.
***) В целом около 2 эрг на каждый грамм массы Солнца. Любопытно, что человече-
человеческий организм выделяет в 5000 раз больше энергии в пересчете на грамм массы, а 1 г
взрывчатого вещества дает 1011 эрг'
401

Продолжение табл. 19
Видимая шездная величина Солнца в системе В:~-26т,27 ±0^,02,
в системе /У: —26^,23 ± 0^,04
Видимая фотографическая звездная величина Солнца — 26^,17
Видимая болометрическая звездная величина Солнца — 26/Л,85
Показатель цвета Солнца В — V= 4-0^,63
Спектральный класс Солнца G2V
Эффективная температура поверхности Солнца 5807° К ± 29° К
Модуль расстояния Солнца т — М~—31^,57
Абсолютная фотовизуальная звездная величина -{-4W,96
Абсолютная фотографическая звездная величина +5/я,59
Абсолютная болометрическая звездная величина -{-4^,72
Скорость движения Солнца относительно окружающих его звезд до 6т 19,5 км/сек
(по направлению к созвездию Геркулеса) = 4,2 а. е. в год A,21Dq в сутки) =
= 6 -10я км/год
Апекс движения Солнца а = 270°= 18h0m, o = -j-30° (стандартный апекс)
Расстояние Солнца от центра Галактики —10 000 пс -30 000 световых лет
Расстояние Солнца от галактической плоскости 15 пс к северу
Скорость движения Солнца вокруг центра Галактики —250 км/сек
Период обращения Солнца вокруг центра Галактики —200 млн. лет
Средняя продолжительность полного цикла солнечной активности B2,11 ± 0,6) года
ТАБЛИЦА 20
Относительное содержание некоторых химических элементов
в атмосфере Солнца
(Число /V рассчитано на 106 атомов кремния Si. Даны lg N по
ГолдОсргу, Мюллеру и Аллеру и по пересмотренным значениям
Аллера [из справочника Ландольта —- Бернштейна, 19Р5])
Элемеш
Водород Н
!елий Не
Кислород О
Углерод С
Азот N
Кремний Si
Магний Mg
Сера S
Железо Fe
Хлор С1
Кальций Са
Никель Ni
Натрий Na
Фосфор Р
Хром Сг
Марганец Мп
Фтор F
ig .v
10, ЙО
9,71
7,46
7,22
6,48
6,00
5,90
5,80
5,14
4,75
4,54
4,45
3,94
3,84
3,40
3,30
3,20
Элемент
Кобальт Со
Калий К
Титан Ti
Ванадий V
Цинк Zn
Медь Си
Иттрий Y
Скандий Sc
Галлий Ga
Стронций Sr
Цирконий Zr
Барий Ва
Германий Ge
Бериллий Be
Ниобий Nb
Молибден Мо
Иттербий Yb
IgJV
3,20
3,16
3,08
2,62
2,30
2,00
1,70
1,30
1,25
1,20
1,15
1,00
0,99
0,84
0,80
0,80
0,78
402

ТАБЛИЦА 21
Годовые числа солнечных пятен с 1749 по 1968 г. (по Вальдмайеру)
F од
1749
1750,:
1751
1752
1753
1754
1755,
1756
1757
1758
1759
1760
1761,
1762
1763
1764
1765
1766,
1767
1768
1769,
1770
1771
1772
1773
1774
1775
1776
1777
1778
1779
1780
1781
1782
1783
1784
1785
1786
1787
1788
1789
1790
1791
1792
ЗМ*)
2т
5М
5т
7М
5т
4М
,7т
,1М
w
80,
83,
47,
47,
30,
12,
9,
ю,
32,
47,
54,
62
85
61
45
36
20
11
37
69
106
100
81
66
34
30
7
19
92
154
125
84
68
38
22
10
24
82
132
130
118
89
66
60
9
4
7
8
7
2
6
2
4
6
0
9
9
2
1
4
9
4
8
8
,1
,8
,6
,5
,8
,6
,0
,8
,5
,4
,9
,8
,1
с;
»*-*
,8
,2
,1
,9
,0
,9
л
9
!б
,0
Гол
1793
1794
1795
1796
1797
1798,
1799
1800
1801
1802
1803
1804,
1805
1806
1807
1808
1809
1810,
1811
1812
1813
1814
1815
1816
1817
1818
1819
1820
1821
1822
1823
1824
1825
1826
1827
1828
1829
1830
1831
1832
1833
Н34
1835
1836
Зт
8М
6т
4М
Зт
,3№
w
46,
41,
21,
16,
6,
4,
6,
14,
34,
45,
43,
47,
42,
28
10
8
2
0
1
5
12
13
35
45
41
30
23
15
6
4
1
8
16
36
49
64
67
70
47
27
8
13
56
121
9
0
3
0
4
1
8
5
0
0
1
5
2
1
1
5
0
4
0
,2
9
,4
8
,1
,1
9
6
6
,0
,8
,5
,6
,3
,6
2
,0
,9
,8
]f>
,2
,9
,5
ГСП
1837,
1838
1839
1840
1841
1842
1843,
1844
1843
1846
1847
1848,
1849
1850
1851
1852
1853
1854
1855
1856,
1857
1858
1859
1860,
1861
1862
1863
1864
1865
1866
1867
1868
1869
1870
1871
1872
1873
1874
1875
1876
1877
1878
1879
1880
2М
5т
1М
От
5М
2т
,6М
,9т
138,
103,
85,
64,
36,
24,
ю,
15,
40,
61,
98,
124,
96,
66
64
54
39
20
6
4
22
54
95
93
77
59
44
47
30
16
7
37
74
139
112
101
66
44
17
11
12
3
6
32
3
2
7
6
7
2
7
0
1
5
5
7
3
5
5
1
0
6
7
3
7
8
,8
,8
,2
,1
,0
,0
с
'б
!о
,о
,0
,6
Г)
»^
,7
,р
L
L
!о
Год
1881
1882
1883,
1884
1885
1886
1887
1888
1889,
1890
1891
1892
1893,
1894
1895
1896
1897
1898
1899
1900
1901,
1902
1903
1904
1905
1906
1907
1908
1909
1910
1911
1912
1913
1914
1913
1916
1917
11I8
1Э19
1920
1921
1922
1923
1924
9М
6т
9М
7т
1М
6т
,6М
,6т
w
54,
59,
63,
63,
52,
25,
13,
6,
6,
7,
35,
73,
85,
78,
64,
41,
26,
26
12
9
2
5
24
42
63
53
62
48
43
18
5
3
1
9
47
57
103
80
63
37
26
14
5
16
3
7
7
5
2
4
1
8
3
1
6
0
1
0
0
8
2
7
1
5
7
0
,4
,0
,5
,8
,0
,5
g
',6
,7
,6
л
, ^
,6
J
9
,6
,6
,6
? |
',8
Го1
925
926
927
928,
929
930
931
1932
933,
1934
1935
1936
1937,
1938
193Э
1940
1941
1942
1943
1944,
1945
1946
1947
1948
1949
1950
1951
1952
1953
1954
1955
1956
1957
1958
1959
1960
1961
1962
1964
19G5
1066
1967
1968
4М
8т
4М
2т
5М
,3т
,9М
,6т
44,3
63,9
69,0
77,8
64,9
35,7
21,2
11,1
5,7
8,7
36,1
79,7
114,4
109, (
88,5
67,*
47,1
30,(
16,:
9,<
33/
92,<
151,
136,
134,
83,
69,
31,
13,
4,
38,
141,
190,
184,
159,
П2,
53,
37,
10,
20,
47,
93,
105,
*) М — максимум, т — минимум (указана доля года, на которую приходится М или т.
Так как № дается среднее за весь гол, W за месяцы М или m будут больше или меньше
табличных; так, например, 1878,9 — 2.2, 1957.9-201,3)
433

404

ТАБЛИЦА 23
Элементы орбит планет Солнечной системы
Планеты
Среднее расстоя-
расстояние от Солнца
в млн
км
Сидерический пери-
период обращения
в тропич.
годах
в годах и
среди
сутках
(X *
о я
д
к С;
?§¦
47,
35,
29,
24,
13,
9,
6,
5,
4,
а*
9
0
8
1
1
6
8
4
7
Меркурий
Венера
Земля .
Марс
Юпитер
Сатурн
Уран
Нептун
Плутон ,
0,387098
0,723331
1,00000
1,52369
5,20370
9,58034
19,14103
30,19825
39,750
57,91
108,21
149,60
227,94
778,3
1429,3
2875,0
4504,4
5946,5
0,24085
0,61521
1,00004
1,88089
11,86223
29,45772
84,01529
164,78829
247,6968
87d,970
224,701
1а 0,006
I 321,730
II 314,84
29 166,98
84 007,45
164 280,30
247 255,1
115?88
583,92
779,94
39S,не
378,09
369,66
367,48
366,72
4,0923
1,6021
0,9856
0,5240
0,0831
0,0335
0,0117
0,0060
0,0040
Планеты
Период
вращ.
вокруг
оси, Р
Эксц.
1970,0,
Нак-
Наклон,
1970,0,
i
Долг
восх
узла,
1970,0,
п
Го-
дичн
измен
Долг,
пери-
перигелия
1970,0
Я
Го-
дичн.
измен
Ая
Меркурий
Венера .
Земля
Марс . .
Юпитер .
Сатурн
Уран . .
Нептун .
Плутон .
58^6 ±0^5
243^16*)
23h 56m04s
24 37 23
9 50,5**)
10 14,5**)
10 42*)
15 48
6 19,3***
0,
о,
о
0
0
0
0
0
0
20563
00679
01672
09338
,04845
,05565
,04724
,00858
,25344
7,004
3,394
1,850
1,306
2,491
0,773
1,774
17,140
47,976
76,410
49,326
100,145
113,395
73,847
131,450
109,909
-f-0,71
+0,54
+0,46
+0,61
+0,52
+0,30
+0,66
+0,72
76,° 989
131,149
102,424
335,507
13,839
92,460
170,174
44,362
223,086
+0',93
+0,84
+ 1,03
+ 1,10
+0,97
+ 1,18
+0,96
+0,48
+0,84
47,?83
265,414
99,742
12,675
203,420
43,006
184,290
238,924
195,258
*) Вращение в обратную сторону.
**) Для экваториальной зоны В высоких широтах Р увеличивается до 9^56т у Юпи-
Юпитера и до 10h38m у Сатурна
***) По колебаниям блеска
405

TAB
Физические характеристики
Плане-
Планеты
Мер-
Меркурий
Вене-
Венера
Земля
Марс
Юпи-
Юпитер
Са-
Сатурн
Уран
Неп-
Нептун
Плу-
Плутон
Среанее
расст от
„?е
2) млн км
0,38710
57,91
0,72333
108,21
1
149,60
1,52369
227,94
5,20280
778,3
9,55447
1429,3
П,21814
2875,03
30,10957
4504,4
39,4387
5900
Период
вращения
вокруг
оси
58,6
земных
суток
(обратное
вращение)
243,16
суток
(земных)
23h56"W
24h37m23s
9h50m
10h14m
10h42m
I5h48m
6d19h17m
Масса (без спутников)
O=l
обоатн
велич
6025000±
±53000
Ю8523,1±
±0,2
332958±
±20
3098900 ±
±76Э
1047,58±
±0,04
3498,7±
±0,2
22825±
±150
19300±
±100
lbOOOOO-r
-г-400000
9=1
0,05526±
±0,00048
3,81503 ±
±0,000002
1
0,10744±
±0,00003
317,84
95,166
14,59
17,2,5
0,03-
-0,2
г
3,304-1026
4,872-1027
5,978- Ю27
6,423-102<>
1,900.Ю3«
5,689-Ю29
8,72. Ю28
1,03-Ю29
1.8-1026—
—1,2.1027
Средний радиус
9=1
0,3825
0,9496
1
0,532
11,19экв.
10,94 ср.
10,45 пол.
9,40 экв
9,09 ср.
8,48 пол.
3,92 экв.
3,85 ср
i,924
<0,34
км
2437 ±5
6050 ±5
6371,03
3394 экв.
3388 ср.
71270±
±100 экв.
69720±
±100 ср.
66600±
±100 пол.
59900 ±150
экв.
57900 ±200
ср.
54000 ±200
пол.
25000 ±200
экв.
24540 ±200
ср.
25000 ±300
ср.
2200 ±500
*) Беч учета центробежной силы На Юпитере сила тяжести уменьшается на 9% на эк
406

ЛИЦА 24
планет Солнечной системы
Объем
0,056
0,86
1
0,15
1310
750
57
60
0,04
Средняя плот-
плотность
г /см3
±0,05
5,25
5,518
3,943
1,34±
±0,01
0,700 ±
±0,008
1,41 х
1,58
е-.
0,99
0,95
1
0,71
0,24
0,13
0,26
0,29
?
Сплюсну-
Сплюснутость
0,00
1:30000
1:298,25=
=0,003353
1:191,1=--
=0,00523
1:15,3=
=0,0654
1:10,2=
=0,098
1:18=
=0,056
1.60=
=0,017
?
Наклон эк-
экватора к ор-
орбите
@°)
86°
B66°)
23°27'
24°48'
3°7
26°45'
98°, 0
29°
?
u Й g и
^ о и О-
0,38
0,90
1,00
0,38
2,66
1,15
0,98
1,12
4,3
10,4
И,2
5,0
60,4
36,2
21,8
23,5
?
Температура в подсол-
подсолнечной точке, °С
твердая по
верхность
±337°
4-400—
4-500°
+ 14° (ср
годовая)
+30 ° (макс.)
—70° (вос-
(восход на эква-
экваторе)
?
верх
слом об
лаков
-39°
— 143°
— 145°
—170°
(—210°)
(—220°)
Альбедо
0,10
0,76
0,39
0,15
0,45
0,50
0,66
0,62
0,16?
ваторе Сатурна — на 16%
407

408

40У

ТАБ
Элементы спут
гета
Плаь
Земля
Марс
Юпитер
Сату; н
Уран
Нептун
Спутник
Луна
1 Фобос \
II Деймос /
V Амальтея
I Ио )
II Европа 1
III Ганимед j
IV Каллисто )
VI (АтласI)
X (Прометей)
VII (Геракл)
XII *) (Гефест) \
XI •) (Дедал) (
VIII *) (Прозерпина)
\Х?) (Цербер)
1 Мимас \
II Энцелад }
III Тефия2П
IV Диона >
V Рея )
VI Титан
VII Гиперион
VIII Япет
IX Феба*)
X Янус
Кольцо
V Миранда **)
I Ариэль **) \
II Умбриэль**) /
III 1итания •*) \
IV Оберон **) ]
1 Тритон *)
II Нереида
Кто и когда
открыл
Д Y
/*• Л.ОЛЛ,
Барнард,
Галилей,
Перрэн,
Никольсон,
Перрэн,
Никольсон,
Меллот,
Никольсон,
В. Гершель,
Ж. Кассини,
Гюйгенс,
Д. Бонд,
Ж. Кассини,
В Пикеринг,
О. Дольфюс,
Гюйгенс,
Кейпер,
Лассель,
В. Гершель,
Лассель,
Кейпер,
1Я77
Ю1 1
1892
1610
1904
1938
1905
1951
1938
1908
1914
1789
1684
1681
1672
1655
1848
1671
1898
1966
1659
1948
1851
1787
1846
1949
2
2
я
1|
ту
оппо:
— 12т
+ П
12
-из
4
5
4
5
14
19
18
18
19
16
17
+ 12
11
10
10
9
8
14
10—
14
14
—
+ 17
14
15
14
14
+ 14
+ 19
,5
6
8
0
8
,2
,5
,5
,7
,2
,7
,1
,8
,3
,4
,8
,4
,2
12
,0
Р
«о "
Угло
яние
оппо:
0 25
102
0 59
2 18
3 40
551
10 18
62 40
63 36
64 13
114 00
123 24
128 35
128 58
0 30
0 38
0 48
101
125
3 17
3 59
9 35
34 41
0 25
—
0 10
0 14
0 20
0 33
0 44
0 17
4 24
Среди
яние
рассто-
от пла-
неты
со
о. 2
х н
§ ° х
60,27
2,76
6,92
2,54
5,90
9,40
15,00
26,36
160,73
164,1
164,33
296,9
315,9
328
332,2
3,07
3,94
4,88
6,24
8,71
20,22
24,49
58,91
214,4
1,50-
5,11
7,52
10,48
17,21
23,01
13,33
209,8
в тыс
км
384,
9,
23,
181,
421,
670,
1070
1882
1140
11710
1170
20700
22350
23300
23700
185,
237
294
377
526
1221
1484
3563
12961
157
4
4
5
3
6
9
4
9
8
7
7
5
90—138
130
191
267
439
587
353
5570
,4
,9
,3
,2
,0
,4
*) Движение обратное.
¦•) Движение обратное, совпадающее с направлением вращения Урана.
1) Удачные названия в скобках предложены Э И Нестеровичем (БЮлл ВАГО 31 C8),
2) Называется иногда Фетидой
410

ЛИЦА 27
ников планет
Спутник
Луна
I Фобос
II Деймос
V Амальтея
I Ио
II Европа
III Ганимед
IV Каллисто
VI (Атлас)
X (Прометей)
VII (Геракл)
XII (Гефест)
XI (Дедал)
VIII (Прозерпина)
IX (Цербер)
I Мимас
II Энцелад
III Тефия
IV Диона
V Рея
VI Титан
VII Гиперион
VIII Япет
IX Феба
X Янус
Кольцо
V Миранда
I Ариэль
II Умбриэль
III Титания
IV Оберон
I Тритон
II Нереида
Сидерический
период
обращения
27d32166
0,'31891
1,26244
0,49818
0,76914
3,55118
7,15455
16,68902
250,621559
260,0
259,646
631,0
692,5
743,7
740,6
0,94242
1,37022
1,88780
2,73692
4,51750
15,94545
21,27666
79,33082
550,45
17,98
4h—14h
1,414
2,52038
4,14418
8,70588
13,46326
5,87683
359,9
Синодический
период
обращения
29е
1
1
3
7
16
260
276
276
546
599
635
626
1
1
2
4
15
21
79
536
2
4
8
13
5
*12h
7
6
11
18
13
03
18
00
10
22
08
21
17
12
23
07
22
16
12
03
17
11
21
44 m
39
21
57
28
17
59
05
37
53
18
42
27
15
39
04
—
29
28
00
15
03
—
03s
27
16
28
36
54
36
07
12
22
55
10
56
25
06
56
40
35
00
36
27
Эксцентрисите!
0,0549
0,019
0,0031
0,0028
0,0000
0,0003
0,0015
0,0075
0,1580
0,13
0,2073
0,17
0,21
0,41
0,32
0,0201
0,0044
0,0000
0,0020
0,0010
0,0289
,0,104
0,0284
0,1659
0,0
—
0,007
0,008
0,0023
0,0010
0,0000
0,75
Наклон
л экватору
планеты
18°,—28°,6
1,1
0°,9—2°,7
0°,4
0,0
0,0
0,0
0,0
27°,6
28,8
24°,8
146,7
163,4
149,1
153,9
1,5
0,0
1,1
0 0
\j, \*
0,3
0,3
0,6
14
30
0,0
¦ 0,0
0
0
о
0
20*)
5,0
1962 г., стр. 52).
411

TAB
Кометы, возвращение которых к Солнцу наблю
Кто открыл
Обознач.
поел.
появл.
Год
сткр.
N
Дата
последи.
прохожд. Я
и. т.
Энке —О. Баклунд 2)
Григг —Шьеллеруп
М. Хонда-А. Мркос —
Л. Пайдушакова
Темпль 2
Г. Н. Неуймин 2
Брорзен 1
Тутль —Джакобини —
Кресак
Темпль 3 —Л. Свифт
Темпль 1
Понс — Виннеке
Ф. де Вико —Э. Свифта
Копф
Джакобини —Э. Циннер
Форбс
Вольф 2 —Хэррингтон 1
Швассман — Вахман 2
Биелы 3)
Виртанен
Дарре
Ч. Перрайн 1—А. Мркос
Рейнмут 2
Брукс 2
Р. Хэррингтон 2
С. Аренд —Риго
Джонсон
Финлей
Борелли A905 II)
Даниэль
Р. Хэррингтон—Эйбелл
A954 XIII)
Холмс
Файе
Ф. Уиппл
Д. Ашбрук—Джексон
Рейнмут 1
С. Аренд
Отерма 3 A942 VII)
Шомасс
Вольф1 —М. Каменский4)
Комас —Сола A927 III)
Вайсала 1
Г. Н. Неуймин 3
Гейл
Г. Тутль
Ванг—Бисбрук
Швассман —Вахман 1
Г. Н. Неуймин 1
Кроммелин5) [1457?,
1625?]
Темпль —Тутль [1366]
Стефан —Отерма
Вестфаль
Брорзен 2 —Меткоф
Ольберс
Понс —Брукс
Э. Галлей
Ф, де Вико —Бонд —
Шьеллеруп
К- Гершель —Риголле
Григг — Меллиш
1964 IV
1966 f
1964 V
1962 VI
1927 I
1879 I
1962 V
1908 II
1879 III
1964 I
1965 VII
1964 III
1965g
1961 VI
1965 III
1961 VII
1852 III
1961 IV
1963 VII
1962 1
1960 IX
1960 VI
1960 VII
1964 V
1963 IV
1960 VIII
1930 V
1964 II
1962 II
1964 X
1962 Vll
1963 II
1963 VI
1965 V
1959 V
1958 IV
1960 III
1959 II
1961 III
1960 IV
1951 V
1938 I
1939 X
1965 d
1957 IV
1966 a
1956 VI
1965 IV
1942 IX
1913 VI
1919 III
1956 IV
1954 VI
1910 II
1927 IX
1939 VI
1907 II
1786
1902 II
1948 XII
1873 II
1916 II
1946 III
1858 III
1869
1867
1819
1678
1906
1900
1929
1924
1929
1772
1947
1851
1896
1947
1889
1953
1950
1949
1886
1904
1909
1955
III
III
IV
III
II
IV
1
XIII
II
Vll
VII
V
VI
VII
II
VII
IV
1892 III
1843 III
1933 IV
1948 IX
1928 1
1951 X
1943
191 1 VII
1884 III
1926
1939 IV
1929 111
1927 VI
1790 II
1954 IV
1925 II
1913 III
1818 I
1866 I
1867
1852 IV
1847 V
1815
1812
—466
1846 IV
1788
1742
1964 июнь
1967 янв.
1964 июнь
1962 май
1927 янв.
1879 март
1962 апр.
1908 окт.
1879 май
1964 март
1965 авг.
1964 май
1959 окт.
1961 июнь
19G5 февр.
1961 сент
1852 сент.
1961 апр.
1963 окт
1962 февр
1960 нояб
1960 июнь
1960 июнь
1 964 июнь
1963 июнь
1960 сент.
1 960 июнь
1964 апр
1962 февр.
1964 нояб.
1962 май
1963 апр.
1963 окт.
1965 авг.
1959 сент.
1958 июнь
1960 апр.
1959 март
1961 апр.
1960 май
1951 май
1938 июнь
1939 нояб.
1966 июль
1957 май
1966 дек.
1956 окт.
1965 апр.
1942 дек.
1913 нояб
1919 окт.
1956 июнь
1954 май
1910 апр.
1927 дек.
1939 авг.
1907 март
03,46
16
06,54
12 ,24
16,23
31 ,03
23,91
01 ,38
07,62
24 ,46
19,81
18,35
26,90
24,76
15,36
05,47
24,23
15,30
15,36
1 1 ,25
24,85
17,31
29,08
05,75
08,44
01 ,10
12,56
21 ,72
25,06
16,06
14,73
29,03
02,3
08,00
01 ,17
10,50
17 ,44
21 ,92
04,49
10,85
26,90
18,47
10,78
17,26
12 ,89
10,06
25,2
30,28
19,20
26,77
17,38
15,87
22,89
20, 18
18, 18
09,46
27,69
3,302
4 ,908
5,210
5,259
5,430
5,463
5,49
5,681
5,982
6,296
6,32
6,319
6,416
6,42
6,511
6,532
6,621
6,669
6,673
6,71
6,711
6,720
6,806
6,813
6,88
6,912
7,021
7,094
7,221
7,35
7,38
7,462
7,508
7,60
7,792
7,880
8,179
8,430
8,586
10,457
10,950
10,992
13,606
14,135
16,100
17,93
27,873
32,91
38,96
61 ,730
69,060
69,57
70,857
76,029
(81,8)
156,04
164,317
0,847
0,703
0,815
0,549
0,567
0,810
0,639
0,638
0,463
0,653
0,524
0,555
0,729
0,553
0,538
0,383
0,756
0,543
0,614
0,643
0,457
0,505
0,559
0,600
0,375
0,703
0,604
0,550
0,522
0,379
0,576
0,353
0,394
0,478
0,534
0,143
0,705
0,395
0,578
0,636
0,588
0,761
0,821
0,789
0,132
0,775
0,919
0,905
0,861
0,920
0,971
0,931
0,955
0,967
0,96
0,974
0,969
1) HXQ — m—10 Ig" r—5 lg А— абсолютная величина кометы; соответствует показателю п (в
стояние кометы от Земли, г — расстояние кометы от Солнца), равному 4, как наиболее ве
2) О. А. Баклунду принадлежит разработка теории движения этой кометы.
с) В 1846 г. распалась на дво; последний раз наблюдалась в 1852 г., после этого она
4) М. Каменскому (Польша) принадлежит разработка теории движения этой кометы
б) Кроммелин определил окончательную орбиту кометы, впервые открытой Ж. Понсом в
в) Резкие колебания блеска.
412

ЛИЦА 28
далось (эпоха элементов со, ?1, i 1950,0)
Источник
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
1 1
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
4 5
46
4 7
48
49
5 0
51
5 2
53
54
55
56
57
(
0 ,
)',
1 ,
[
1 \
0,
1,
1,
2
о'
1
1
1
\
1
1
1
2
1
1
1
1
2
1
2
2
1
1
3
\
2
1
1
2
1
1
2
5
1
0
0
1
1
0
1
0
0
0
0
0
339
86
556
364
338
590
123
153
771
230
636
520
936
545
614
157
861
618
369
268
933
763
583
437
248
,077
,452
,661
,785
,347
,61
,471
,315
,983
,832
,39
,195
,507
,777
,74
,032
,183
,022
,409
,538
,543
,743
,982
,596
,254
,485
,178
,774
,58
,17
,74
,92
85,
56,
84,
91 ,
93,
14,
37,
13,
59,
170,
325,
161 ,
172 ,
259,
187,
357,
223,
343,
174,
165,
45,
197
232
328
205
321
350
10
338
21
203
189
349
9
44
354
51
161
40
44
144
209
206
134
356
346
196
172
358
57
129
64
199
1 И
47
29
328
91
3
13
03
73
94
97
64
55
40
30
94
84
72
02
74
22
50
51
95
49
10
76
86
93
61
75
97
22
84
56
98
08
,39
,54
84
,8
,08
,02
,2
,81
,12
,96
,23
,22
,81
,05
,57
,36
,06
,5
,64
,04
,72
, 19
,3
,42
34,
15,
33,
19,
328,
02,
65,
290,
79,
94,
24,
20,
196,
25,
254,
126,
247,
86,
143
240
296
176
119
121
1 18
42
76
68
145
329
199
188
2
121
357
155
86
203
62
135
156
67
269
148
322
347
250
234
78
347
311
85
255
57
77
355
189
24
4
13
27
00
28
59
92
70
35
49
89
03
40
22
01
28
47
60
28
18
89
21
61
16
06
23
,52
,96
,55
,12
,39
,30
,15
,62
,13
t4
,90
,84
,5
,20
,25
,84
,83
,00
, 19
,37
,43
,59
,31
, 18
,42
,03
,84
,55
,28
,83
И ,
17,
13,
12,
10,
29,
13,
5,
9,
21 ,
3,
4,
30,
4,
18,
3,
12,
13,
18,
17,
6
5
8
17
13
3
31
20
16
19
9
10
12
8
21
3
12
27
13
11
3
1 1
54
6
9
15
28
162
17
40
19
44
74
162
85
64
109
98
6
20
48.
63
38
77
44
77
69
60
41
91
62
46
72
55
39
08
74
99
57
69
85
87
65
09
14
82
51
,09
24
,49
,30
,65
,99
,0
,30
,44
,3
,76
,73
,65
,60
,52
,02
,87
,71
,89
,87
20
]б1
, ю
, 2 1
, 1 1
,20
,8
14,1±0,7
14,9±0,7
15,5±0,4
12,6±0,4
11
9
13,9±0,4
13
10
13 ,8±0 ,7
14,7±0,ч
10,2±0,4
10,3±0,2
13,6±0,4
13,5±0,4
10,6±0,4
8
7 , 51±0 , 2
12,0±0,7
15,5±0,4
14,2*0,7
14,4±0 "
16,3±0
12,5±0
11 ±0
12,Зв)±0
10,76)±0
16 ±0.
15,4±0,2
13,5±0,
12,7±0,
б,4±о,
6,8±0,
13,0±0,
14, 1±0,
9,6±0,
Пв)±0,
13,7±0,
11,1±0,
13,8±0,
12
11
11
11 ,5±0,
0—6«)±0,
8
Ю,6±0,
13,5±0,
7
8
9
5,5
12в)±0,
5
7
8
10
С. Г. Маковер, IAUCirc № 1737
п Dinwoodie, BAA Handb. 1962, 56
Christison, E. Delo, BAA Hbk, 1964
B. Marsden, BAA Hbk, 1961
, Н.Неуймин,Бюлл.Пулк.обс.,№ 141. 1943
E. Lamp, Publ. Kiel obs. 7, 56, 1880
E. Maubant, AN 178, 350
E. Maubant, AN 179, 79, 1910
R. Gautier, Mem. Geneve, XXIX, №12
Schubart, IAU Circ, № 1911
Egerton et al., BAA Hbk, 1963
Dinwoodie, Q. JRAS 1, pt. 2
B. Marsden, IAU Circ., № 1759
Lea, S. W. Milbourn, BAA Hbk, 1964
H. Rasmussen, BAA Hbk, 1961, 58
J. Hubbard, AJ 6, 140
P. Herget, AJ 65, 385 и поел. испр.
Lea, S. W. Milbourn, BAA Hbk, 1963
H. Hirose, IAU Circ., № 1787
E. Rabe, Cat. Porter
A. Д. Дубяго, BAA Hbk. 1959
B. Marsden, Cat. Porter
С Christison, E. Gibbons, BAA Hbb, 1961
W. Julian, B. Wheel, IAU Circ, № 1819
M. Candy, IAU Circ, № 1741
M. Summer, M Candy, BAA Hbk, 1959
J. Porter, Mem. BAA 39, 3, 1961
I. Hasegawa IAU Circ, № 1765
B. Marsden, IAU Circ, № 1858
Ф. Б. Ханина, IAU Circ, № 756;АЦ, № 211
C. Dinwoodie, В. Marsden, IAU Circ, № 1 797
W. Beart, BAAJ, 319, 1955
M. Summer, BAA Hbk, 1958
W. Calway, BAA Hbk, 1958
L. Oterma. Turku Inf., 1 7; сильн. измен.эл-ов
M. Summer, BAA Hbk, 1959
M. Kamienski, Acta Astr. 7 A), 6.
H. Rasmussen , J. Vinter—Hansen, Cat.Porter
L. Oterma, Cat. Porter
P. Egerton, W. Julian,IAU Circ, № 1799
C. Dinwoodie, BAA Hbk, 1960, 59
A. Crommelin, BAA Hbk, 1939
S. W. Milbourn, G. Lea, BAA Hbk, 1965
P. Herget, B. Marsden, Cat. Porter
B. Marsden, IAU Circ, № 1945
M. Candy, J. Porter, BAA Hbk, 1956
Th. Oppolzer, AN 68, 249, 1866
А. Д. Дубяго, АЦ, № 17, 1943
M. А Вильев, AN 199, 11, 1914 A913)
P. Duckert, AN 215, 201, 1922 A925)
H. Rasmussen, Publ. Kobenhavn, 147
P. Musen.HAC, №1249; IAUCirc, № 1429,
1953 E. Seagrave, AJ 28, 71
A. Crommelin, MN 88, 596
A.Maxwell, K. Raster, AJ 49, 56, 1939
E. Weiss, Denk Wiener Akad. 84, 12
выражении закона изменения интегрального блеска головы кометы / = /0/A2rn, где Л— рас-
роятному среднему значению (С. К- Всехсвятский, Trans. IAU XIB, 1962).
распалась и дала начало метеорному потоку Андромедид (обильные дожди в 1872 и 1884 гг.)
1818 г. (иначе кометы Понса — Коджа, Винпеке — Форбса)
413

414

415

41b

ТАБЛИЦА 33
Новые потоки
Поток
Лацертиды ....
а-Л ириды ....
Аквилиды ....
х-Цигниды ....
1954
1958
1953
1955
Дата
февр.
ИЮЛЬ
авг.
авг.
17 и 18
12-16
14—24
17—18
Радиант
ее
22h05in
18h35m
19 50
19 20
6
+51°
+38°
+9
+55
Часовое
число
метеоров
100
50
100—20
Примечания
Телескопиче-
Телескопические наблюде-
наблюдения. Возмож-
Возможна связь с ко-
кометой 1941 II
—
Телескопиче-
Телескопические наблюде-
наблюдения
—
ТАБЛИЦА 34
Кометные радианты, недостаточно подтвержденные метеорными наблюдениями
Дата
9 января
24 »
31 марта
22 апреля
26 »
8 июня
25 »
28 »
13 июля
24 »
25 »
4 августа
10 »
14 »
15 »
21 »
1 сентября
11 сентября
24 октября
28 »
14 ноября
27
2 декабря
3 декабря
7 »
15 »
Координаты
радианта
а | б
22h00m
12 28
19 52
17 00
21 20
14 32
20 48
12 48
0 12
3 24
18 08
1 24
2 08
4 12
0 16
0 12
5 44
23 04
10 40
2 00
10 40
3 44
1 40
10 36
12 40
6 52
—39°
+22
— 10
+35
+24
+45
+61
-19
+29
+45
+62
—39
— 18
+40
+38
+47
+41
+ з
+39
+26
+62
+20
+ 43
+34
+67
+ 9
Комета
1819 IV
1913 I
1917 II
1949 III
1911 VI
1930 VI
1850 I
Темпеля — Свифта
1901 I
1764
1919 V
1951 II
1877 II
1925 XII
1780 II
1871 IV
1911 II
1907 IV
1739
1757
1873 IV
1702
Биелы
1798 II
Понса —Брукса
1917 I
Поток
*
Корвиды; наблюдались в
1937 г., часовое число 13
Наблюдались в 1952 г.
Ауригиды; наблюдались в
1935 г., часовое число 30
Андромедиды; набл. звездные
дожди в 1872 г., 1886 г.,
затем не наблюдались в те-
течение долгого времени и
снова появились в 1940 г.,
B метеора в час)
14 П. Г. Куликозский
417

418

КООРДИНАТЫ СОЛНЦА
ТАБЛИЦА 36
Геоцентрическая долгота Солнца /о, координаты центра истинного
Солнца ctQ, 6q, уравнение времени ч\, угловой радиус Солнца Tq
в гринвичскую полночь на каждый третий день 1950 г.
[Чтобы отыскать данные для другого какого-нибудь года, надо ввести
в моменты поправку К за начало года (см. табл. 38)]
Простой
год
1
4
7
10
13
16
19
22
25
28
31
<
3
6
9
12
15
18
21
24
27
Високос-
Високосный год
Январь
2
5
8
и
14
17
20
23
26
29
32
Февраль
4
7
10
13
16
19
22
25
28
Март
2
5
8
11
14
17
20
23
26
29
1
О
280°, 01
283,07
286,12
289,18
292,24
295,30
298,35
301,40
304,46
308,52
310,55
313,60
316,62
319,67
322,71
325,74
328,77
331,80
334,82
337,84
340,85
343,85
346,85
349,85
352,85
355,84
358,82
1,80
4,77
7,74
18h
18
19
19
19
19
20
20
20
20
20
21
21
21
21
21
22
22
22
22
22
23
23
23
23
23
23
0
0
0
о
43
56
09
23
36
49
01
14
27
39
52
04
16
28
40
52
03
15
26
38
49
00
11
22
33
44
55
06
17
28
m32s
46
56
02
04
00
50
33
09
38
00
14
21
21
14
00
39
12
39
01
17
29
37
41
43
42
39
35
31
25
б
—23
—22
—22
—22
—21
—21
—20
—19
-19
— 18
—17
—16
—15
— 14
— 13
-12
— 11
— 10
- 9
— 8
— 7
— 6
— 5
— 4
— 2
j
— 0
+ о
+ 1
+ з
°04,2
48,4
28,5
04,6
36,8
05,2
30,0
51,3
09,3
24,1
36,0
45,0
51,5
55,4
57,1
56,7
54,4
50,4
44,9
38,1
30,2
21,3
11,6
01,3
50,5
39,5
28,3
42,9
53,8
04,3
+ 4
- 5
- 7
Ь 8
+ 9
+ 10
+ 12
+ 12
+ 13
+ 13
+ 14
+ 14
+ 14
+ 14
+ 14
+ 13
+ 13
+ 12
+12
+ 11
+11
+ю
+ 9
+ 8
+ 7
+ 6
+ 6
+ 5
44s
38
59
15
27
33
33
27
14
53
25
50
07
17
20
17
06
50
19
59
26
48
06
21
33
42
50
56
02
07
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
16
и
Г18"
18
18
17
17
17
17
17
16
16
16
15
15
14
14
13
12
12
11
И
10
09
08
08
07
06
05
04
04
03
14*
419

Простой год
Апрель
1
4
7
10
13
16
19
22
25
28
Май
1
4
7
10
13
16
19
22
25
28
31
Июнь
3
6
9
12
15
18
21
24
27
30
Июль
3
6
9
12
15
18
21
24
27
30
Август
2
5
8
11
14
17
ю°,
13,
16,
19,
22,
25,
28,
31,
34,
37,
40,
43,
45,
48,
51,
54,
57,
60,
63,
66,
68
71
74
77
80
83
86
89
91
94
97
100
103
106
109
111
114
117
120
123
126
129
132
134
137
140
143
70
66
61
56
50
44
37
30
23
15
06
00
87
77
67
56
46
35
23
11
98
86
73
60
46
33
20
06
92
78
,64
,50
,36
,22
,08
,94
,81
,67
,53
,40
,27
,13
,01
,88
,76
,64
,52
0h
0
1
1
1
1
1
1
2
2
2
2
2
3
3
3
3
3
4
4
4
4
4
5
5
5
5
5
6
6
6
6
6
7
7
7
7
7
8
8
8
8
8
9
9
9
9
aQ
39Ш
50
01
12
23
34
45
56
07
19
30
42
53
05
16
28
40
52
04
16
29
41
53
06
18
30
43
55
08
20
33
45
58
10
22
34
46
59
10
22
34
46
57
09
20
32
43
20s
16
13
12
14
18
26
37
52
11
35
03
37
15
59
48
42
42
46
54
06
22
42
05
30
57
25
54
23
51
17
42
04
23
39
51
58
01
58
50
36
18
53
24
49
10
25
6Q
+ 4°14,
+ 5 23,'
+ 631,
+ 7 39,
+ 8 45,
+ 9 50,
+ 10 54,
+ 11 55,
+12 56,
+ 13 54,
+ 14 50,
+ 15 44,
+ 1635,
+ 17 24,
+ 1811,
+ 1855,
+ 19 35,
+20 13,
+20 48
+21 20
+21 48
+22 13
+22 34
+22 52
+23 06
+23 16
+23 23
+23 26
+23 26
+23 21
+23 13
+23 01
+22 46
+22 27
+22 05
+21 39
+21 10
+20 38
+20 02
+ 1924
+ 18 42
+ 17 58
+ 17 11
+ 1622
+ 15 30
+14 37
+ 1341
2
5
8
3
5
5
0
9
0
2
3
2
7
8
3
1
9
8
6
1
3
1
4
2
3
8
6
,7
,0
,7
,6
,9
,6
,7
,4
,6
,4
,1
,6
Л
,8
,6
,9
,6
,9
,0
,0
Продолжение
Г)
+4m12s
+3 18
+2 26
+ 1 35
+0 47
+0 02
—0 40
—1 19
—1 53
—2 24
—2 50
—3 11
—3 27
—3 39
—3 44
—3 45
—3 40
—3 31
—3 16
—2 58
—2 35
—2 09
—1 39
—1 06
—0 30
+0 07
+0 46
+ 1 25
+2 04
+2 43
+3 19
+3 54
+4 26
+4 56
+5 22
+5 44
+6 02
+6 15
+6 22
+6 25
+6 22
+6 13
+5 59
+5 40
+5 16
+4 46
+4 12
табл 36
16'02"
16 01
16 00
15 59
15 59
15 58
15 57
15 56
15 55
15 55
15 54
15 53
15 53
15 52
15 51
15 51
15 50
15 49
15 49
15 48
15 48
15 48
15 47
15 47
15 46
15 46
15 46
15 46
15 46
15 46
15 45
15 45
15 45
15 45
15 45
15 46
15 46
15 46
15 46
15 46
15 47
15 47
15 48
15 48
15 48
15 49
15 49
420

Простой год
Август
20
23
26
29
Сентябрь
1
4
7
10
13
16
19
22
25
28
Октябрь
1
4
7
10
13
16
19
22
25
28
31
Ноябрь
3
6
9
12
15
18
21
24
27
30
Декабрь
3
6
9
12
15
18
21
24
27
30
146°, 41
149,30
152,19
155,09
157,99
160,89
163,80
166,71
169,63
172,56
175,49
178,42
181,35
184,29
187,24
190,19
193,15
196,11
199,08
202,05
205,03
208,01
211,00
213,99
216,99
219,99
223,00
226,01
229,03
232,05
235,07
239,00
241,13
244,16
247,20
250,24
253,28
256,33
259,38
262,43
265,49
268,54
271,59
274,65
277,71
9h
10
10
10
10
10
11
И
И
И
И
И
12
12
12
12
12
12
13
13
13
13
13
14
14
14
14
14
15
15
15
15
15
16
16
16
16
17
17
17
17
17
18
18
18
54т
05
16
27
38
49
00
И
21
32
43
54
04
15
26
37
48
59
10
21
32
44
55
06
14
30
42
54
06
18
30
43
56
08
21
34
47
00
13
27
40
53
06
20
33
36s
42
43
42
37
29
19
07
54
41
26
12
59
47
36
29
24
23
27
34
47
05
29
59
43
21
12
11
18
33
54
24
00
43
33
30
32
39
50
05
22
40
59
18
36
6
+ 12°
+ 11
+ 10
+ 9
+ 8
+ 7
+ 6
+ 5
+ 4
+ 2
+ 1
+ 0
— 0
— 1
2
— 4
— 5
— 6
у
g
— 9
—10
—11
—12
—13
— 14
—15
—16
— 17
—18
-19
—19
—20
—20
-21
21
—22
—22
—23
—23
—23
—23
—23
—23
—23
43', 0
43,3
41,8
38,9
34,6
29,0
22,4
14,7
06,3
57,2
47,6
37,7
32,4
42,5
52,6
02,3
11,7
20,5
28,6
35,7
41,7
46,4
49,7
51,4
31,5
49,1
44,8
38,3
29,1
17,3
02,5
44,7
23,7
59,2
31,3
59,6
24,2
44,8
01,4
13,9
22,3
26,4
26,3
22,0
13,4
Продолжение
+ 3"
+ 2
+ 2
+ 1
+ о
— 0
— 1
— 2
— 3
4
— 5
- 6
— 8
- 9
—10
-10
-11
— 12
—13
— 14
-14
-15
—15
—16
—16
—16
-16
—16
-15
—15
—14
—14
—13
—12
—И
—10
g
— 8
— 6
— 5
— 3
— 2
— 0
+ о
+ 2
*33S
49
02
10
15
42
42
43
45
49
53
57
00
01
01
59
53
43
30
12
49
20
46
05
18
24
22
12
55
30
58
18
32
38
38
31
19
01
40
15
48
19
49
40
08
табл. 36
ГО
15'50"
15 51
15 51
15 52
15 52
15 53
15 54
15 55
15 55
15 56
15 57
15 58
15 59
15 59
16 00
16 01
16 02
16 03
16 03
16 04
16 05
16 06
16 07
16 07
16 08
16 09
16 10
16 10
16 11
16 12
16 12
16 13
16 14
16 14
16 15
16 15
16 16
16 16
16 16
16 17
16 17
16 17
16 17
16 17
16 17
421

ТАБЛИЦА 37
Геоцентрическая долгота Солнца /©» прямоугольные координаты Солнца
Xf У, Z и его радиус-вектор R в гринвичскую полночь на каждый
третий день 1950 г.
[Чтобы отыскать данные для другого какого-нибудь года, надо в моменты
ввести поправку К за начало года (см. табл. 38)]
Простой
год
Високос-
Високосный год
Январь
1
4
7
10
13
16
19
22
25
28
31
2
5
8
и
14
17
20
23
26
29
32
Февраль
3
6
9
12
15
18
21
24
27
4
7
10
13
16
19
22
25
28
Март
2
5
8
И
14
17
2Q
23
26
29
Апрель
1
4
7
10
13
16
19
22
25
28
280°01
283,07
286,12
289,18
292,24
295,30
298,35
301,40
304,46
ЗОв,52
310,55
313,60
316,62
319,67
322,71
325,74
328,77
331,80
334,82
337,84
340,85
343,85
346,85
349,85
352,85
355,84
358,82
1,80
4,77
7,74
10,70
13,66
16,61
19,56
22,50
25,44
28,37
31,30
34,23
37,15
X
+0,17092
0,22231
0,27308
0,32310
0,37222
0,43610
0,46724
0,51284
0,55700
0,59960
0,64051
+0,67965
0,71690
0,75218
0,78539
0,81642
0,84519
0,87162
0,89563
0,91718
+0,93621
0,95270
0,96659
0,97787
0,98650
0,99245
0,99570
0,99626
0,99413
0,98933
+0,98189
0,97185
0,95924
0,94408
0,92642
0,90630
0,88378
0,85892
0,83182
0,80255
у
—0,88833
0,87869
0,86660
0,85209
0,83520
0,80903
0,79442
0,77066
0,74474
0,71674
0,68676
—0,65487
0,62118
0,58576
0,54870
0,51012
0,47011
0,42881
0,38633
0,34279
—0,29833
0,25306
0,20711
0,16058
0,11360
0,06630
—0,01882
+0,02870
0,07615
0,12337
+0,17026
0,21669
0,26254
0,30772
0,35209
0,39554
0,43794
0,47919
0,51916
0,55777
z
—0,38526
0,38108
0,37583
0,36954
0,36222
0,35087
0,34454
0,33423
0,32298
0,31084
0,29784
—0,28401
0,26940
0,25404
0,23707
0,22124
0,20388
0,18597
0,16754
0,14866
—0,12938
0,10975
0,08982
0,06964
0,04927
0,02876
0,00816
0,01245
0,03303
0,05351
+0,07384
0,09397
0,11386
0,13345
0,15270
0,17154
0,18993
0,20782
0,22516
0,24190
R
0,98324
0,98323
0,98327
0,98337
0,98352
0,98371
0,98394
0,98419
0,98448
0,98481
0,98519
0,98562
0,98609
0,98662
0,98718
0,98778
0,98839
0,98903
0,98968
0,99037
0,99108
0,99182
0,99261
0,99341
0,99424
0,99508
0,99591
0,99675
0,99759
0,99843
0,99928
1,00014
1,00101
1,00189
1,00276
1,00362
1,00445
1,00527
1,00606
1,00683
422

Простой год
Май
1
4
7
10
13
16
19
22
25
28
31
Июнь
3
6
9
12
15
18
21
24
27
30
Июль
3
6
9
12
15
18
21
24
27
30
Август
2
5
8
И
14
17
20
23
26
29
'О
40°,06
43,00
45,87
48,77
51,67
54,56
57,46
60,35
63,23
66,11
68,98
71,86
74,73
77,60
80,46
83,33
86,20
89,06
91,92
94,78
97,64
100,50
103,36
106,22
109,08
111,94
114,81
117,67
120,53
123,40
126,27
129,13
132,01
134,88
137,76
140,64
143,52
146,41
149,30
152,19
155,09
X
+0,77119
0,73785
0,70259
0,66551
0,62670
0,58625
0,54429
0,50093
0,45628
0,41048
0,36364
+0,31589
0,26732
0,21806
0,16823
0,11797
0,06740
+0,01666
—0,03410
0,08477
0,13520
—0,18530
0,23494
0,28400
0,33235
0,37987
0,42641
0,47186
0,51610
0,55902
0,60051
—0,64049
0,67886
0,71550
0,75032
0,78322
0,81409
0,84287
0,86946
0,89382
0,91588
Y
+0,59492
0,63053
0,66451
0,69678
0,72726
0,75585
0,78250
0,80712
0,82966
0,85006
0,86830
+0,88433
0,89812
0,90963
0,91882
0,92566
0,93015
0,93226
0,93200
0,92939
0,92442
+0,91713
0,90753
0,89562
0,88144
0,86501
0,84638
0,82560
0,80272
0,77781
0,75094
+0,72217
0,69156
0,65918
0,62510
0,58942
0,55222
0,51360
0,47367
0,43253
0,39029
Продолжение
z
+0,25801
0,27345
0,28819
0,30218
0,31540
0,32781
0,33936
0,35004
0,35981
0,36866
0,37657
+0,38352
0,38950
0,39449
0,39848
0,40145
0,40340
0,40431
0,40420
0,40306
0,40091
+0,39775
0,39358
0,38842
0,38227
0,37515
0,36707
0,35805
0,34813
0,33733
0,32567
+0,31320
0,29992
0,28588
0,27110
0,25563
0,23949
0,22274
0,20542
0,18758
0,16927
табл 37
R
1,00759
1,00834
1,00909
1,00981
1,01051
1,01117
1,01179
1,01237
1,01291
,01342
1,01390
1,01435
1,01479
1,01518
,01554
1,01584
1,01610
1,01630
1,01645
1,01656
1,01665
,01670
1,01672
,01669
1,01662
,01650
1,01633
1,01610
1,01583
,01552
1,01518
,01482
1,01442
1,01399
1,01352
1,01301
1,01244
1,01184
1,01120
1,01054
1,00986
423

Простой год
Сентябрь
1
4
7
10
13
16
19
22
25
28
Октябрь
1
4
7
10
13
16
19
22
25
28
31
Ноябрь
3
6
9
12
15
18
21
24
27
30
Декабрь
3
6
9
12
15
18
21
24
27
30
157°99
160,89
163,80
166,71
169,63
172,56
175,49
178,42
181,35
184,29
187,24
190,19
193,15
196,11
199,08
202,05
205,03
208,01
211,00
213,99
216,99
219,99
223,00
226,01
229,03
232,05
235,07
239,00
241,13
244,16
247,20
250,24
253,28
2*56,33
259,38
262,43
265,49
268,54
271,59
274,65
277,71
-о,
0,
0,
0,
0,
0,
1,
1,
1,
0,
-о,
0,
0,
о
0
0
0
0
0
0
0
-0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
—0
0
0
0
0
0
—0
+о
0
+о
X
93559
95289
96772
98002
98976
99690
00142
00330
00255
99917
99316
98451
97325
95938
94293
92394
90246
87856
85230
82374
79296
,76002
,72499
,68797
,64905
,60834
,56597
,52205
,47670
,43004
,38219
,33327
,28341
,23274
,18143
,12961
,07744
,02507
,02736
,07971
,13185
Y
+0,34705
0,30289
0,25794
0,21231
0,16612
0,11949
0,07256
+0,02545
—0,02171
0,06882
—0,11575
0,16238
0,20859
0,25425
0,29923
0,34340
0,38664
0,42882
0,46984
0,50960
0,54797
—0,58487
0,62019
0,65381
0,68563
0,71555
0,74350
0,76939
0,79315
0,81474
0,83407
—0,85111
0,86577
0,87803
0,88782
0,89512
0,89992
0,90221
0,90198
0,89924
—0,89399
Продолжение
z
+0,15051
0,13137
0,11187
0,09208
0,07204
0,05182
0,03147
+0,01104
—0,00942
0,02984
—0,05019
0,07042
0,09046
0,11027
0,12977
0,14893
0,16768
0,18597
0,20376
0,22100
0,23765
—0,25365
0,26897
0,28355
0,29735
0,31033
0,32244
0,33367
0,34398
0,35334
0,36172
—0,36911
0,37548
0,38079
0,38504
0,38820
0,39028
0,39127
0,39117
0,38998
—0,38771
табл. 37
R
1,00917
1,00846
1,00773
1,00698
1,00619
1,00538
1,00454
1,00369
1,00283
1,00198
1,00114
1,00029
0,99945
0,99860
0,99774
0,99688
0,99601
0,99516
0,99433
0,99352
0,99274
0,99199
0,99125
0,99054
0,98983
0,98914
0,98847
0,98784
0,98725
0,98670
0,98620
0,98574
0,98533
0,98494
0,98458
0,98425
0,98396
0,98372
0,98353
0,98340
0,98332
424

Год
1950
1961
1962
1963
1 ПСЛ
1964
1965
*) До 1
К
o,dooo
/ —0,422
\ +0,578
+0,336
+0,094
—0,149
1 —0,391
\ +0,609
+0,367
марта високосногс
Т А Б
Поправка
Год
1966
1967
1968
1969
1970
1971
1 Л7О
1972
) года брать
Л
И Ц А 38
Л* за начало года
К
+0,d125
-0,117
/ —0,360
t +0,640
+0,398
+0,156
-0,086
/ -0,328
\ +0,672
первую поправку, с
Год
1973
1974
1975
1 Q7A
1У/ О
1977
1978
1979
1 XjO\J
1 марта —
К
+0?429
+0,137
—0,055
/ —0,297
\ +0,703
+0,461
+0,218
—0,024
1 -0,266
1 +0,734
вторую.
Т А Б Л И Ц А 39
Физические координаты Солнца
Ро — позиционный угол оси вращения Солнца, Во — гелиографическая широта
центра видимого диска Солнца *)
Дата
Январь 1
5
10
15
20
25
Февраль 1
5
10
15
20
25
Март 1
5
10
15
20
25
Апрель 1
5
10
15
20
25
+2>
+0,5
-2,0
-4,3
-6,7
-8,9
-11,9
—13,5
—15,4
-17,2
-18,9
—20,3
—21,4
—22,4
-23,5
—24,4
-25,2
—25,7
—26,2
—26,4
-26,4
-26,2
—25,8
—25,3
Во
— 3,
—3,
-4,
-4,
-5,
—5
-6
—6
-6
—6
—7
—7
—7
—7
—7
—7
—7
—6
—6
—6
—6
—5
-5
—4
0
5
0
6
0
5
0
3
б
8
0
,1
,2
,2
,2
,2
,1
,9
,5
,3
,0
,6
,2
,8
Дата
Май
Июнь
Июль
Август
1
5
10
15
20
25
1
5
10
15
20
25
1
5
10
15
20
25
1
5
10
15
20
25
р,
—24°
-23,
—22,
-21
-19
-18
-15
— 14
— 12
-10
— 8
¦ о
— 3
1
+ 1
+ з
+ 5
+ 7
+ 10
+ 12
+ 14
+ 15
+ 17
+ 19
4
6
5
3
8
3
8
5
3
2
,0
,8
,1
о
1 °
,0
>5
,6
[Г
,0
,8
1
1 *
>о
Во
_4<
-з,'
-з,
-2,
О
-1,
—0,
—0
+1
+2
+2
+3
+3
+4
+4
+5
+5
+6
+6
+6
+6
+7
2
8
2
7
1
5
7
2
4
0
6
2
9
,3
,8
,3
,8
,2
,8
,1
,4
,6
,9
,0
Дата
Сентябрь
Октябрь
Ноябрь
Декабрь
1
5
10
15
20
25
1
5
10
15
20
25
1
5
10
15
20
25
1
5
10
15
20
25
р.
+2о:
+21,
+23,
+24,
+24,
+25
+26
+26
+26
+26
+26
+25
+24
+24
+23
+21
+20
+ 18
+ 16
+ 14
+ 12
+ю
+ 8
+ 5
9
9
0
0
8
5
0
3
4
з
1
7
7
,0
,7
с
',0
с
С
> °
,8
,6
с
в.
+7'
+7,'
+7,
+7,
+7,
+7,
+6
+6
+6
+5
+5
+5
+4
+4
+3
+2
+2
+1
+0
+0
-0
-0
—1
2
2
2
2
2
1
0
7
5
2
9
5
1
4
0
4
,8
,3
,6
,9
,4
,3
,9
,5
,2
*) 90° — Во — угол между северным направлением оси вращения Солнца и линией
Солнце — Земля
425

ТАБЛИЦА 40А
Поправка гелиографической долготы Д/
\ V
л \
0°
1
2
3
4
5
6
7
0°
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
10°
0,0
0,2
0,4
0,5
0,7
0,9
1,1
1,2
2 0°
0,0
0,4
0,7
1,1
1,5
1,8
2,2
2,5
3 0°
0,0
0,6
1,2
1,7
2,3
2,9
3,5
4,0
4 0°
0,0
0,8
1,7
2,5
3,4
4,2
5,0
5,9
50°
0,0
1,2
2,4
3,6
4,8
6,0
7,2
8,3
Д/ имеет знак произведения Во-Г-Ь'.
ТАБЛИЦА 40Б
Поправка гелиографической широты А&
\. Во
0°
5
10
15
>о 20
о 25
я 30
? 35
% 40
Й 45
g. 50
g 55
в 60
J- 65
с 70
75
80
85
90
0е
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
0,0
1°
1,0
1,0
1,0
1,0
0,9
0,9
0,9
0,8
0,8
0,7
0,6
0,6
0,5
0,4
0,3
0,3
0,2
0,1
0,0
2е
.2,0
2,0
2,0
1,9
1,9
1,8
1,7
1,6
1,5
1,4
1,3
1,1
1,0
0,8
0,7
0,5
0,3
0,2
0,0
3е
3,0
3,0
3,0
2,9
2,8
2,7
2,6
2,5
2,3
2,1
1,9
1,7
1,5
1,3
1,0
0,8
0,5
0,3
0,0
4°
4,0
4,0
3,9
3,9
3,8
3,6
3,5
3,3
3,1
2,8
2,6
2,3
2,0
1,7
1,4
1,0
0,7
0,3
0,0
5°
5,0
5,0
4,9
4,8
4,7
4,5
4,3
4,1
3,8
3,5
3,2
2,9
2,5
2,1
1,7
1,3
0,9
0,4
0,0
6°
6,0
6,0
5,9
5,8
5,6
5,4
5,2
4,9
4,6
4,2
3,8
3,4
3,0
2,5
2,0
1,6
1,0
0,5
0,0
7°
7,0
7,0
6,9
6,8
6,6
6,3
6,1
5,7
5,4
4,9
4,5
4,0
3,5
3,0
2,4
1,8
1,2
0,6
0,0
\. Во
90°
85
80
75
70
65 ^
60 к
55 g
50 g
45 g
40 g
35 g
30
25 JL
20 c
15
10
5
0
kb имеет знак Во
425

ПРЕЦЕССИЯ
ТАБЛИЦА 41
Годовая прецессия по склонению Pg
(для а от 12h до 24h знак надо изменить на противоположный)
а
0h
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
om
+20\0
+ 19,4
+ 17,4
+ 14,2
+ю,о
+ 5,2
0,0
— 5,2
—10,0
-14,2
—17,4
— 19,4
10m
+20", 0
+ 19,1
+ 16,9
+ 13,5
+ 9,3
+ 4,3
- 0,9
— 6,0
-10,8
— 14,8
—17,8
— 19,6
20m
+20", 0
+ 18,8
+ 16,4
+ 12,9
+ 8,5
+ 3,5
— 1,7
- 6,9
—11,5
—15,4
— 18,2
— 19,7
30m
+ 19",9
+ 18,5
+ 15,9
+ 12,2
+ 7,7
+ 2,6
— 2,6
— 7,7
— 12,2
—15,9
—18,5
—19,9
40m
+ 19",7
+ 18,2
+ 15,4
+ 11,5
+ 6,9
+ 1,7
— 3,5
— 8,5
— 12,9
—16,4
—18,8
-20,0
50m
+ 19",6
+ 17,8
+ 14,8
+ 10,8
+ 6,0
+ 0,9
- 4,3
— 9,3
— 13,5
—16,9
-19,1
—20,0
60m
+ 19",4
+ 17,4
+ 14,2
+ 10,0
+ 5,2
0,0
— 5,2
—10,0
-14,2
-17,4
—19,4
-20,0
a
12h
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
ТАБЛИЦА 42
Прецессия по склонению за 100 лет (по аргументу годовой прецессии)
ОДЮ
0,2
0,4
0,6
0,8
1,0
1,2
1,4
1,6
1,8
2,0
2,2
2,4
2,6
2,8
3,0
3,2
3,4
3,6
3,8
4,0
4,2
4,4
4,6
4,8
5,0
юоя8
0^00
0,3
0,7
1,0
1,3
1,7
2,0
2,3
2,7
3,0
3,3
3,7
4,0
4,3
4,7
5,0
5,3
5,7
6,0
6,3
6,7
7,0
7,3
7,7
8,0
8,3
РЬ
50
5,2
5,4
5,6
5,8
6,0
6,2
6,4
6,6
6,8
7,0
7,2
7,4
7,6
7,8
8,0
8,2
8,4
8,6
8,8
9,0
9,2
9,4
9,6
9,8
10,0
юоя8
в;з
8,7
9,0
9,3
9,7
10,0
10,3
10,7
11,0
11,3
11,7
12,0
12,3
12,7
13,0
13,3
13,7
14,0
14,3
14,7
15,0
15,3
15,7
16,0
16,3
16,7
РЬ
ю;'о
10,2
10,4
10,6
10,8
11,0
П,2
11,4
11,6
11,8
12,0
12,2
12,4
12,6
12,8
13,0
13,2
13,4
13,6
13,8
14,0
14,2
14,4
14,6
14,8
15,0
lOOPg
16[7
17,0
17,3
17,7
18,0
18,3
18,7
19,0
19,3
19,7
20,0
20,3
20,7
21,0
21,3
21,7
22,0
22,3
22,7
23,0
23,3
23,7
24,0
24,3
24,7
25,0
ра
15
15,2
15,4
15,6
15,8
16,0
16,2
16,4
16,6
16,8
17,0
17,2
17,4
17,6
17,8
18,0
18,2
18,4
18,6
18,8
19,0
19,2
19,4
19,6
19,8
20,0
юоя8
25!0
25,3
25,7
26,0
26,3
26,7
27,0
27,3
27,7
28,0
28,3
28,7
29,0
29,3
29,7
30,0
30,3
30,7
31,0
31,3
31,7
32,0
32,3
32,7
33,0
33,3
427

42S

429

ТАБЛИЦА 44
Прецессия по прямому восхождению за 100 лет
(по аргументу годовой прецессии)
0*00
0,05
0,10
0,15
0,20
0,25
0,30
0,35
0,40
0,45
0,50
0,55
0,60
0,65
0,70
0,75
0,80
0,85
0,90
0,95
1,00
1,05
1,10
1,15
1,20
1,25
1,30
1,35
1,40
1,45
1,50
1,55
1,60
1,65
1,70
1,75
1,80
1,85
1,90
1,95
2,00
от
0
0
1
1
2
2
3
3
00s
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
2f00
2,05
2,10
2,15
2,20
2,25
2,30
2,35
2,40
2,45
2,50
2,55
2,60
2,65
2,70
2,75
2,80
2,85
2,90
2,95
3,00
3,05
3,10
3,15
3,20
3,25
3,30
3,35
3,40
3,45
3,50
3,55
3,60
3,65
3,70
3,75
3,80
3,85
3,90
3,95
4,00
Зт
4
4
5
5
6
6
20s
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
4*00
4,05
4,10
4,15
4,20
4,25
4,30
4,35
4,40
4,45
4,50
4,55
4,60
4,65
4,70
4,75
4,80
4,85
4,90
4,95
5,00
5,05
5,10
5,15
5,20
5,25
5,30
5,35
5,40
5,45
5,50
5,55
5,60
5,65
5,70
5,75
5,80
5,85
5,90
5,95
6,00
6т
7
7
8
8
9
9
10
40s
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
6*00
6,05
6,10
6,15
6,20
6,25
6,30
6,35
6,40
6,45
6,50
6,55
6,60
6,65
6,70
6,75
6,80
6,85
6,90
6,95
7,00
7,05
7,10
7,15
7,20
7,25
7,30
7,35
7,40
7,45
7,50
7,55
7,60
7,65
7,70
7,75
7,80
7,85
7,90
7,95
8,00
10т
10
11
И
12
12
13
13
00s
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
8^00
8,05
8,10
8,15
8,20
8,25
8,30
8,35
8,40
8,45
8,50
8,55
8,60
8,65
8,70
8,75
8,80
8,85
8,90
8,95
9,00
9,05
9,10
9,15
9,20
9,25
9,30
9,35
9,40
9,45
9,50
9,55
9,60
9,65
9,70
9,75
9,80
9,85
9,90
9,95
10,00
13т
14
14
15
15
16
16
20s
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
lOfOO
10,05
10,10
10,15
10,20
10,25
10,30
10,35
10,40
10,45
10,50
10,55
10,60
10,65
10,70
10,75
10,80
10,85
10,90
10,95
11,00
11,05
11,10
11,15
11,20
11,25
11,30
11,35
11,40
11,45
11,50
11,55
11,60
11,65
11,70
11,75
11,80
11,85
11,90
11,95
12,00
16Ш
17
17
18
18
19
19
20
40s
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
05
10
15
20
25
30
35
40
45
50
55
00
430

ЗВЕЗДЫ, ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ, ТУМАННОСТИ
ТАБЛИЦА 45
Названия и обозначения созвездий
В таблице даны: 1) русские названия, 2) латинские названия, 3) положе-
положение: созвездия, лежащие целиком или большей частью к северу от -{-35° скло-
склонения, обозначены буквой N, южнее — 35° склонения обозначены буквой S,
зодиакальные созвездия обозначены буквой Z, 4) родительный падеж (для име-
именования звезд созвездия), 5) международное сокращенное трехбуквенное обозна-
обозначение, 6) площадь созвездия в квадратных градусах, 7) число звезд ярче 6^,0.
Русское
название
Андромеда . .
Близнецы . . .
Большая Мед-
Медведица . . .
Большой Пес
Весы
Водолей ....
Возничий . . .
Волк
Волопас ....
Волосы Веро-
Вероники ....
Ворон
Геркулес . . .
Гидра
Голубь ....
Гончие Псы . .
Дева
Дельфин . . .
Дракон ....
Единорог . . .
Жертвенник . .
Живописец . .
Жираф ....
Латинское
название
Andromeda
Gemini
Ursa Major
Canis Major
Libra
Aquarius
Auriga
Lupus
Bootes
Coma Berenices
Corvus
Hercules
Hydra
Columba
Canes Venatici
Virgo
Delphinus
Draco
Monoceros
Ara
Pictor
Camelopardalis
Поло-
Положение
N
Z
N
Z
z
N
S
s
N
Z
N
S
s
N
Родительный
падеж
Andromedae
Geminorum
Ursae Majoris
Canis Majoris
Librae
Aquarii
Aurigae
Lupi
Bootis
Comae Bereni-
Berenices
Corvi
Herculis
Hydrae
Columbae
Canum Venati-
corum
Virginis
Delphini
Draconis
Monocerotis
Arae
Pictoris
Camelopardalis
ЛЙпа
\JOO3'
наче-
And
Gem
UMa
CMa
Lib
Aqr
Aur
Lup
Boo
Com
Crv
Her
Hya
Col
CVn
Vir
Del
Dra
Mon
Ara
Pic
Cam
Площадь
в квад-
квадратных
градусах
722
514
1280
380
538
980
657
334
907
386
184
1225
1300
270
465
1290
189
1083
482
237
247
757
Число
звезд
ярче
6т,0
100
70
125
80
50
90
90
70
90
50
15
140
130
40
30
95
30
80
85
30
30
50
431

Продолжение ma6J 45
Русское
название
Журавль . . .
Заяц
Змееносец
(Офиух) . . .
Змея
Золотая Рыба
Индеец ....
Кассиопея . .
Кентавр . . .
Киль
Кит
Козерог
Компас
Корма
Лебедь
Лев
Летучая Рыба
Лира .
Лисичка
Малая Медве-
Медведица . . .
Малый Конь .
Малый Лев
Малый Пес .
Микроскоп .
Муха ....
Насос ....
Наугольник .
Овен ....
Октант . . .
Орел ....
Орион . . .
Павлин . . .
Паруса . ¦ ¦
Пегас ....
Персей . . .
Печь ....
Райская Птиц<
Рак
Резец ....
Рыбы ....
Рысь . .
Северная
рона
Секстант
Сетка . .
Скорпион
Скульптор
Столовая
Стрела .
Ко
Гор
Латинское
название
Поло-
Положение
Родительный
падеж
Обоз-
наче-
начение
Площадь
в квад-
квадратных
градусах
Grus
Lepus
Ophiuchus
Serpens
Dorado
Indus
Cassiopeja
Centaurus
Carina
Cetus
Capricornus
Pyxis
Puppis
Cygnus
Leo
Volans
Lyra
Vulpecula
Ursa Minor
Equuleus
Leo Minor
Canis Minor
Microscopium
Musca
Antlia
Norma
Aries
Octans
Aquila
Orion
Pavo
Vela
Pegasus
Perseus
Fornax
Apus
Cancer
Caeluin
Pisces
Lynx
Corona Borealis
Sextans
Reticulum
Scorpius
Sculptor
Mensa
Sagitta
S
S
S
N
S
S
z
N
Z
s
N
N
S
s
s
s
z
s
s
s
N
s
z
s
z
N
s
z
s
/
^
Число
звезд
ярче
6т,0
Gruis
Leporis
Ophiuchi
Serpentis
Doradus
Indi
Cassiopejae
Centauri
Carinae
Ceti
Capricorni
Pyxidis
Puppis
Cygni
Leonis
Yolantis
Lyrae
Vulpeculae
Ursae Minoris
Equulei
Leon's Minoris
Canis Minoris
Microscopii
Musca e
Antliae
Normae
Arietis
Octantis
Aquilae
Orionis
Pavonis
Velorum
Pegasi
Persei
Fornacis
Apodis
Cancri
Caeli
Piscium
Lyncis
Coronae Boreali
Sextantis
Reticuli
Scorpii
Sculptoris
Mensae
Sagittae
Gru
Lep
Oph
Ser
Dor
Ind
Cas
Cen
Car
Cet
Cap
Pyx
Pup
Cyg
Leo
Vol
Lyr
Vul
UMi
Equ
LMi
CMi
Mic
Mus
Ant
Nor
Ari
Oct
Aql
Ori
Pav
Vel
Peg
Per
For
Aps
Cnc
Cae
Psc
Lyn
CrB
Sex
Ret
Sco
Scl
Men
Sge
366
290 i
948
637
179
294
598
1060
494
1230
414
221
673
804
947
141
286
268
256
72
232
183
210
138
239
165
441
291
652
594
378
500
1121
615
398
206
506
125
889
545
179
314
114
497
475
153
80
432

Продолжение табл 45
русское
название
Латинское
название
Поло-
Положение
Родительный
падеж
Обо-
значе-
значение
Площадь
в квад-
квадратных
градусах
Число
звезд
ярче
6™, О
Стрелец . .
Телескоп .
Телец . . .
Треугольник
Тукан . . .
Феникс . .
Хамелеон .
Цефей. . .
Циркуль .
Часы ¦ . .
Чаша . . .
Щит . . .
Эридан . . . .
Южная Гидра
Южный Крест
Южная Рыба
Южная Корона
Южный Тре-
Треугольник . .
Ящерица . . .
Sagittarius
Telescopium
Taurus
Triangulum
Tucana
Phoenix
Chamaeleon
Cepheus
Circinus
Horologium
Crater
Scutum
Eridanus
Hydrus
Crux
Piscis Austrinus
Corona Austra-
lis
Triangulum
Australe
Lacerta
Z
S
Z
S
s
s
N
s
s
s
s
s
s
N
Sagittarii
Telescopii
Tauri
Trianguli
Tucanae
Phoenicis
Chamaeleontis
Cephei
Circini
Horologii
Crateris
Scuti
Eridani
Hydri
Crucis
Piscis Austrini
Coronae Austra-
lis
Trianguli
Australis
Lacertae
Sgr
Tel
Tau
Tri
Tuc
Phe
Cha
Сер
Cir
Hor
Crt
Set
Eri
Hyi
Cru
PsA
CrA
TrA
Lac
867
252
797
132
295
469
132
588
93
249
282
109
1138
213
68
245
128
110
201
115
30
125
15
25
40
20
60
20
20
20
20
100
20
30
25
25
20
35
В прежнее время созвездия Carina (Киль), Puppis (Корма), Pyxis (Ком-
(Компас) и Vela (Паруса) составляли одно большое созвездие Argo Navis (Корабль
Аргонавтов).
ТАБЛИЦА 46
Названия созвездий
(в алфавитном порядке латинских названий)
п/п
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
Латинское
название
Andromeda
Antlia
Apus
Aquarius
Aquila
Ara
Aries
Auriga
Bootes
Caelum
Camelopardalis
Cancer
Canes Venatici
Canis Major
Canis Minor
Русское
название
Андромеда
Насос
Райская Птица
Водолей
Орел
Жертвенник
Овен
Возничий
Волопас
Резец
Жираф
Рак
Гончие Собаки
Большой Пес
Малый Пес
№№
п/п
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
Латинское
название
Capricornu?
Carina
Cassiopeja
Centaurus
Cepheus
Cetus
Chamaeleon
Circinus
Columba
Coma Berenices
Corona Australis
Corona Borealis
Corvus
Русское
название
Козерог
Киль
Кассиопея
Кентавр
Цефей
Кит
Хамелеон
Циркуль
Голубь
Волосы Верони-
Вероники
Южная Корона
Северная Коро-
Корона
Ворон
433

Продолжение табл\ 46
№№
п/п
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
Латинское
название
Crater
Crux
Cygnus
Delphinus
Dorado
Draco
Equuleus
Eridanus
Fornax
Gemini
Grus
Hercules
Horologium
Hydra
Hydrus
Indus
Lacerta
Leo
Leo Minor
Lepus
Libra
Lupus
Lynx
Lyra
Mensa
Microscopium
Monoceros
Musca
Norma
Octans
Ophiuchus
Русское
название
Чаша
Южный Крест
Лебедь
Дельфин
Золотая Рыба
Дракон
Малый Конь
Эридан
Печь
Близнецы
Журавль
Геркулес
Часы
Гидра
Южная Гидра
Индеец
Ящерица
Лев
Малый Лев
Заяц
Весы
Волк
Рысь
Лира
Столовая Гора
Микроскоп
Единорог
Муха
Наугольник
Октант
Змееносец
п/п
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
Латинское
название
Orion
Pavo
Pegasus
Perseus
Phoenix
Pictor
Pisces
Piscis Austrinus
Puppis
Pyxis
Reticulum
Sagitta
Sagittarius
Scorpius
Sculptor
Scutum
Serpens
Sextans
Taurus
Telescopium
Triangulum
Triangulum Au-
strale
Tucana
Ursa Major
Ursa Minor
Vela
Virgo
Volans
Vulpecula
Русское
название
Орион
Павлин
Пегас
Персей
Феникс
Живописец
Рыбы
Южная Рыба
Корма
Компас
Сетка
Стрела
Стрелец
Скорпион
Скульптор
Щит
Змея
Секстант
Телец
Телескоп
Треугольник
Южный Тре-
Треугольник
Тукан
Б. Медведица
М. Медведица
Паруса
Дева
Летучая Рыба
Лисичка
ТАБЛИЦА 47
Собственные имена некоторых ярких звезд
(имена многих других см. примечания к табл. 50)
Алгенйб. .
Алголь . .
Ал йот . .
Альбирёо .
Альдерамйн
Альдебаран
Алькор . .
Альтайр . .
Альциона .
Антарес . .
Арктур . .
Астеропа .
Атлас . . .
Беллатрйкс
7 Peg
рРег
8 UMa
PCyg
а Сер
а Таи
80 UMa
a Aql
Y] Таи
a Sco
a Boo
21 Таи
27 Таи
Бёнетнаш . . . г] UMa
Бетельгёйзе . . a Ori
Вёга a Lyr
Денёб ocCyg
Денебола . . . р Leo
Дубхе a UMa
Гемма аСгВ
Канопус . . . . а Саг
Капелла .... a Aur
Кастор .... a Gem
Майя 20 Таи
Маркаб .... a Peg
Мерах р UMa
Меропа .... 23 Таи
Мира . . .
Мирах . .
Мицар . .
Плейона. .
Полярная .
Поллукс
Процион
Регул . . .
Ригель . .
Сириус . .
Спйка. . .
Тайгёта . .
Фомальгаут
Электра . .
oCet
р And
CUM
28 Таи
aUMi
pGem
aCMi
a Leo
p Ori
aCMa
aVir
19 Таи
aPsA
17 Таи
434

435

436

ТАБЛИЦА 50
Каталог всех звезд ярче 4Й,5 в системе V (стр. 438—494)
Список составлен по созвездиям, расположенным в алфа-
алфавитном порядке их русских названий (табл. 46 дает список
созвездий в алфавитном порядке латинских названий, а табл.
52 дает звезды до 4/л,5 в порядке прямых восхождений 1950
года).
В пределах каждого созвездия звезды расположены в
порядке уменьшения блеска в системе V. Для обеспечения
полноты списка до 4^,5 формальный предел взят 4W,52.
На левой странице даны: обозначения звезд (в буквенной
системе Байера либо в цифровой системе Флэмстида; курсив-
курсивные числа дают номера Каталога ярких звезд (BS), третье
издание которого вышло в 1964 г.); прямое восхождение а
эпохи 1900 года (а1900), а1950, для которого указаны лишь
минуты (если число минут больше 60, надо прибавить час);
склонение б1900, 61950, для которого указаны лишь единицы
градусов и минуты; звездная величина в системе V (буква v
означает переменность блеска, v? — подозрение в переменно-
переменности— подробности в примечаниях, (v?)—заподозрена при состав-
составлении этого каталога на основании больших расхождений в
оценках разных наблюдателей; спектральный класс (почти везде
с указанием класса светимости в системе МК — см. стр. 131;
курсивные спектры — стандарты системы МК по данным Коули и
Яшеков, ApJ 74, № 3, 375—406, 1969); показатели цвета U — У,
В — V (по данным Джонсона, Ириарте и их сотрудников, опуб-
опубликованным в 1964—1966 гг., Мендоза в 1967 и Гутьеррец
в 1968 г.).
На правой странице даны: латинские названия созвездий
и их трехбуквенные сокращенные обозначения, а в столбцах
повторение названия звезды; показатели цвета V — R и V — /;
параллакс в тысячных долях секунды дуги (если известно,
то с указанием вероятной ошибки); \ха и |х§ также в тысяч-
тысячных долях секунды дуги; лучевая скорость (буква v означает
переменную Vr, v! — заподозренную в переменности; для 28
звезд, рекомендуемых MAC в качестве стандартных при уста-
установлении шкалы лучевых скоростей, указаны ошибки и *);
галактические координаты / и Ъ (в новой системе) и № при-
примечания в конце списка.
437

Спектр
U-V
B — V
Андромеда
h
1
0
1
0
1
22
23
0
0
1
23
1
23
0
0
0
0
m
04,1
03,2
57,8
34,0
31,9
57,3
32,7
51,2
42,0
30,7
35,5
03,7
33,2
31,5
33,3
51,9
13,1
m
06,9
05,8
60,8
36,6
34,9
59,6
35,1
54,0
44,7
33,9
37,9
06,6
35,7
34,2
35,9
54,2
15,7
07
07
06
06
06
06
06
07
07
07
06
06
07
07
06
05
07
07
07
06
39,2
28,2
31,9
16,9
37,8
08,8
39,7
14,2
38,4
12,3
46,2
58,2
19,5
29,8
23,0
58,0
22,7
37,1
04,8
38,4
42,3
31,4
34,8
19,9
40,9
11,9
42,5
17,1
41,4
15,2
49,5
61,1
22,6
32,8
26,0
61,1
25,9
40,2
08,0
41,2
+35°05'
+28 32
+4151
+30 19
+48 07
+4147
+45 55
+37 57
+23 43
+40 54
+43 47
+46 43
+42 43
+33 10
+28 46
+22 53
+36 14
+28 16
+32 06
+ 16 29
+22 34
+25 14
+22 32
+ 13 00
+22 10
+24 38
+ 16 43
+34 05
+20 43
+28 00
+27 07
+20 17
+23 16
+3159
+29 08
+30 24
+ 13 20
5°21'
8 49
2 05
0 35
8 23
2 03
611
8 14
4 00
109
4 03
6 59
2 59
3 27
9 02
3 09
6 30
m
2,05
2,06
2,10
3,28
3,57
3,62
3,82
3,87
4,06 v
4,10
4,14
4,25
4,29 v?
4,36
4,38
4,42
4,52u?
Близнецы
8 09
2 00
6 27
2 32
511
2 31
2 57
2 05
431
6 38
401
0 39
7 54
701
0 15
3 16
153
9 00
0 20
3 17
1,140?
1,58
1,92
2,87
2,98
3,28
3,36у?
3,53
3,57 у?
3,58
3,60
3Jv
3,79
4,06
4,14
4,15
4,18
4,29 у?
4,40 у?
4,49
Большая Медведица
12
10
13
13
10
И
11
10
08
09
49,6
57,6
43,3
19,9
55,8
48,6
04,0
16,4
52,4
26,2
51,8
60,7
45,6
21,9
58,8
51,2
06,9
19,4
55,8
29,5
+56 30
+62 17
+49 49
+55 27
+56 55
+54 15
+45 02
+42 00
+48 26
+52 08
6 14
201
9 34
511
6 39
3 58
4 46
145
8 14
154
1,77 v
1,79 и?
1,86 и?
2,06^?
2,37 и?
2,44 у?
3,01
3,05 v?
3,14и?
3,18
МОШ
В8рШ
КЗП+А
кзш
кзш
Вбр
G8III-IV
A5V
кш
F8V
B9IVn
B7V
B8V
B5V
G8IIIp
G8III — IV
A2V
т
3,53
—0,58
2,13
2,76
2,72
—0,62
1,72
0,27
1,99
0,60
—0,32
—0,41
—0,39
—0,71
1,34
1,66
0,12
т
1,57
-0,11
1,21
1,28
1,28
—0,09
1,02
0,12
1,12
0,54
—0,08
—0,07
—0,11
—0,16
0,87
0,91
0,05
кош
A1IV
M3III
G8Ib
M3III
F5IV
FOIV
G8III
A3V
A3III
F7Ib
КОШ
K5III
B7IV
gG5
FOV
КИП
K2III
КПП
1,86
0,05
0,05
3,50
2,86
3,27
0,49
0,38
1,62
0,21
0,24
1,74
1V88
3,48
-0,63
1,39
0,30
2,09
2,66
2,33
AOpV
кош
B3V
A2V+A2V
A1V
AOV
КПП
МОШ
A7V
F6IV
—0,01
1,99
—0,87
0,05
—0,02
0,03
2,26
3,48
0,26
0,49
1,00
0,04
0,00
1,64
1,40
1,61
0,43
0,34
0,92
0,12
0,10
0,97
1,04
1,54
-0,14
0,87
0,32
1,12
1,26
1,16
-0,02
1,07
-0,19
0,02
-0,02
0,00
1,14
1,59
0,19
0,46

Продолжение табл. 50
V-R
v-i
я
О ", 0 01
О",001
О", 001
Приме-
Примечание
(Andromeda, And)
т
1,24
—0,03
0,94
0,92
0,96
0,01
0,78
0,15
0,85
0,46
—0,01
0,03
0,00
-0,04
0,68
0,73
0,08
т
2,24
—0,13
1,62
1,58
1,61
—0,07
1,35
0,23
1,44
0,75
—0,08
—0,02
—0,09
—0,16
1,19
1,21
0,08
43
24
5
24
21
7±5
43±6
32
32
62
12±7
7
5±7
31
2
15
+ 177
+ 134
^42
-133
-63
+22
+ 158
+ 152
— 104
— 175
+79
+6
+25
+ 13
—232
—37
—65
— 113
-161
—51
—90
— 112
—2
—421
—34
-80
—378
— 19
—8
+0
—6
—249
—40
—36
+0
— 12 о
— 13
—7v
+ 16
— Hv
+6,8у
+8
—24 v
—28
9
—Ov?
—0,5 и
+9d
—84
—10 у
—8v
127°
112
137
120
131
102
ПО
124
122
132
110
126
92
119
120
125
116
—27°
—33
— 19
—32
— 14
— 16
— 15
24
—39
—21
— 17
— 16
—53
—29
—33
—39
—26
0,75
0,06
0,06
1,57
0,96
1,49
0,39
0,35
0,71
0,12
0,10
0,73
0,77
1,24
—0,03
0,68
0,32
0,92
0,96
0,86
1,25
0,05
0,05
2,95
1,57
2,80
0,62
0,54
1,16
0,17
0,18
1,17
1,27
2,15
—0,14
1,13
0,51
1,50
1,59
1,46
(Gemini, <
93+5
72+4
31
21
9
13
51
59±5
25±6
41 ±5
21
4
+31 ±6
12 + 6
13
26
+59 ±6
17±6
5±6
+4±5
—623
—165
+047
+060
0
—64
— 111
— 19
—27
—43
+5
_4
— 117
—33
—3
—7
+ 154
+70
-26
1
лет)
—052
— НО
—046
-114
— 16
— 15
— 195
— 15
—54
—43
-53
—3
-89
-109
— 18
-105
+ 154
—235
—48
-62
+3,6 + 0,1*
+6
— 13
+54,8
+99
+ 19
+25
+3
+22
—9
+20 v
+7v
+8
-21
+39
+20 и
—6
+46 t?
+22
+ 136
192
187
197
190
190
189
201
196
196
221
182
196
191
193
192
187
187
191
187
200
+23
+22
+4
+4
+ 10
+2
+4
+ 16
+22
+ 13
+ 15
+ 12
+ 19
+21
+4
+ 1
+21
+23
+ 17
+ 4
(Ursa Major, UMa)
8
a
Я
P
У
I
e
—0,02
0,81
—0,12
—0,04
0,06
0,00
0,84
1,28
0,22
0,44
—0,05
1,39
—0,30
—0,06
0,02
—0,04
1,41
2,24
0,29
0,71
8 ±10
31 ±5
4±12
37±6
42±6
20±6
35
31 ±6
66 ±6
52±6
+ 113
— 119
—122
+ 124
+83
+93
—63
—82
—442
—950
— 11
—70
— 18
-28
+29
+4
—35
+25
—243
—542
—9v
—9v
— 10,8
—90
—12 о
-13
—4
—20
+ 12u
+ 15
122
143
101
113
149
141
166
178
171
165
+61
+51
+65
+62
+55
+61
+63
+56
+41
+46
33
34
35
36
37
38
39
40
41
439

б
0
к
V
X
h
X
и
tB
10
26
^ taoo
h m
12 10,5
08 22,0
10 11,1
11 13,1
08 56,8
09 23,7
11 40,8
11 12,9
09 43,9
13 19,9
08 54,2
13 21,2
09 01,8
09 28,0
Сто
m
13,0
26,1
14,1
15,8
60,2
27,6
43,4
15,5
47,5
21,9
57,4
23,2
05,4
31,6
900
-f-57°35'
4-6103
-(-43 25
+33 38
+ 47 33
+63 30
+48 20
+32 06
+59 31
+55 27
+42 11
+55 31
+52 00
+52 30
^1950
7° 19'
0 53
3 10
3 22
721
3 17
8 03
1 49
9 16
511
159
5 15
148
2 16
V
m
3,31 v?
3,36 v?
3,45
3,48
3,60
3,67 v?
3,72 v?
3,79
3,81
3,95 v?
3,97
4,02 v?
4,48
4,51
i
Спектр
A3V
G5II—III
A21V
K3III
AlVn
FOIV
KOI 11
GOV
F2IV
Aim
F5V
A5V
Aim
A2V
u—v
tn
0,15
1,37
0,09
2,95
0,01
0,43
2,34
0,64
0,38
0,22
0,49
0,24
0,39
0,04
B — V
m
0,08
0,85
0,03
1,40
0,00
0,33
1,18
0,59
0,29
0,13
0,43
0,16
0,27
0,00
а
е
б
Р
о2
?
о
0)
V2
о1
X
е
V
I
т
V3
X
aw
I
о
¦с
т
7
О
16
06
06
07
06
07
06
06
06
07
06
06
06
06
06
07
06
06
07
06
06
07
40,8
54,7
04,3
18,3
20,1
58,8
16,5
57,7
10,8
32,3
50,0
46,1
49,6
59,2
10,2
27,7
51,7
14,6
33.5
24,5
14,5
42,9
56,7
06,4
20,5
22,1
61,1
18,4
59,7
12,8
34,5
52,1
48,0
51,9
61,5
12,2
29,8
53,9
16,6
35,7
26,3
16,6
15
14
14
15
15
15
15
14
11,6
45,3
58,2
31,0
32,5
29,9
48,1
52,0
14,3
48,1
61,1
34,0
35,6
32,7
51,0
54,6
Большой
— 16 35
—28 50
—26 14
-17 54
-29 06
—23 41
—30 01
—27 47
-26 36
-19 10
—24 04
—32 24
— 11 55
— 15 29
-26 11
—23 21
— 16 55
—24 46
— 18 09
—32 31
—24 23
—09 01
— 15 38
—24 53
-27 48
—29 27
— 14 27
— 16 26
—03 56
6 39
8 54
6 19
7 56
9 12
3 46
0 02
7 52
6 41
9 13
4 07
2 27
158
5 33
6 16
3 23
6 59
4 52
8 12
2 33
4 28
Весь
9 12
5 50
5 05
7 58
9 37
4 37
6 35
4 09
Пес
— 1,46
1,50
1,48 у?
1,97 у
2,44
3,01
3,02
3,43 v?
з',82у?
3,92 у?
3,92 у?
3,95 у?
4,08
4,12
4*,33cf
4,37 у?
4,40 о?
4,42
4,48
4,5и
i
2,61
2,75 и?
3,27 и?
3,57
3,65
3,91
4,16
4,49
A1V
B2I1
F8Ia
В1 11-111
В51а
В31а
В 2,5V
MOIab
B3Ve
KHV
K3Iab
B2Ve
K4III
B8II
B4Vpe + B8
B0,5IV
B3II
O9II1
Kl II-III
B4V
07 f
—0,05
-1,14
1,21
-1,20
—0,80
—0,88
-0,90
3,59
—0,92
2,04
3,71
-1,16
3,12
—0,59
— 1,09
— 1,22
—0,76
-1,14
2,19
—0,78
-1,15
B8V
A3 IV
M4III
КЗ III
В2,5 V
G8 III—IV
КОШ—IV
FOIV
—0,48
0,24
3,63
2,98
-0,87
1,76
1,83
0,36
0,
-о,
0,
-о,
-0,
-о,
—0,
1,
-о,
1,
1,
-о,
1
—0
—0
—0
—0
—0
1
—0
—0
-0
0
1
1
-0
1
1
0
оо
21
67
24
09
08
18
72
18
05
71
23
43
И
20
24
06
,15
,15
,17
,15
,11
,15
,69
,39
,18
,02
,01
,32
Водолей
Р
а
б
21
22
22
26
СО
49
,7
,3
28,
03,
52,
9
2
0
—06 01
—00 48
-1621
5 48
0 34
6 05
2
2
3
,87
,93
,28
GO
G2
A3
Ib
Ib
V
1
1
0
,41
,74
,13
0
0
0
,84
,97
,05
440

Продолжение табл. 50
*
б
0
к
V
X
h
?в
10
g
26
m
0,06
0,69
0,08
1,06
0,07
0,34
0,88
0,54
0,34
0,13
0,40
0,17
0,27
0,09
V-l
m
0,06
1,11
0,07
1,76
0,08
0,52
1,48
0,88
0,50
0,18
0,62
0,24
0,38
0,10
я
o".ooi
52 ±5
4±6
31
13 ±7
10±6
34±6
14±6
127 + 6
36±5
37 ±7
70±5
37 ±7
33
21+7
0",001
+ 106
— 129
— 164
-25
-31
+ 110
— 138
—431
-292
+ 119
—436
+ 119
— 134
—64
0",001
+ з
-113
—45
+21
—62
+24
+ 19
—593
— 158
-24
—255
—24
-42
—42
—13
+20 v
+ 18
g
+4
—10
—8
— IQv
+31
—9v
+26,4
—81'
—0
+23
<
133°
156
176
191
173
151
150
195
154
113
180
113
167
165
b
+59°
+35
+55
+69
+42
+42
+ 66
+69
+46
+62
+41
+61
+42
+46
Приме-
Примечание
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
а
6
6
Z
а
О)
V2
о1
е
EW
I1
i
х
к
UW
о
и
X
У
е
16
(Canis Major, CMa)
0,00
—0,09
0,51
—0,14
0,07
0,01
—0,05
1,32
0,02
0,79
1,17
—0,10
1,13
—0,01
0,01
—0,12
0,05
—0,04
0,86
-0,06
—0,00
—0,03
—0,30
0,84
—0,38
0,01
—0,08
—0,23
2,32
—0,08
1,30
1,99.
—0,30
1,91
—0,11
—0,08
—0,39
—0,02
—0,22
1,46
—0,22
—0,13
375
1 dyn
3
14
12
7
13
17
8
52
2
6
21
10
5
2
2
1
7±10
7
1
—537 I
+3
—4
—4
7
0
+3
-3
—9
+64
—8
9
— 139
+з
—11
—4
3
-10
—9
—24
7
—1210
3
+3
—1
+4
0
+2
0
+3
-76
+ 10
+4
-18
—8
+4
+ 10
+ 10
+7
7
+23
—3
—Sv
+27
+34 v
+34 у
+41
+48
+32 v
+21,5
+26
+3
+36,3
+ 14
+97,3
+30 v
+0u
+27 и
+41
+40
— 1,5
+41
— Ни
227
240
238
226
243
236
238
239
239
229
235
242
224
228
239
232
229
238
228
241
238
д
— И
—8
— 14
—6
—8
— 19
— 10
7
—12
—10
— 14
—5
—4
—7
— 15
—7
—6
—11
— 19
—5
(Libra, Lib)
—0,04
0,14
1,59
1,00
0,11
0,71
0,72
0,32
—0,14
0,18
2,82
1,71
-0,30
1,26
1,24
0,49
22
49±7
56 ±13
37 ±7
17
33 ±11
30 ±9
40±5
—93
— 107
—73
—8
-17
+64
+98
— 103
—26
—74
—52
—6
—38
2
+ 126
-161
—35
—10 и
-4,3
—24,9
+ 1 V
—27,5
+3,4
+21,6
352
340
337
342
341
352
354
352
—39
+38
+29
+22
+20
+32
+28
+46
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
р
а
6
0
0
0
,61
,66
,07
1
1
0
,02
,13
,И
3
3±5
39 ±7
(Aquarius
+ 16
+ 15
-42
Aqr)
—6
—5
—21
+5,52*
+7,5
+ 18
48
60
50
—38
—42
—61
73
74
441

С2
е
1
У
ы
г2
Y]
0
Ф
i
г|Я
Ь2
к
с1
(О2
V
а1900
h rn
23 04,1
22 23,7
20 42,3
22 47,4
22 16,5
23 17,7
22 44,3
22 30,2
22 11,5
23 09,1
22 01,0
23 10,7
23 20,8
23 12,7
20 42,5
23 01,3
23 37,5
21 04,2
ai«6o
m
06,8
26,3
45,0
50,0
19,1
20,3
46,9
32,8
14,2
11,7
03,7
13,3
23,4
15,3
45,1
04,0
40,1
06,9
$1900
_21°43'
—00 32
—09 52
—08 07
—01 53
-20 39
— 14 07
—00 38
-08 17
—06 35
— 14 21
—09 38
—21 11
—09 44
—05 24
—24 17
—15 06
—11 47
$1950
1°27'
0 17
9 41
7 51
1 38
0 22
3 51
0 23
8 02
6 19
4 07
9 22
0 55
9 27
5 13
4 01
4 49
1 35
V
m
3,64
3,66
3,77
3,79 u?
3,84 i/?
3,98
3,98 v?
4,00
4,15
4,22
4,25
4,25
4,40
4,40
4,44y?
4,48
4,51
4,52
Спектр
K2 11
F2 IV
A2 V
M2III
A9III
кош
МОП I
B8V
G8III—IV
M2III
B8V
кош
K5III
B5V
M3III
gG9
В 9,5V
G8III
и -v
т
2,45
0,37
0,02
3,41
—0,19
2,05
3,53
—0,38
1,79
3,42
—0,34
2,12
3,27
—0,68
3,60
1,49
-0,17
1,61
В — V
т
1,23
0,38
0,00
1,65
-0,06
1,10
1,59
-0,10
0,99
1,55
—0,07
1,11
1,47
-0,14
1,67
0,90
—0,04
0,94
Возничий
05
05
05
04
04
04
05
04
05
05
06
05
09,3
52,2
52,9
50,5
54,8
59,5
51,3
55,5
44,5
52,5
09,0
42,2
13,0
55,9
56,3
53,7
58,4
63,0
55,4
59,0
48,0
56,2
12,2
45,7
+45 54
+44 56
+37 12
+33 00
+43 41
+41 06
+54 17
+40 56
+39 07
+45 56
+-29 32
+39 09
5
4
7
3
3
1
4
1
9
5
9
9
57
57
13
05
45
10
17
00
08
56
31
10
0,08 и?
1,90 v
2,65 и?
2,69 у?
3,18 у?
3,72
3,75 и
3,97
4,25 и?
4,35 у?
4,50
G8III: + F
A2V
B9,5pV
кзн
FOIap
B3V
КОШ
K5II + B
кош
МЗ,5И
G8III
G8III
1,25
0,07
—0,24
3,31
0,87
-0,85
1,90
1,60
2,23
3,55
1,82
1,64
0,80
0,03
-0,08
1,53
0,54
-0,18
0,99
1,22
1,13
1,72
1,01
0,95
Волк
а
1
е
i
Ф1
&
л
1
к
р
е
\х
0
14
14
15
15
15
15
15
14
15
15
14
15
15
14
16
15
14
35,3
52,0
28,5
14,8
15,9
05,1
53,5
13,0
17,5
05,0
58,3
44,6
02,1
31,2
00,0
11,6
45,1
38,6
55,2
31,8
18,1
19,3
08,7
56,8
16,2
18,6
08,4
61,7
47,8
05,5
34,5
03,3
15,0
48,4
-46
-42
—40
-40
—44
—51
—38
—45
—35
—48
—46
—33
—44
—48
—36
—47
—43
58
44
50
17
20
43
07
36
54
21
40
19
54
59
32
30
10
7
2
1
0
4
1
8
5
6
8
6
3
5
9
6
7
3
10
56
00
28
31
55
15
50
05
33
51
29
05
13
40
42
22
2,30 v
2,68
2,78
3,22 у?
3,37
3,40
3,41
3,55 у?
3,56
3,87
3,89
3,95
4,05
4,05 и?
4,23
4,27
4,33
ВИН
B2IV
B2Vn
B2IV
B3IV
G81II
B2V
B3IV
K5III
B9V
B51V
AOIII—IV
B3V
B5V
B2Vn
B8n
В6Ш:
— 1,08
— 1,07
— 1,02
— 1,09
—0,91
— 1,06
—0,90
3,41
—0,14
-0,72
—0,18
—0,86
-0,71
-0,86
—0,46
—0,75
-0,20
-0,22
—0,20
—0,22
—0,18
0,92
—0,22
—0,18
1,54
—0,05
—0,14
-0,04
—0,18
—0,15
—0,18
—0,09
—0,14
442

Продолжение табл. 50
*
с2
?1,.
8
А,
У
Ъ1
т2
Г1
CD,
Ф
1
Ь2
f
с1
со2
V
V-R
т
0,84
0,39
0,07
1,42
0,04
0,82
1,19
—0,06
0,70
1,28
-0,05
0,79
1,12
—0,07
1,47
0,71
0,02
0,69
V — 1
т
1,44
0,62
0,07
2,61
0,00
1,42
2,14
—0,13
1,18
2,36
—0,14
1,35
1,94
—0,20
2,78
1,20
-0,03
1,15
я
0",001
5±10
13±5
15±5
12 ±б
40±4
29±9
11 ±8
17±6
17±5
7±5
13
43
2±10
8
4±5
20±6
35±9
14 ±5
0", 001
+53
+204
+28
+4
+ 126
—128
— 17
+87
+ 114
+33
+38
+369
-55
+ 15
—6
+63
+93
+91
0",001
+37
+46
—33
+40
+ П
—92
—34
—52
—18
— 192
—55
— 11
—56
—7
-39
—2
—64
— 12
+21,1
+25
— 16 у?
—8,8
—15w
—6,5
+ 1,0
—8
-14,7
—0,4
—10 w
—25
+ 15,7
—6 у?
—22
+ 15,2
3d
— 12
42°
65
38
62
62
47
52
67
53
71
43
67
47
68
42
35
68
38
ь
—66°
—46
-30
—56
—46
—69
—59
—48
—49
—59
—49
—61
—69
—62
—28
—66
—70
—36
Приме-
Примечание
75
76
77
78
79
80
81
82
83
а
Р
е
б
С
V
Jt
т
а
Р
V
б
8
С
I
Ф1
Ре
0,60
0,08
0,00
1,06
0,52
-0,05
0,77
1,13
0,82
1,69
0,80
—
1,04
0,07
—0,06
1,88
0,97
0,22
1,27
2,00
1,38
3,17
1,34
—
<
73
37
18
15
4
13
20
2
17
3
16
4
Auriga,
+83
—51
+51
+8
+3
+29
+85
+ 15
0
+3
—67
—22
Aur)
—427
4
—83
— 19
—7
—71
— 128
—23
+8
—9
—264
—25
+30 v
— 18,2
+29,3
+ 18
—3v
+7
+8,2
+ 12,8
+9,7
+ 1
+20,3
-20
163
167
174
171
163
165
159
165
172
167
183
172
+5
+ 10
+7
—6
+ 1
+0
+ 15
-0
+6
+ 11
+6
+6
—0,09
—0,10
—0,14
-0,11
—0,11
—0,14
—0,10
1,19
—0,05
—0,10
—0,02
—0,08
-0,09
—0,10
—0,02
—0,05
-0,26
-0,27
-0,38
-0,33
-0,27
-0,35
-0,24
2,06
-0,06
-0,21
-0,09
0,23
-0,20
-0,27
-0,06
-0,16
9
12
8 dyn
12
9 dyn
36 ±9
8 dyn
7
21
9 dyn
12
12 dyn
14
5
13 dyn
14
(Lupus, Lup)
-26
—48
—33
—28
— 19
—74
—36
—6
—69
—59
—25
—36
—26
—25
—37
—44
—33
-21
-46
-16
-15
-22
-113
-22
-16
-93
-92
-24
-14
-19
-34
-19
-29
-22
—0,3 v
+6 v
+2
+4 v
—9,7
+22
—29,4
+3
—18»
+ 14,3
+ 14,6
+ 14,8
+7,4
322
326
333
331
329
324
339
318
334
325
325
341
327
320
341
327
325
+ 14
+ 12
+ 14
+ 10
+5
+ 11
+ 14
+ 17
+8
+ 10
+ 16
+ П
+ 10
+ 11
+8
+ 14
443

*
2
(О1
т2
о
«1900
h m
15 11,8
15 31,3
14 19,8
14 25,9
а
14
34
23
29
m
,8
,7
,0
,2
—29°
—42
—44
—50
47'
14
56
01
б
9е
2
5
0
58'
24
09
14
V
т
4,33 и?
4,33
4,35
4,41
Спектр
gKO
K4.5III
dF7
B2III
и — v
2,17
3,15
0,61
-1,03
В — V
т
1,10
1,43
0,43
—0,20
Волопас
14
14
13
14
15
14
14
14
14
13
14
15
15
13
Н,1 1
40,6
49,9
28,0
11,5
58,2
27,5
36,4
21,8
44,6
12,6
20,7
30,3
42,5
13,4
42,8
52,3
30,1
13,5
60,1
29,7
38,8
23,5
47,1
14,5
22,6
32,5
44,9
13 07,2
12 22,0
09,5
24,4
+ 19 42
+27 30
+ 18 54
+38 45
+33 41
+40 47
+30 49
+ 14 09
+52 19
+ 16 18
+46 33
+37 44
+30 11
+ 17 57
9
7
8
8
3
0
0
3
2
6
6
7
9
7
27
17
39
32
30
35
35
56
05
03
19
33
58
42
—0,05 и?
2,37
2,68
3,02 v
3,49 у?
3,50 у?
3,59 у?
3,78 у?
4,06 и?
4,07 и?
4,18 v?
4,32 и?
4,47 и?
4,50 у?
+28 23
+28 49
Волосы Вероники
4,26
4,37
8 08
8 33
Ворон
12
12
12
12
12
12
10,7
29,1
24,7
05,0
03,2
26,9
13,2
31,8
27,3
07,5
05,8
29,5
16
16
17
17
17
17
16
17
16
17
18
18
17
16
16
17
25,9
37,5
10,1
10,9
11,6
42,6
39,5
53,9
17,5
36,6
03,6
19,4
52,8
16,7
56,5
20,2
28,1
39,4
12,4
13,0
13,3
44,5
41,2
55,8
19,7
38,1
05,6
21,6
54,5
18,2
58,4
22,0
—16 59
-22 51
— 15 58
—22 04
—24 10
-15 39
+21 42
+31 47
+ 14 30
+24 57
+36 55
+27 47
+39 07
+29 16
+ 19 23
+46 04
+28 45
+21 43
+37 16
+46 33
+31 04
+37 14
7
3
6
2
4
5
16
07
14
20
27
55
2,58 у?
2,64 и?
2,94 и?
2,98 у?
4,02
4,32 и?
К2Н1р
КОН— III-
+A2V
G0IV
A7III
G8III
G8III
КЗШ
A2III
F7V
K5III
АОр
F0IV
F2V
F7V
G0V
КПП—IV
B8III
G5III
B9Vn
K2III
F2V
F0IV
2,51
1,70
0,78
0,31
1,63
1,68
2,74
0,10
0,51
3,39
0,13
0,37
0,29
0,53
0,66
2,28
-0,46
1,53
-0,14
2,81
0,30
0,39
Геркулес
1
1
4
4
6
7
9
9
9
6
8
1
7
6
1
7
36
42
27
54
52
45
01
15
16
02
45
45
15
26
00
И
2,74
2,81
3,13»
3,16 у?
3,42
3,50
3,70и?
3,76 и?
3,80 у?
3,83у
3,84 и?
3,87 у?
3,90
3,92
4,17
08111
G0IV
5II+G5III
A3Vn
КЗИ
G5IV
G7III—IV
кош
A9III
B3V
B9,5V
К2Ш
К1Н
B5IV
A0V
A0V+B9
1,61
0,86
2,46
0,16
3,10
1,14
1,53
1,64
0,46
—0,87
—0,09
2,34
2,81
—0,72
—0,12
—0,05
1,23
0,97
0,58
0,19
0,95
0,97
1,30
0,05
0,50
1,52
0,08
0,31
0,37
0,48
0,58
1,13
-0,11
0,88
-0,05
1,34
0,32
0,37
0,91
0,65
1,45
0,08
1,44
0,75
0,92
0,94
0,27
—0,18
—0,02
1,18
1,35
—0,15
—0,01
0,00
444

Продолжениет абл. 50
2
ю1
т2
а
V- R
т
0,81
1,03
0,41
—
V — I
т
1,37
1,76
0,76
—
o",boi
12 + 9
10±9
—3±9
—
0",00 1
—12
—146
+ 13
—44
0\001
-15
+55
— 16
—17
Vr
—4
—6,4
— 1 ,2у
—2 v?
1
337°
333
320
319
ь
+23°
+ 10
+ 14
+9
Приме-
Примечание
109
ПО
111
а
е
Y
б
О
и
Я,
а
х
Y
е
а
0,97
0,75
0,44
0,14
0,73
0,65
0,92
0,02
0,42
1,20
0,02
0,30
0,34
0,41
1,62
1,27
0,73
0,22
1,24
1,09
1,57
0,01
0,67
2,07
0,05
0,45
0,53
0,65
i
90
13 ±7
102
16±5
28i-6
22±7
25±6
7±13
67 ±6
10±6
43±7
30±6
63 "
56±6
Bootes
—1098
—49
—63
— 115
+85
—44
— 101
+52
—238
—95
—184
— 147
+ 187
—483
Boo)
—2003
+ 14
—365
+ 146
-121
—39
+ 115
—26
—404
+34
+ 154
+80
+ 124
+29
—5,3±
1 Л 1 *
— 16,5
—0,1 у
—36
— 12,2
— 19,9
— 13,7 а
-4,6
—10,9
—6
-8,1
-9,5
+02
— 16
15
39
5
67
53
68
47
11
94
356
87
60
46
359
+69
+65
+73
+66
+58
+60
+68
+61
+60
+72
+65
+56
+67
+74
(Coma Berenices, Com)
0,49
0,83
0,79
1,35
120
2±7
—799
—84
+876 I +6
—88 I +4
43
200
+85
+84
—0,04
0,61
—0,05
0,93
0,30
0,38
—0,13
1,05
—0,09
1,57
0,48
0,56
(
24
27±7
18±5
20±7
53 ±10
44 ±7
Corvus
— 162
+4
—210
—69
+83
—428
, Crv)
+ 15
-59
—145
+7
—48
—67
—4t>
-7,0 ±0,0*
+9
+5
+4
—4 v
291
298
295
291
291
296
+45
+39
+46
+39
+37
+46
113
114
115
116
117
118
119
120
121
122
123
124
125
126
127
128
129
130
a1
6
n
V>
Л
I
V
I
о
109
0
t
8
P
0,61
0,51
2,10
0,05
0,96
0,53
0,67
0,69
0,29
—0,10
0,03
0,85
0,90
—0,09
—0,01
0,02
1,07
0,83
4,24
0,08
1,68
0,91
1,15
1,15
0,43
—0,27
0,03
1,45
1,53
—0,26
—0,05
0,01
(Hercules
17±5
110
6
34
20±6
108
53±6
18±7
15±8
2±5
13
16±7
8
27 ±12
22±5
12
— 103
—470
—10
—24
—29
-313
+35
+85
—48
7
0
+ 194
+4
—13
—50
—44
>, Her)
—22
+385
+30
— 162
— 1
—748
—90
— 19
+39
0
+7
—250
+2
+32
+22
—2
—25,5 и
—69,9 и
—32,5±
±0,0*
—41
—25,7
-15,6
+8,3
-1,5
—35,3 и
—20 и
—29,5
—57,5
—27,2
— 13,8
—25,1 и
—21,0
39
53
36
47
61
52
62
55
35
72
55
50
63
72
53
61
+40
+40
+28
+31
+34
+26
+41
+24
+41
-31
-22
-16
+26
+45
+36
+33
131
132
133
134
135
136
137
138
139
140
141
142
143
144
145
445

*
по
о
Ф
95
102
111
X
V
а1900
h m
18 41,4
16 30,9
16 05,6
17 57,3
18 04,5
18 42,6
17 26,7
17 54,7
«1950
rn
43,5
32,5
07,2
59,4
06,6
44,8
28,7
56,6
^1900
+20°27'
+42 39
+45 12
+21 36
+20 48
+ 18 04
+26 11
+30 12
6i960
0°30'
2 32
5 04
1 36
0 48
8 07
6 09
0 12
v
т
4,19у?
4,20у?
4,27 и?
4,30у?
4,35
4,36
4,41и?
4,41и?
Спектр
F6V
AOVn
В9р
А7Шп
B2V
A3V
K4III
F2II
U — V
т
0,48
-0,11
—0,35
0,64
—0,96
0,20
3,12
0,54
В — V
т
0,46
—0,01
—0,07
0,38
—0,15
0,12
1,44
0,39
12 51,4
12 29,0
53,7
31,4
9
13
8
10
14
8
13
11
10
10
9
9
9
8
11
8
8
8
14
8
22,7
13,5
50,1
44,7
00,7
41,5
24,2
28,1
05,7
21,2
09,2
34,8
46,7
32,4
47,8
38,0
41,6
43,1
44,4
33,5
25,1
16,2
52,8
47,2
03,5
44,1
27,0
30,5
08,2
23,7
11,8
37,3
49,1
35,0
50,4
40,6
44,0
45,8
47,3
36,1
—08 14
—22 39
+6 20
—15 40
-26 12
+6 47
—22 46
—31 18
—11 52
— 16 20
+02 44
—00 41
— 14 23
+06 03
—33 21
+3 45
— 13 11
+6 12
—27 33
+03 42
8
2
6
5
6
6
3
1
2
6
2
0
4
5
3
3
3
6
7
3
26
54
08
56
27
36
01
35
06
35
32
55
37
53
38
35
22
01
45
31
1,97 у?
3,00и?
3,10
3,11
3,28
3,38
3,54
3,61
3,79
3,88у?
3,91 у?
4,П
4,14
4,28
4,32
4,37
4,41
4,43
Голубь
5
5
6
5
5
5
6
36,0
47,4
18,5
27,7
56,1
54,0
13,0
37,8
49,2
20,3
29,4
57,6
55,8
14,8
2,64 и?
3,12
3,85
3,87
3,96
4,36
4,37 и?
Гончие Псы
+38 51 8 35 2,84и
—34
—35
—33
—35
—42
—35
—35
08
48
23
33
49
18
06
4
5
3
5
2
5
5
06
47
25
30
49
17
07
+41 54
1 38
Дева
4,27
КЗШа
G8III
КОП—III
K2III
K2III
GOIII—IV+
+dF7
gM7ve
G7III
кош
K5III
B9,5Vp
кзш
G8III
AlVn
B9IV
B3V
G8III
AOVn
gK4
K2III
B8Ve
K2III
gG4
gKl
кош
B3IV
G8III
B9,5pv:+
+F0V
GOV
3,17
1,58
1,82
2,51
2,16
1,05
2,29
1,63
1,92
3,30
—0,19
2,77
1,57
0,02
—0,43
—0,94
1,54
—0,10
2,87
2,48
—0,59
2,37
1,40
2,22
2,22
—0,84
1,83
—0,43
0,64
1,45
0,92
1,00
1,24
1,12
0,68
1,61
0,93
1,00
1,48
—0,07
1,32
0,92
-0,00
—0,10
—0,20
0,90
—0,05
1,40
1,20
—0,12
1,16
0,88
1,14
1,14
—0,18
1,00
-0,10
0,59
8
13
12
12
19
36
57
,9
,6
,2
22
39
59
,6
,1
,7
-10
—00
+ П
38
54
30
0
1
1
54
11
44
0
2
2
97 v
,74u?
,84 a?
B1V
/W+F0V
G9II—III
—1
0
1
,17
,33
,68
—0
0
0
,23
,36
,94
446

Продолжение табл. 50
*
по
о
Ф
95
102
111
Я,
V
V-R
т
0,39
0,03
0,00
—
—0,06
0,09
1,04
0,40
V — I
т
0,65
0,02
—0,09
—
-0,24
0,10
1,79
0,63
я
0", 001
49±6
3±7
12±7
— 1
3
45±7
12±5
9
0",001
— 14
— 12
—30
+8
0
+67
+ 18
—5
0",001
—338
+39
+28
+30
— 12
+ 110
+ 15
+3
Ут
+24
— 10,9
— 15,6
-30
-14,5
—44,6у
—26,4
—22,2
/
51°
67
71
48
47
49
49
56
Ь
+ 10°
+43
+47
+20
+ 18
+9
+28
+24
Приме-
Примечание
146
147
148
149
150
151
152
1,04
0,60
0,71
0,93
0,87
0,60
2,70
0,70
0,77
1,11
—0,01
0,99
0,69
0,04
0,01
-0,07
0,68
0,05
1,07
0,89
1,81
1,07
1,20
1,57
1,42
0,99
5,12
1,18
1,25
1,94
—0,06
1,66
1,16
0,05
-0,07
—0,26
1,14
—0,02
1,83
1,45
(Hydra,
17±4
21±7
29 ±6
22±9
39 ±12
10±5
19±10
14 ±10
13±7
19±6
20±7
16 ±7
27±5
10 dyn
8
8±6
9±5
5±10
25±6
—15
+69
— 100
+95
+43
—191
—57
—210
—204
— 128
+ 130
+47
+ 19
—69
—55
— 18
+ 15
—19
—242
—21
Нуа)
+30
—52
+ П
+ 199
— 150
—54
+8
—47
—93
—81
—315
—69
—29
— 13
—2
—5
— 15
—37
—67
—20
-4,61 ±
±0,2*
—5
+23
1
+27,2
+36 v
— 10
—5
+ 19у
+40
-8 и
+23 у?
—15
+ 1Ь
— 1
+21 и
—Sv
+33 и
-9,9
+25
241
311
222
265
323
221
314
284
253
260
229
236
251
220
289
223
239
222
333
223
+29
+39
+30
+38
+33
+29
+39
+28
+34
+34
+33
+36
+29
+26
+27
+26
+ 18
+29
+28
+25
-0,02
0,85
0,67
0,82
0,82
—0,07
0,73
—0,12
1,43
1,14
1,42
1,40
—0,24
1,24
(Со him b a
22
23
13
2
14
5
19
—1
+47
—30
+23
+ П
—6
—И
, Col)
—26
+399
—56
—37
—22
+5
+80
+35
+89,4
-2,6
—5
+ 17
+24,2
+24,2
239
241
241
214
249
241
242
—29
—27
—20
—31
—27
—26
—22
-о,
0,
04
54
-о,
0,
12
85
(Canes
23 ±6
108
Venatici, CVn)
—236
—705
+55
+284
—3v
+7
118
136
+79
+75
(Virgo, Vir)
a
V1
8
-o,
o,
o,
09
29
64
—0
0
1
,33
,48
,09
21±8
101
36 ±7
—41
—567
—274
—35
+5
+ 16
+ l,0u
—20
— 14
316
298
312
+51
+61
+74
170
171
172
447

*
Р
109
М-
Г]
V
i
0
т
0
ПО
А,
«1900
h m
13 29,6
12 50,6
11 45,5
14 41,2
14 37,8
12 14,8
И 40,7
14 10,8
12 00,1
14 07,6
13 56,6
13 04,8
14 57,8
14 13,7
al950
m
32,1
53,1
48,1
43,7
40,4
17,3
43,3
13,4
02,7
10,2
59,1
07,4
60,4
16,4
^1900
—00°05'
+03 56
+02 20
+02 19
-05 13
-00 07
+07 05
—05 31
+ 09 17
—09 49
+02 02
—05 00
+02 29
-12 55
$1950
0°20'
3 40
2 03
2 06
5 27
0 23
6 49
4 46
9 01
0 03
1 47
5 16
2 17
3 09
V
т
3,38
3,38 и?
3,60
3,73у?
3,88
3,90 у?
4,04 у?
4,09у?
4,12
4,21
4,26
4,38
4,40
4,52у?
Спектр
A3V
M3II1
F8V
AOV
F3IV
A2V
МИН
F7III—IV
G8III
K3III
A3V
A1V
кош
А2гп
U — V
т
0,20
3,38
0,66
—0,04
0,37
0,09
3,35
0,54
1,63
2,79
0,23
0,00
1,91
0,22
B-V
т
0,12
1,59
0,55
-0,01
0,38
0,02
1,53
0,51
0,99
1,32
0,10
-0,01
1,04
0,13
Дельфин
20
20
20
20
20
32,9
35,0
42,0
28,7
38,8
35,2
37,3
44,3
30,8
41,1
17
16
17
19
17
15
18
14
17
19
11
12
16
18
19
20
54,4
22,6
28,2
12,5
08,5
22,7
22,9
01,7
51,8
48,5
25,5
29,2
00,0
22,2
17,5
02,4
55,4
23,3
29,3
12,6
08,6
23,8
22,0
03,0
52,7
48,4
28,5
31,4
00,1
21,5
16,5
02.6
+ 14 15
+ 15 34
+ 15 46
+ 10 58
+ 14 43
+51 30
+61 44
+52 23
+67 29
+65 50
+59 19
+72 41
+64 51
+56 53
+70 01
+69 53
+70 20
+58 50
+71 17
+73 10
+67 35
4
5
5
1
4
25
44
57
08
54
3,63
3,77 и?
3,91
4,44и
Дракон
1
1
2
7
5
9
2
4
6
0
9
0
8
1
3
7
30
38
20
34
47
08
43
37
53
08
36
04
42
19
16
44
2,22 и?
2,74 у?
2,78
3,07
3,17
3,29у
3,58
3,65и?
3,75
3,85у?
3,85 у?
3,89 с?
4,03
4,22 у?
4,45и?
4,51
F5IV
B9V
KHV+F7V
B6III
А7рШ
K5III
G8III
G2II
G9III
B6III
K2III
F7V
AOII1
K2III
G8III
M0III
В5Ше
F8IV—V
АОр
K3III
K3III
0,52
-0,27
1,36
—0,60
0,42
0,44
-0,06
0,85
-0,12
0,32
3,40
1,61
1,63
1,78
-0,54
2,39
0,43
-0,13
2,39
1,42
3,59
—0,71
0,62
—0,43
2,70
2,80
1,52
0,91
1,00
1,00
-0,11
1,16
0,49
—0,05
1,18
0,89
1,62
—0,14
0,52
—0,10
1,25
1,31
Единорог
3314
а
1
8
18
13
06
08
07
06
07
06
08
06
06
24,0
20,7
36,5
10,0
06,8
18,5
03,6
42,6
27,5
26,4
23,2
38,9
12,4
09,3
21,1
06,1
45,3
30,2
—06
-03
—09
—06
-00
+04
—02
+02
+07
58
35
19
15
20
39
42
31
24
7
3
9
6
0
4
2
2
7
00
45
26
15
24
37
50
28
22
3,76
3,90
3,93
3,96
4,15
4,31
4,32
4,46
4,50
B3Vpe
AOV
кош
кзш
A2V
A5IV
G2Ib
кош
AOIb
—0,89
—0,03
1,90
2,73
0,02
0,30
1,69
2,15
—0,18
—0,15
-0,02
1,02
1,31
0,00
0,20
0,97
1,11
—0,00
448

Продолжение табл 50
*
с
6
р
109
\i
V
i
0
к
т
е
по
А,
V-R
т
0,07
1,53
0,48
0,07
0,40
0,08
1,26
0,50
0,74
1,07
0,15
0,05
0,81
0,10
V — 1
т
0,13
2,86
0,76
0,05
0,62
0,08
2,27
0,77
1,23
1,82
0,21
0,05
1,35
0,14
ч
0",001
35±5
17 ±5
98
30±5
39±4
10±Ю
13 ±7
39±8
37±5
17±7
15±5
22±5
19±6
10
0",001
—285
—469
—742
— 114
+ 106
—63
— 18
— 10
-221
+4
+ 15
—36
—57
— 19
М-б
0",001
+34
—60
—277
—36
—322
—25
— 188
—429
+42
+ 134
—26
—39
+5
+24
-13
—18
+4,58±
±0,4*
-6,1
+5,4
+51
+ 11,5
-30
—4
—2 и?
—Зу
—16,4
— Uv
i
325°
306
270
355
347
286
263
338
270
333
339
311
0
333
ь
+60°
+66
+61
+53
+48
+61
+64
+51
+69
+48
+59
+57
+50
+44
Приме-
Примечание
173
174
175
176
177
178
(Delphinus, Del)
0,40
0,00
0,68
—0,02
0,27
0,64
—0,04
1,16
—0,13
0,44
26±6
2±5
22±5
16±5
8±6
+ 106
+62
—38
+7
-25
—34
—3
— 198
—22
—48
—22,9у
—6
-7,5
—19,3
+9,3
59
60
61
55
60
— 16
—15
—17
—17
—17
1,14
0,61
0,68
0,70
—0,06
0,78
0,44
—0,03
0,83
0,64
1,31
0,05
0,45
—0,04
0,90
0,93
1,99
1,07
1,16
1,21
—0,18
1,38
0,75
—0,10
1,42
1,12
2,30
—0,03
0,70
—0,14
1,48
1,58
17±6
43
9±6
28±6
17 ±5
32±7
120
11±5
31±6
1±6
24±6
10±8
46±6
8±5
13±5
13±5
(Draco,
— 11
—23
— 17
+94
— 18
—8
+522
—53
+93
+78
—40
—58
— 138
—8
— 142
+ 13
Dra)
—24
+58
+8
+90
+ 19
+9
—361
+ 14
+74
+36
—22
+7
+334
+37
+ 110
+49
—27,6
-14,3
—20,0
+24,8
-14,1
— 11,0
+32,5v
— 16и
—25,8 у
+3,1
+6
—11,4»
—8,5у
—17и
—29,7 с/
-9,2
79
93
80
99
96
94
103
111
85
102
133
125
90
102
105
101
+29
+41
+33
+23
+35
+49
h28
-51
-30
+21
+46
+47
+45
+28
+24
+ 19
3314
а
1
е
с
18
13
—0,01
0,03
0,77
0,97
0,06
0,19
0,73
0,79
0,10
-0,17
—0,02
1,29
1,61
0,07
0,29
1,19
1,34
0,14
(Monoceros, Mon)
22
19
19
10
15±4
24
2
15
3±4
— 18
-66
—75
—4
— 1
— 18
— 19
— 16
+ 1
+5
—26
—22
-18
+6
+8
-6
— 13
—8
+21
+ 10
+ 11
-4,8
+ 15
+ 16,3
+30
+ 11,3
+ 12,3
217
228
227
214
216
206
225
210
204
—8
+ 19
+7
—И
+4
—4
+ 16
+0
+ 1
196
197
198
199
200
15 П. Г. Куликовский
449

Спектр
U — V
B — V
Жертвенник
р
а
h
17
17
16
17
17
17
16
16
m
17,0
24,1
50,4
17,0
22,1
58.8
41,2
51,6
m
21,1
28,0
54,5
21,2
26,6
62,7
45,5
55,6
а
р
Y
06
05
05
47
44
48
,2
,9
,0
47
46
48
,7
,1
,9
р
35
а
5757
7
1155
04
03
04
09
04
03
54,5
21,0
44,1
22,8
49,3
40,4
59,0
25,0
49,2
30,1
53,3
44,9
а
Р
У
8
I
б2
е
я
а
Р
е
?
У
Я
I
22
22
21
22
23
22
22
22
23
22
01,9
36,7
47,9
42,5
04,7
23,3
23,8
55,0
01,2
00,1
05,1
39,7
50,9
45,5
07,5
26,3
26,8
57,9
04,1
03,1
05
05
05
05
05
05
05
05
05
05
05
28,3
24,0
01,2
08,4
42,4
40,3
51,8
47,0
15,0
08,6
07,6
30
26
03
10
44
42
54
49
17
10
10
,5
,1
,3
,7
J
,4
,2
,3
,9
,0
—55°26'
—49 48
—55 50
—56 17
—60 36
—50 06
—58 52
—53 00
—61 50
—51 06
—56 11
+60 18
+59 36
+66 10
+81 46
+53 36
+65 13
—47 27
—47 24
—37 50
—51 51
—45 47
—44 00
—44 16
-53 17
—44 04
—40 02
— 17 54
—20 50
—22 30
— 16 19
— И 52
—22 29
— 14 11
—20 53
-13 17
— 13 04
— 11 59
5°29'
9 50
5 55
6 20
0 39
О 06
8 57
3 05
Живописец
1 53
1 05
6 11
т
2,84
2,95
3,12
3,33
3,61
3,66
3,75
4,05
К31Ь
B2,5V
K5III
ВИИ
B8V
В0,5П
K5III
K4IIIab
3,26
3,84
4,50
Жираф
0
9
6
1
3
5
22
46
16
33
40
22
4,03
4,21 у?
4,29
4,30
4,47
4,48»?
Журавль
7
7
7
1
5
3
4
3
3
9
12
09
36
35
31
45
00
01
47
47
1,74 и?
2,11d?
3,01
3,49 и?
3,90
3,97 и?
4,11 у?
4,Н
4,29
4,46
Заяц
7
0
2
6
4
2
4
0
3
3
1
51
48
26
16
50
28
11
53
14
00
56
2,57
2,84и?
3,19 у?
3,29 у?
3,55
3,60
3,72
3,85
4,29
4,36
4,44
A5V
A3V
кип
GOIb
В91а
09,51а
КЗШ
A1V
М2Иа
B5V
M5II1
B8III
A2V
КОШ
gG5
М4,5Ша
G5III
F6IV
MOIII
FOIb
G5III
K5III
В9Шр
A3Vn
F6V
FOV
G8II1
B0,5IV
B8V
B8V
C,02)
—0,86
3,56
—1,08
—0,41
—0,92
3,50
3,16
0,34
0,27
2,08
1,56
0,18
—0,85
3,20
—0,04
4,01
-0,60
3,22
-0,49
0,18
1,88
1,84
3,27
1,68
0,59
3,03
т
1,46
—о,
1,
—о,
-о,
-о,
1,
о,
0
1
0
0
0
1
—1
1
—0
1
—0
0
1
1
1
0
0
1
17
62
13
10
08
58
45
21
17
10
,93
,41
,03
,48
,02
,88
,13
,62
,12
,08
,02
,03
,57
,98
,43
,37
0,45 0,20
1,29
3,23
—0,51
0,16
0,48
0,33
1,69
-1,26
—0,44
—0,49
0,82
1,46
-0,11
0,10
0,47
0,33
0,98
-0,25
—0,Ю
-0,09
450

Продолжение табл. 50
v-R
v — i
я
О". 001
a
О". 001
б
О". 001
Приме-
Примечание
Р
а
(Ага, Ага)
m
—
—0,10
—
—0,10
—
m
—
—0,34
—
—0,34
—
—
26 ±10
1±12
36 ±11
4
22
7
17±9
9
-11
—32
— 18
—3
—54
— 15
+39
—0
-33
—77
—37
— 17
-96
—20
—37
+ П
-0,4
—2
-6,0
—4v
—12
+з
+9,0
+23,1
335°
341
333
335
331
343
330
335
-11°
g
—8
— 11
— 14
— 14
—9
—7
а
р
У
о,
о,
о,
24
13
82
0,
0,
1,
37
29
36
46
55
И
(Pictor,
—74
+2
+74
Pic)
+262
+83
—67
+20
+28
+ 15
,6
,7
272
258
264
-24
-31
—31
р
35
а
3751
7
1155
0,70
0,37
о,п
1,13
0,09
1,71
1,15
0,75
0,11
1,87
0,08
3,13
(Camelopardalis, Cam)
7±6
1
1
14
10
12
—2
+2
+5
—15
—19
2
—15
0
+8
—22
+6
—8
—2,0
7
+6
—5
—8v
—3v
150
141
144
131
154
140
+ И
+3
+ 14
+33
+ 7
+9
a
P
Y
8
I
61
e
—0,08
1,91
-0,05
—
0,75
0,73
1,73
—
—
1,00
—0,14
3,68
—0,11
—
1,31
1,34
3,32
—
—
1,78
51 ±9
3±11
8±10
38±11
23 ?10
17±11
—11 ± 11
31 ±10
12±8
8±10
(Grus, (
+ 121
+ 134
+ 101
+ 102
+ 131
+23
— 13
—67
—44
—28
3ru)
— 151 1
—9
— 14
—60
—29
—5
+ 1
— 12
—23
— 120
+ 12
+ 1,6
-2,1
Ov
—4,4 v
+4,9
+2,3d
-1,1»
+ 10
+38,8
350
346
6
338
344
354
353
334
348
2
—52
—58
—51
—57
—63
—57
—57
—57
—63
—54
a
p
e
t
6
I
X
i
0,22
0,65
1,10
—0,01
0,12
0,45
0,33
0,86
—0,12
—0,01
-0,02
0,43
1,09
1,91
—0,13
0,15
0,71
0,49
1,42
-0,40
-0,10
—0,11
2
14
6
18
42
119
61
22
2
30
11
(Lepus,
+3
0
+25
+42
— 16
—287
—41
+231
—3
— 15
+26
Lep)
+5
—90
—73
—26
+4
—371
+ 138
—645
—и
—8
— 14
+24,7±
±0,2*
-13,5±
±0,1*
+ 1,0
+27,7
+20 у
—10
-1,6
+99,3
+20,2
+ 18
+25 у?
221
223
223
217
219
227
220
226
215
214
213
—25
—27
—33
—29
—21
—24
—18
—22
—26
—28
—27
218
219
220
221
222
223
224
15*
451

Спектр
U—V
В -V
Змееносец
х
8
е
72
67
Р
b
36
о
I
i
68
h
17
17
16
16
17
16
16
17
17
18
17
16
17
18
17
16
17
17
17
17
16
17
16
16
16
m
30,3
04,6
31,6
09,1
38,5
52,9
13,0
15,9
53,5
02,6
42,9
25,9
55,6
00,4
20,3
25,4
21,0
09,2
21,6
15,0
49,3
56,7
21,2
26,2
18,2
m
32,6
07,5
34,4
Н,7
41,0
55,3
15,7
18,9
56,3
05,0
45,4
28,4
58,1
02,9
23,3
28,3
24,2
12,3
24,0
18,0
51,6
59,2
24,1
29,2
21,2
а
О
V
+ 12°38'
-15
-10
—03
-1-04
+09
—04
-24
—09
+09
+02
+02
+02
+02
—24
— 16
—29
—26
+04
—21
+ 10
+01
— 18
—21
— 19
36
22
26
37
32
27
54
46
33
45
12
56
31
05
24
47
27
14
00
20
18
14
15
48
2°36'
5
0
3
4
9
4
4
9
9
2
2
2
2
4
6
9
6
4
1
0
1
8
1
9
40
28
34
35
27
34
57
46
33
43
06
56
31
08
30
49
32
11
04
15
18
21
22
55
15
18
17
15
15
15
15
15
18
15
17
17
15
39,4
16,1
31,9
44,4
41,6
45,8
30,0
51,8
51,2
44,2
35,8
15,2
41,6
41,8
18,7
34,7
47,0
43,9
48,3
32,4
54,1
53,7
46,5
38,6
18,0
44,0
+06 44
—02 55
— 15 20
—03 07
+ 15 44
+04 47
+ 10 52
+ 15 59
+04 04
+ 18 27
— 12 49
— 12 45
+07 40
т
2,07 и?
2,42
2,56 и?
2,75
2,77
3,20
3,23
3,26 и?
3,34
3,73
3,75
3,83
3,97
4,03
4,16 у?
4,27
4,27
4,32
4,33 и?
4,38
4,38 у?
4.42 и?
4.43 и
4,45 и?
4,50
6
2
5
3
5
4
0
5
4
8
2
2
7
35
55
22
17
35
38
42
49
08
18
51
48
30
Змея
2,64
3,25
3,52
3,53
3,67
3,70
3,80и
3,86
4,07 у?
4,09»?
4,24
4,31
4,43 у?
A5III
A2V
09,5V
МНИ
K21II
K2III
G9I11
B2IV
G9III
A4IVs
A0V
AIV
В51Ь
K0V
A9V
G8III
F5IV
K0V
кзн
F2V
B8IV
A2Vn
B2Ve
А7р
кош
т
0,25
0гН
—0,85
3,55
2,41
2,32
1,73
— 1,08
1,86
0,21
0,08
0,03
—0,63
1,37
0,40
1,63
0,48
1,35
3,08
0,35
—0,40
0,06
—0,48
0,24
1,87
K2III
КОШ—IV
F0IV
A0V
A3V
А2т
F0IV
F6V
A5V+A5V
МНИ
A2V
A1V
G0V
2,42
1,59
0,36
—0,14
0,14
0,25
0,38
0,45
0,26
3,59
0,19
0,07
0,70
0,15
0,05
0,02
1,59
1,70
1,16
0,98
—0,23
0,99
0,12
0,04
0,01
0,02
0,86
0,28
0,92
0,40
0,86
1,50
0,41
—0,08
0,04
0,28
0,11
1,03
1,17
0,94
0,24
-0,04
0,06
0,16
0,26
0,48
0,17
1,62
0,08
0,03
0,60
Золотая Рыба
а
р
1
Я
04
05
04
05
04
31
32
13
44
35
,8
,8
,4
,6
,6
32,9
33,2
14,7
44,7
36,2
—55
—62
—51
—65
—62
15
33
44
46
16
5
2
1
5
2
09
31
37
45
11
3,26
3,40и
4,24и?
4,34
4,41»
АОШр
F8Ia
F5V
A6IV
gM7
—0
0
0
,45
,33
,33
-0,11
0,80
0,31
0,22
1,6:
452

Продолжение табл. 50
V-R
v—i
я
О", 00 1
0",001
М-6
0",001
Приме-
Примечание
(Ophiuchus, Oph)
m
0,14
0,03
0,10
1,29
0,82
0,84
0,70
—0,12
0,71
0,14
0,04
—0,01
0,10
0,65
0,29
0,65
0,33
0,70
1,10
0,37
—0,09
0,07
0,46
0,13
0,78
m
0,22
0,04
0,06
2,32
1,39
1,38
1,19
-0,33
1,19
0,19
0,04
—0,02
0,10
1,П
0,41
1,09
0,51
1,14
1,87
0,59
—0,17
0,08
0,70
0,15
1,28
56
47 ±7
6
29±5
23 ±5
26±5
36±5
8
15±5
37±5
32+5
1±5
1
188 ±4
43±9
9±11
15±9
183
4±5
58±7
24±7
15±6
8
30±9
12
+ 117
+35
+ 10
—46
—43
+293
+82
—3
—9
-62
-24
—27
—3
+-256
0
—53
+ 18
—497
— 1
+231
—53
+ 10
-11
+ 13
—28
—232
+90
+20
— 149
+ 154
— 14
+35
—25
—118
+78
—76
—85
— 11
-1097
— 123
—41
— 147
— 1137
+4
-213
—41
— 15
-32
+30
—54
+ 12,7v
-0,9
— 19i>
—18,78±
±0,3*
—9,0
—55,6
—10,3
—4 v
+ 12,4
-23,9
-5
— \5v
—4,4y
—7,0y
—37,2
—34,4
+38
—0,3
-27,0
-9,1
—21 v
+4 v
—5,1 v
+2,5
+0,2
36°
7
6
9
29
28
9
0
18
37
28
17
30
30
2
0
357
358
27
4
29
28
358
356
356
+23°
+ 14
+24
+32
+ 17
+30
+31
+7
+7
+ 14
+ 15
+32
+ 13
+ U
+6
+21
+3
+7
+21
+9
+31
+ 12
+21
+ 18
+20
0,81
0,70
0,20
-1,01
0,06
0,08
0,22
0,49
0,17
1,25
0,08
0,06
0,51
1,37
1,20
0,33
—0,06
0,09
0,13
0,33
0,73
0,24
2,23
0,10
0,06
0,83
46±6
54±5
26±7
1±5
34 ±6
35±6
15
69±7
26 ±5
19±6
3±6
22±5
91 ±5
(Serpens
+ 134
—556
—42
—88
+66
+ 124
—77
+307
+43
—48
—75
+-41
-226
Ser)
+39
—700
-66
—29
—55
+57
+5
-1292
+30
-95
—57
+ 1
—72
-1,0
+8,9
—42,8 v
—9,4у
—0,8
—9,4
—42 и
+6,7у
-45
—38,7
—30 v
+4,8u
—66,4
14
27
11
5
26
13
18
28
37
30
13
11
16
+44
+5
+9
+37
+48
+42
+48
+46
— 1
+48
+9
+ 13
+44
225
226
227
228
229
230
231
232
233
234
235
236
237
238
239
240
241
242
243
244
245
246
247
248
249
a
p
I
R
0,00
0,22
0,28
0,27
2,68
-0,09
0,65
0,44
0,44
5,80
(Dorado,
11
7
53
19
+51
—7
+ 101
—30
—69
Dor)
— 1
+4
+ 186
+4
—85
+26
+Sv
+27
—3
+25
264
272
260
275
273
—41
-33
—45
—31
—39
250
251
252
253
453

Спектр
U — V
B-V
Индеец
h
20
20
30
47
m
,5
,0
34
50
m
л
,9
а
р
I»
Р
О
о
А
i
00
00
00
00
01
00
00
01
23
00
01
00
01
02
34,8
03,8
50,7
19,3
47,2
43,0
31,4
54,9
49,4
27,3
05,1
39,1
53,7
20,8
37,7
06,5
53,7
22,5
50,8
46,1
34,2
59,1
51,9
30,1
08,0
42,0
57,8
24,9
-47°38'
-58 50
+55 59
+58 36
+60 11
+59 43
+63 11
+57 17
+53 21
+71 56
+56 57
+62 23
+54 37
+47 44
+70 25
+66 57
7°28'
8 39
m
3,11
3,64
KOIII
KOI 11
m
1,79
2,48
Кассиопея
6
8
0
9
3
7
3
2
7
2
4
8
0
7
16
52
27
59
26
33
37
11
13
39
53
00
40
11
2,23 и?
2,27 v
2,68u
3,38 v?
3,44
3,66 v?
3,98
4,3 v
4,16 0?
4,34 v?
4,50
4,50
4,51 и
КОН—III
F2IV
BOIVpe
A5V
B3III
G0V
B2,5IV
A2V
GOIap
Blla
A7V
B2V
A3IV
A5p
2,29
0,46
-1,21
0,26
—0,77
0,60
— 1,08
0,03
2,2y
—0,66
0,30
—0,59
0,21
0,19
m
1,00
1,25
1,17
0,34
-0,10
0,13
-0,15
0,58
—0,19
—0,01
l,k«
0,14
0,17
—0,06
0,17
0,13
Кентавр
a
e
V
e
•n
6
i
к
V
Ф
T
U1
d
я
a
bP
с*
g
n
14
13
14
12
13
14
13
12
13
13
14
11
13
13
12
13
13
11
12
12
14
14
14
13
13
12
13
11
32,
56,
00,
36,
33,
29,
49,
03,
15,
43,
52,
31,
43
52
32
52
25
16
22
06
35
14
37
43
40
47
01
44
8
8
8
0
6
2
3
2
0
6
6
2
5
2
2
5
2
4
,6
,4
,8
,5
,5
,6
,0
,9
|8
36,
60,
03,
38,
36,
32,
52,
05,
17,
46,
55,
33
46
55
35
55
28
18
25
09
38
17
40
46
42
50
04
47
2
3
7
7
7
3
4
8
8
6
9
5
5
2
0
6
1
7
,3
,0
,8
,5
,6
,5
,8
,7
,0
,2
—60
—59
—35
—48
-52
—41
—46
—50
—36
-41
—41
—62
—41
—41
—47
—44
-38
—53
—49
—51
-37
—37
-34
—33
—32
—39
—49
—63
25
53
53
25
57
43
48
10
11
59
42
28
11
37
59
19
53
57
41
49
22
26
45
57
32
38
22
14
0
0
6
8
3
1
7
0
6
2
1
2
1
1
8
4
9
4
9
2
7
7
4
4
2
9
9
3
38
08
08
41
13
56
03
27
27
14
54
45
26
51
16
34
09
13
57
05
35
39
58
12
48
54
38
31
o,
o,
2,
2,
2,
2,
2,
2,
2
2,
3
3
3
3
3
3
3
3
3
3
4
4
4
4
4
4
4
4
06
59
06
17
30
31 u?
55
65 v?
73
94»
13 w?
13
41 ti?
83 y?
86
87
88 tf?
,88
,91
,96
,00
,05
,05
,19 0?
,23
,27
,27
,31
G2V + dK5V
BUI
KOIII —IV
AOIII
B1V
Bl,5V:ne
B2IV
B2Ve
A2V
B2V:pne
B2V
B9II
B2IV
B2IV
A2V
B2V
G8II1
B5Vn
B2V
B4V
B3V
A0IV
K5III
M4IIIab
F2III
A7III
B2V
B3Vne
i
1,
-o,
-1,
-1,
-1,
-o,
o,
1
1 1
-o,
-o,
1
—1,
o,
J
2
-0
—0
—0
-0
—0
2
2
0
0
—0
—0
20
89
02
14
01
13
99
03
10
98
23
07
04
08
00
20
74
96
76
86
,14
,88
,92
,38
,33
,95
,77
o,
—o,
o,
-o,
—o,
-o,
-o,
-o,
o,
-o,
-o,
-o,
—o,
-o,
o,
o,
1,
-o,
-o,
-o,
—o,
-0
1,
1
0
0
—0
—0
72
22
99
01
22
19
22
09
05
16
20
05
22
21
05
20
16
16
19
15
17
03
35
49
38
21
19
16
454

Продолжение табл. 50
V-R
v-i
я
0",001
О",001
н
0",001
Приме-
Примечание
(Indus, Ind)
ftl
—
—
m
—
—
39 ±10
12
+49
+23
+66
-25
— 1
—4,9y?
253°
338
—37°
—39
(Cassiopeja, Cas)
0,78
0,31
0,07
0,15
—0,04
0,50
—0,08
0,06
0,96
0,14
0,18
0,05
0,16
1,38
0,51
—0,01
0,24
—0,16
0,86
—0,29
0,06
1,70
0,20
0,25
0,00
0,22
9
72
34
29
7
182±4
4
25
16±5
1
5
4
26
21
+50
+527
+26
+297
+35
+ 1101
+ 18
—42
--5
+4
+228
+ 17
—64
— 13
-29
— 178
—2
—47
— 16
-523
-8
+27
+3
+0
—19
—7
+9
+ 16
—4,09*
+ 12с
7
+7
—8
+9
+2
—14 и
—43,1
—2v
+9 и
—8
—5 и
+\v
121
118
124
127
130
123
121
128
115
121
126
122
129
132
—6
—3
—2
—2
+2
-5
—9
+10
—5
+0
—8
—15
+9
+6
а
Р
е
V
8
Л
б
1
\1
к
X
V
ф
т
U1
d
я
0
р
b
г|)
с1
g
п
i
—
0,76
0,03
—0,15
—0,10
—0,14
0,04
0,04
0,03
-0,08
0,05
—0,12
—0,13
0,05
—0,14
0,84
-0,04
-0,11
-0,10
-0,11
-0,01
1,01
2,14
0,33
0,20
—0,09
-0,07
—
1,29
0,03
—0,40
-0,28
—0,34
—0,08
0,04
—0,06
—0,24
0,04
—0,33
—0,35
0,05
—0,35
1,43
-0,21
-0,31
—0,26
—0,26
—0,03
1,74
4,01
0,54
0,34
—0,28
—0,21
(Centaurus
751 ±11
16± 11
59±8
6±9
12
12
13
20±11
4б±9
9
И
31
7
5
18±10
5
7±10
И dyn
26 ±12
7
-3±10
8±11
49 ±12
45±8
47 ±12
3
7
—3606
—21
—522
— 196
—23
—37
—59
—37
—339
—21
— 17
—34
—26
—28
— 190
—30
—16
-33
-26
—41
—25
—68
-70
—47
—460
+68
-30
—21
>, Сеп)
+705
—28
—522
-15
—23
—32
—48
-20
—92
—24
—28
-19
—26
-26
—15
-28
—22
— 13
-26
—26
—38
—14
— 190
—64
— 151
—32
— 18
—9
—25 v
— \2v
+ 1,3
—Sv
+6
—0,2у
+7 v
+9 и
+0
+ 13о
+9,1 v
+8
+9 и
+7 v
+5
+7 v
—2
+ 16и
+ 12у
+21 у
+8 у
—4v
—38,5
+41
—22 v
—3
+ 14,Зу
+37 и
316
312
319
301
310
323
314
296
309
314
327
294
314
316
301
315
311
290
299
297
326
322
327
316
316
303
305
296
+ 1
+ 1
+24
+ 14
+9
+ 17
+ 14
+ 12
+26
+ 19
+ 15
+20
+ 19
+ 14
+ 16
+23
+6
+ 12
+ 10
+20
+22
+22
+27
+28
+23
+ 13
—2
269
270
271
272
273
274
275
276
277
278
279
280
281
282
283
284
285
286
287
455

к
V
е
и2
г
а
В
4618
m
а
1
13
14
12
13
13
14
11
12
13
1900
1 m
46,0
13,3
47,4
55,5
59,9
16,9
46,2
02,9
17,3
а19в0
m
48,9
16,8
50,3
58,6
03,0
19,9
48,6
05,5
20,6
^1900
—32°30'
—55 56
—48 24
—45 07
—40 42
—39 03
—44 37
—50 06
—64 01
2
6
8
5
0
9
4
0
4
950
Э45'
09
40
22
56
17
54
23
17
4
4
4
4
4
4
4
4
4
V
т
,32
,32
,33
,34
,36
,42
,46
,47
,52
Спектр
B5IIIp/B9V
B5II
gK2
F7I—II
B2V
В7Шр
K4III
B6III
G5III—IV
U-V
т
—0,73
2,95
0,88
—0,96
—0,92
2,76
—0,82
1,32
B-V
т
—0,13
0,11
1,37
0,60
-0,19
—0,18
1,30
—0,15
0,85
Киль
06 21,7
10 41,2
09 12,1
08 20,5
09 14,4
10 39,4
09 44,6
10 28,5
10 11,4
09 42,5
10 13,8
09 08,3
07 54,2
10 49,4
10 24,2
08 52,8
11 04,3
09 09,0
10 22,4
09 31,6
08 38,4
09 13,4
06 32,8
06 47,7
10 31,8
09 04,9
22,8
43,1
12,7
21,5
15,8
41,2
45,9
30,2
12,6
43,9
15,4
09,6
55,5
51,5
26,0
53,9
06,4
10,1
23,4
33,0
39,5
14,8
33,9
48,8
33,7
05,0
—52 38
—59 10
—69 18
—59 11
—58 51
—63 52
—64 36
—61 10
—69 32
—62 03
—60 50
—58 33
-52 43
—58 19
—58 14
—60 16
—58 26
—61 54
-73 31
—58 47
—59 24
-57 07
—52 54
—53 30
—57 02
—72 12
2
9
9
9
9
4
4
1
9
2
1
8
2
8
8
0
8
2
3
9
9
7
2
3
7
2
40
25
31
21
04
08
50
26
47
17
05
46
51
35
29
27
42
07
47
00
35
20
56
34
17
24
—0,75
—0,8у
1,68
1,85 у?
2,24 у?
2,76
2,96
3,28у
3,31
3,40у
3,42 у?
3,43 у?
3,46
3,78 у?
3,82 у?
3,84
3,9 v?
3,96
3,98 у?
4,08
4,32 у?
4,34 у?
4,38
4,40
4,45
4,47
FOIb—II
pec.
A1V
коп+в
FOIb
09,5V
A9II
B5Ve
B7IV
cG2
K5Ib
B2IV
B2IV
KOIII—IV
FOII
B8II
GOIa
B3IV
F3IV—V
B5II
B1III
gK5
B9III
gG3
gK3
F6II-III
0,20
0,16
0,03
1,46
0,34
— 1,22
0,40
-0,81
—0,41
3,26
—0,88
—0,83
1,60
0,55
—0,55
2,2 v
—0,87
0,35
—0,55
—0,91
3,61
-0,17
1,53
3,41
0,83
0,15
0,62
0,00
1,30
0,18
-0,22
0,26
-0,10
-0,08
1,20
1,56
-0,19
-0,19
0,94
0,31
-0,11
1,2 у
-0,19
0,36
0,01
-0,12
1,63
-0,02
0,92
1,62
0,61
Кит
0
р
а
X)
V
т
i
е
V
б
02
00
02
01
02
01
00
01
01
01
02
02
14,3
38,6
57,0
03,6
38,1
39,4
14,3
19,0
46,5
55,3
34,4
39,4
16,8
41,1
59,7
06,1
40,7
41,7
16,9
21,5
49,0
57,6
36,9
41,7
—03
— 18
+03
— 10
+02
— 16
—09
—08
— 10
—21
-00
— 14
26
31
42
43
49
28
23
42
50
34
06
17
3
8
3
0
3
6
9
8
0
1
0
4
12
16
54
27
02
12
06
26
35
19
07
04
2,0 v
2,02 и?
2,53 у?
3,45
3,47
3,50
3,55
3,59
3,72 и?
4,01
4,06 у
4,25
gM6e
кип
M2III
кзш
A3V
G8Vp
K2III
кош
K2III
M1III
B2IV
B7V
1,35
1,89
3,57
2,35
0,16
0,92
2,39
1,98
2,20
3,45
— 1,09
—0,59
1,59
1,01
1,64
1,16
0,09
0,72
1,22
1,06
1,14
1,56
-0,21
—0,14
456

Продолжение табл. 50
*
к
V
е
и2
X
а
В
4618
m
V-R
т
—0,05
—
0,98
0,48
—0,11
—0,11
0,94
—0,01
—
V — I
т
—0,18
—
1,73
0,84
—0,33
-0,28
1,16
—0,19
—
0",001
17 dyn
3
13
8±9
4
6
16±10
8
—4
На
0",001
—38 *
—8
—89
— 1
—22
—31
—88
—41
+35
0",001
-45
-18
-29
-28
—25
-37
-15
— 19
-39
+ 14
+5 и?
—2 и?
—\v
+ 12
+8
—2
+ 17
+ 12
317°
315
303
316
318
321
292
296
306
ь
+28°
+4
+ 14
+ 16
+2Э
+20
+ 16
+ 12
—2
Приме-
Примечание
288
—
—
289
—
—
—
290
—
0,24
1,32
0,07
0,17
0,25
—0,11
0,35
0,23
0,05
0,36
1,07
—0,05
—0,05
0,72
0,00
0,9 у
—0,05
—
0,09
—0,02
1,34
0,05
0,69
1,15
0,55
0,44
1,81
0,09
1,06
0,45
—0,34
0,64
0,15
0,02
1,04
1,85
—0,24
—0,23
1,21
—0,11
—0,23
0,10
—0,15
2,37
0,19
1,14
1,99
0,86
18
1
38 ±10
10
11 ± Ю
7
20 ±12
12
18
19±10
18
13
12
50±11
5±10
15
—9±10
13
79±11
5
2
18±11
8
17
19
16±10
Carina,
+ 18
— 1
— 154
—28
-19
— 17
— 11
—21
—28
—15
—23
—28
—34
+70
— 15
— 17
7
—43
— 16
— 12
о
— 16
—18
—8
— 19
+9
Саг)
+ 17
— 1
+98
+ 12
— 1
+7
+4
+0
+0
+7
+2
+20
+20
— 11
+42
— 11
+3
—32
+7
— 13
+6
+25
—10
—11
+20,5
-25
—5
+ 12
+ 13
+24 v
+ 14
+26
+4 и
+4 v
+9
+23,З
+ 19
+9
+9
-25
7 v
—4
+22
—5
+23,1
+26 v
+ 10 у?
+22
261
288
286
274
278
290
285
287
290
283
286
278
267
288
285
278
290
280
293
280
276
277
262
263
285
288
—25
— 1
— 14
— 13
—7
—5
—9
з
— 11
—7
—4
—7
— 12
+ 1
+ 1
—10
+ 1
— 10
— 14
—5
—11
—6
—24
—22
+ 1
— 17
4,20
0,72
1,35
0,83
0,11
0,62
0,85
0,76
0,80
1,26
—0,07
—0,02
7,60
1,23
2,51
1,41
0,15
1,05
1,44
1,32
1,35
2,30
—0,28
—0,16
13
57
3
37
48
275
10
34
24
3
4
10
(Cetus, (
g
+231
—9
+212
— 141
—1718
— 18
-80
+34
+ 127
+ 12
—6
:et)
—232
+40
—74
— 132
— 147
+860
—29
—215
—36
—18
+2
— 12
+64 v
+ 13,l±0,l*
—25,8 ±0,1*
+ 12
—5
—17
+ 19
+ 16
+9 v
+ 18
+ 13 у
+ 15
168
111
173
137
169
173
99
147
166
195
171
192
—58
—81
—46
—73
—49
—73
—70
—70
—68
—73
—52
-61
457

¦
?2
?1
7
«1900
h rn
02 39,5
02 22,8
02 07,7
00 09,6
m
42,2
25,5
10,3
12,1
+09
+08
+08
— 12
00
°42'
01
23
29
i
9
8
8
9
W
°54'
14
37
13
V
m
4,27
4,29
4,37
4,46 y?
Спектр
FOIV
B9III
G8II
M2III
u—v
m
0,38
-0,17
1,49
3,61
B — V
m
0,31
—0,06
0,88
1,66
Козерог
21
20
20
21
21
21
20
20
20
21
21
21
45,5
15,4
12,5
34,6
21,0
00,3
45,8
40,2
12,1
16,7
01,3
23 0
44,3
18,2
15,3
37,3
23,8
03,1
48,8
43,1
14,9
19,5
04,2
25,9
08
08
08
39
36
46
,8
,2
,3
41
38
48
,6
,1
,4
16
15
12
17
22
17
27
25
12
17
25
22
32
34
27
35
06
51
07
51
38
18
38
49
16
24
15
50
57
20
6
4
2
6
2
7
7
5
2
7
5
2
21
56
42
53
38
26
06
27
40
03
12
02
Компас
3
5
7
00
08
31
2,83 у
3,08
3,58
3,67
3,74
4,07
4,12 у?
4,13
4,26
4,27
4,49
4,51
3,69 и?
3,98
4,01
A6m
F8V+A0
G9III
FOIIIp
G4Ibp
A1V
M1II1
F5V
G3Ib
G81I1
M1III
gG5
B2II
G5III
K3I1I
0,39
1,06
1,64
0,53
1,60
-0,00
3,54
0,47
1,89
1,47
3,50
1,51
-1,05
1,58
2,66
0,29
0,79
0,95
0,32
1,00
-0,01
1,63
0,43
1,08
0,91
1,60
0,91
-0,18
0,93
1,26
Корма
л
p
т
L2
V
о
I
с
a
3
P
e
J
16
h2
h1
q
2906
b
I
о
08
07
08
06
07
06
07
07
07
07
07
07
07
07
07
08
08
08
08
07
07
07
07
00,1
13,6
03,3
47,4
10,5
34,7
26,1
45,1
41,7
48,8
34,7
39,8
46,2
52,6
50,4
P4,6
10,5
07,8
14,8
29,8
49,1
09,7
43,9
01,8
15,4
05,4
48,7
12,0
36,2
27,6
47,2
43,5
50,5
36,8
41,8
47,7
54,7
51,8
06,8
12,3
09,6
16,7
31,9
50,9
11,1
46,0
—39
-36
—24
—50
—44
—43
—43
—24
—37
-40
—26
—28
—46
—22
—47
— 18
—40
—39
—36
—22
—38
-46
-25
43
55
01
30
29
06
06
37
44
19
34
43
07
37
51
57
03
19
21
05
36
36
41
9
7
4
0
4
3
3
4
7
0
6
8
6
2
7
9
0
9
6
2
8
6
5
52
00
10
33
33
09
12
44
51
27
41
50
15
45
58
06
12
28
30
11
44
40
49
2,25
2,70 u?
2,81 w?
2,92
3,1 и
3,17
3,25
3,35
3,61
3,73
3,80
3,95
4,11
4,20
4,24
4,40
4,44
4,45 v?
4,45
4,45
4,49
4,49
4,50
O5f
K4III
F6IIp
кош
gM5e
B8III
K5III
G3Ib
cK
G5III
B6V/B7V
АЗерН
B0,5III
F8II
Bllb
B5V
gKO
cK
A7III
F5V
B3V
F0V
B0V:pe
—1,36
2,87
0,62
2,41
—0,52
3,29
2,43
3,43
1,80
—0,75
0,13
—1,19
1,16
— 1,13
—0,75
2,26
3,47
0,33
0,58
—0,88
0,31
— 1,07
—0,27
1,62
0.43
1,18
1,6 о
-0,11
1,52
1,25
1,73
1,05
-0,19
0,18
—0,18
0,72
—0,14
—0,15
1,17
1,62
0,22
0,51
—0,19
0,32
-0,05
458

Продолжение табл. 50
*
V-R
т
0,30
0,02
0,67
1,40
V — l
т
0,49
—0,03
1,16
2,54
л
0",001
40
22
15
26
0",001
+284
+40
-24
—28
0",001
—30
4
—3
—63
+29 v
+ 11 V
—4 v
—23
163°
160
155
75
ь
-44°
-47
—49
—78
Приме-
Примечание
314
(Capricornus, Cap)
0,24
0,55
0,69
0,23
0,64
0,01
1,25
0,36
0,79
0,62
1,28
0,68
0,40
1,05
1,16
0,36
1,07
-0,01
2,19
0,56
1,32
1,18
2,26
1,15
65 ±6
5±6
33 ±4
25±7
6
10±11
9
90 ±10
2±4
24+10
16±10
18±Ю
+261
+39
+60
+ 185
—1
+82
о
-56
+ 16
+32
—30
+ 136
—293
+ 1
+5
—21
+24
-58
—9
-156
+4
+7
—43
—6
—6,3о
—18,9у
+0,4
—31,2а
+3,0и
— 10,9
+9,0
+25,8 v
—25,9 v
+ 11,5
+31,9
—22,2
38
29
31
36
27
31
18
20
31
34
22
28
—44
—26
-25
-45
44
-37
—37
—36
-25
—41
—38
—44
(Pyxis, Pyx)
—0,08
0,66
0,95
—0,24
1,14
1,62
7
11±10
25 ±10
—15
+ 13
— 129
+ 11
-18
+83
+15
—15
+25
255
256
252
+6
+4
+ю
315
316
317
318
319
320
321
с
я
р
т
L2
V
о
?
OL
X1,2
3
р
е
J
16
h2
Ы
q
2906
b
I
о
—0,12
1,24
0,35
0,84
2,7 и
0,00
1,21
0,88
1,35
0,81
-0,04
0,26
—0,08
0,59
—0,02
-0,03
0,84
1,20
0,21
0,51
—0,08
0,32
0,15
—0,34
2,15
0,56
1,44
5,1 v
—0,07
2,13
1,43
2,35
1,37
—0,20
0,48
—0,25
0,96
—0,14
-0,17
1,48
2,10
0,34
0,73
f", ^ \
Г 1
о! \о
4
23±11
31 ±7
25
16±8
23
+ 13±8
3
1
23
10 dyn
19 ±11
2
15±8
1
8
4
— 11 ±9
36 ±9
47 ±10
6±11
40 ±9
3
(Puppis
—31 |
—6
—86
+25
+ 104
^
—66
-5
—15
— 16
—25
—9
—10
—28
-5
—16
+39
—8
-ПО
—43
— 11
—139
— 11
, Pup)
+ 12
+5
+47
—75
+326
g
+ 183
—2
—1
+3
+20
—5
+1
+5
—3
—9
—70
—6
+93
+41
—8
+ 102
+2
—24 |
+ 16
+46,6 v
+36,4 v
+53
+28,2 v
+88 v
+3и
+ 17
+24 v
+24
+20 и
+24
+ 14
+41
+ 19и
+ 14у
+ 16и
+5
+61
—21 и
1
+ 11 и
256
249
243
260
256
252
256
241
251
255
242
244
260
241
262
239
257
256
255
238
254
258
242
—5
— И
+4
—21
-15
—21
— 12
+0
—7
—7
—2
—3
— 10
+з
— 10
+7
-3
—3
—0
—1
—6
-16
—0
322
323
324
325
326
327
328
329
330
331
332
333
334
459

а1900
Спектр
U-V
B — V
Лебедь
h
20
10
10
19
19
21
21
21
19
19
20
19
20
20
20
21
19
20
21
21
20
21
20
19
21
m
38,0
18,6
42,2
41,8
26,7
08,7
01,3
10,8
14,8
27,2
10,5
52,6
53,4
12,4
25,3
30,2
46,7
41,5
13,5
43,1
11,1
13,8
19,9
33,8
39,7
m
39,7
20,4
44,2
43,4
28,7
10,8
03,1
12,8
15,9
28,4
12,1
54,4
55,3
13,9
27,4
32,1
48,6
43,6
15,4
44,9
12,2
15,9
21,9
35,1
41,4
+44°55'
+39 56
+33 36
+44 53
+27 45
+29 49
+43 32
+37 37
4-53 11
+51 31
+46 26
+34 49
+40 47
+47 24
+30 02
+45 09
+32 40
+30 21
+38 59
+48 51
+56 16
+34 29
+31 52
-(-49 59
+28 17
5е
0
3
5
7
0
3
7
3
1
6
4
0
7
0
5
2
0
9
9
6
4
2
0
8
>06'
06
47
00
51
01
44
50
17
37
35
57
58
34
12
22
47
32
И
09
25
41
02
06
31
т
1,25»
2,23 и?
2,46
2,87 и?
3,08
3,20
3,70 у?
3,73 и?
3,76и
3,79
3,80 v
3,93
3,94
3,98 и
4,02
4,02
4,2а
4,23
4,23 у?
4,24
3
4,42 с/?
4,44
4,47
4,51
А21а
F8Ib
кош
В9,5П1
K3II+B0V
G8II
К51Ь
FOIV
G9III
A5Vn
K2II+B3V
кош
AlVn
K3Ib-II + A3
F5II
G8III
S7Ie
кош
B9Iab
ВЗШ
A3IV—Vn
B2Ve
кзш
F4V
F6V
m
—0,14
1,21
1,90
—0,12
1,75
— 1,75
3,45
0,43
1,71
0,25
1,70
1,91
0,02
2,56
0,70
1,45
2,6 v
1,94
—0,26
-0,84
0,19
—0,92
2,83
0,37
0,50
m
0,09
0,67
1,03
—0,02
1,13
1,00
1,65
0,40
0,97
0,14
1,28
1,03
0,02
1,52
0,40
0,89
1,8 и
1,06
0,12
—0,12
0,11
—0,10
1,33
0,39
0,49
Лев
10
10
11
11
09
11
10
09
10
10
09
11
11
11
09
10
10
10
09
11
03,0
14,5
44,0
08,8
40,2
09,0
11,1
35,8
01,9
27,6
47,1
18,7
16,0
31,8
26,0
50,2
02,6
57,0
18,8
11,6
05,7
17,2
46,5
11,5
43,0
11,6
13,9
38,5
0,46
30,2
49,9
21,3
18,6
34,4
28,9
52,9
05,3
59,7
21,7
14,1
+ 12 27
+20 21
+ 15 08
+21 04
+24 14
+ 15 59
+23 55
— 10 21
— 17 15
—09 49
-26 29
— 11 05
+06 35
—00 16
+23 25
+25 17
+ 10 29
+20 43
+26 37
-03 06
2
0
4
0
4
5
3
0
7
9
6
0
6
0
3
5
0
0
6
3
13
06
51
48
00
42
40
07
00
34
15
48
18
33
11
01
15
27
24
23
1,35 t»?
l
2,56 y?
2,98
3,35
3,44
3,52
3,53 v
3,85 u?
3,88
3,94 v?
4,05
4,30
4,31 v?
4,32
4,37
4,42
4,46u
4,47
B7V
K0III/G7III
A3V
A4V
GOII
A2V
F0II1
A5V+F8III
AOIb
Bllb
K2III
F2IV
B9,5Vs
G9III
K5III
A1V
K4III
A1V
K2II1
A7IVn
—0,47
2,15
0,16
0,23
1,27
0,06
0,50
0,70
—0,25
— 1,09
2,62
0,48
—0,19
1,75
3,43
0,03
3,20
0,10
2,54
0,36
—0,11
1,15
0,08
0,12
0,81
—0,02
0,31
0,49
—0,04
—0,14
1,22
0,41
—0,06
1,01
1,54
0,02
1,45
0,05
1,23
0,21
460

Продолжение табл 50
V-R
v — i
я
О",001
О",001
6
0",001
Приме-
(Cygnus, Cyg)
т
0,11
0,49
0,73
-0,01
0,87
0,70
1,20
0,35
0,63
0,11
0,97
0,74
0,05
1,20
0,36
0,71
2,4 у
0,77
0,15
—0,05
0,12
0,05
1,01
0,35
0,38
т
0,21
0,83
1,27
—0,03
1,53
1,18
2,10
0,59
1,10
0,18
1,73
1,26
0,05
2,12
0,59
4,21
4,2 и
1,30
0,29
—0,17
0,18
—0,03
1,68
0,56
0,66
4
6
44±5
21 ±5
4±5
21 ±7
2±7
47 ?4
23±7
16
5
9±5
3±7
8±5
7±5
15
14±9
12±5
1
4
16±5
16±7
10±6
66 ±7
45±5
—2
+ 1
+355
+45
3
з
+з
+ 159
+57
+20
0
—36
+8
—4
+5
—24
—33
— 14
—5
+3
+61
+9
+37
-28
+287
+2
0
+325
+40
—8
—56
+2
+436
+ 122
+ 127
0
—29
— 16
+5
з
—91
-42
+28
—3
—1
+82
—4
—2
+250
-241
—5 у
—8
—12»
—21
—24 у
—21,1 v
—29,3 у?
—19,5
—6,9 v
—26,5
—27 у
—14,4v
— 18,4
+6,9
—2
-1,3
—4,1 v
—12,Зу
—26 и
+4
— 14,6
—28,0
+18
84е
78
76
79
62
77
86
83
84
84
83
71
83
84
71
91
69
73
84
95
91
81
72
83
81
+2°
+2
-6
+ 10
+5
— 12
-2
—7
+ 18
+ 15
+7
+3
з
+7
—5
—5
+3
—8
-7
—3
+ 12
-10
—3
+ 14
— 18
(Leo, Leo)
—0,02
0,85
0,06
0,13
0,65
0,05
0,31
0,41
0,09
—0,05
0,91
0,39
0,02
0,72
1,23
0,10
1,13
0,06
0,91
0,27
—0,12
1,47
0,08
0,16
1,05
0,02
0,50
0,64
0,11
—0,21
1,49
0,60
-0,05
1,24
2,13
0,09
1,90
0,04
1,54
0,38
39 ±7
19±6
76±5
40±5
2±7
19±6
9±6
28-Ь7
2
5?б
22±6
47 ±7
16
15±8
20±5
15dyn
13
11 ±8
10
14±10
—248
+307
—496
+ 146
—44
-59
+ 19
— 142
— 1
—7
—218
+ 169
—94
+3
—23
—72
—81
— 10
—28
— 112
+ 1
—152
— 122
— 138
— 18
—85
— 13
—41
-8
—6
—59
-81
—17
+38
—44
— 18
—66
+30
—50
—41
+4
—37
-0
—21 у?
,68±0,2*
+8
—15 г;
+27 у
+3
+42
+ 14
—10 и
—5 и
+1,5
+26 и?
+4
+41
—10
+28
з
226
217
251
224
207
235
210
225
220
235
204
248
253
267
207
212
229
223
202
263
+49
+55
+71
+67
+48
+65
+55
+42
+51
+53
+50
+64
+60
+57
+45
+64
+48
+64
+44
+52
461

Спектр
U - V
В -V
Летучая рыба
07
08
07
07
09
08
h m
09,6
24,6
43,0
16,9
00,9
07,6
m
09,2
25,2
42,4
16,9
01,7
07,8
18
18
18
18
18
18
18
19
19
18
33,6
55,2
46,4
52,3
51,0
16,4
41,3
12,9
10,4
41,1
35,2
57,1
48,2
53,8
52,8
18,1
43,0
14,6
12,1
42,7
70°20'
65
72
67
66
68
48
22
46
00
19
0е
5
2
7
6
8
25'
58
29
52
12
28
Лира
+38 41
+32 33
+33 15
+43 49
+36 46
+36 01
+37 30
+37 57
+38 58
+39 30
8
2
3
3
6
6
7
8
9
9
44
37
18
53
50
02
33
03
04
34
т
3,61 у?
3,76 у?
3,94
3,97
4,00
4,34
0,03 у?
3,24 и?
3,42у
4,00 v
4,30 и
4,34 у?
4.36 и?
4.37 с;
4.38 у?
4,50 и?
Лисичка
з 1
с
\
Y
г
5
2
6
16
Р
h
а
Р
Y
Q
19
20
01
14
15
16
14
00
15
18
21
21
10
10
10
07
07
07
07
24,6
11,6
22,6
51,0
20,9
56,2
27,7
55,0
47,6
04,5
10,8
09,6
47,7
22.1
01,5
34,1
21,7
22,7
57,1
26,6
13,7
48,8
50,8
20,8
51,0
27,6
61,5
45,8
48,3
13,3
12,0
50,5
25,0
04,5
36,7
24,4
25,4
60,0
+24 28
+27 30
34
39
4,45
4,52
Малая Медведица
+88 46
+74 34
+72 11
+82 12
+76 08
+85 43
+78 06
+86 37
9
4
2
2
5
5
7
6
02
22
01
07
55
59
57
37
2,021>
2,08 у?
3,05 у?
4,23 у?
4,25
4,26
4,32 у?
4,36
Малый Конь
+04 50
+09 36
+34 45
+37 13
+35 44
+05 29
+08 29
+09 08
+02 37
5 02
9 48
3,90
4,49
Малый Лев
4 29
6 58
5 29
G8II1
К2Ш
КОШ
F8II
A5V
В5Ш
A0V
В9Ш
Вре
M5III
M4II
K2III
A3 + А4гп
коп
B2IV
АЗп + А5
МОШ
КЗШ
F8Ib
К4Ш
АЗП—III
G5III
K4III
K2III
A3Vn
AlVn
|GOI11+A5V
F7V
3,80
4,21
4,49 и?
Малый Пес
5
8
9
2
21
24
14
28
0,37 у?
2,89 у?
4,30
4,38 у?
КПП—IV
G8III—IV
A7V
F51V—V
B8Ve
КЗШ
K2III
Муха
т
1,51
2,26
1,87
1,24
0,27
-0,57
0,00
-0,13
-0,57
3,00
3,32
2,36
0,35
2,48
-0,81
3,32
2,37
0,98
3,24
0,17
1,45
3,14
2,54
0,09
0,05
0,82
0,49
1,96
1,55
0,25
0,45
—0,37
2,96
2,53
т
0,91
1,12
1,03
0,79
0,14
-0,12
0,00
—0,05
0,00
1,59
1,67
1,17
0,19
1,25
—0,14
0,19
1,50
1,26
0,60
1,47
0,05
0,90
1,44
1,21
0,04
0,02
0,52
0,50
1,04
0,90
0,18
0,42
—0,09
1,43
1,25
а
Р
л
12
12
11
31
40
40
,2
,2
,9
34
43
43
,2
,2
,2
—68
—67
-66
35
34
10
8
7
6
52
50
27
2
3
3
,71 и?
.04
,64 (у?)
B3IV
B2,5V
A7II—III
—1
—0
0
,04
,92
,31
—0
—0
0
,20
>19
,16
462

Продолжение табл 50
V-R
V — I
п
О",001
а
0",001
Н
О",001
Приме-
Приме(Volans, Vol)
0,72
0,84
0,79
0,67
0,16
-0,03
1,20
1,40
1,32
1,05
0,22
—0,12
9+8
33 ±9
11 ±12
5±5
44+11
5
+21
—27
+26
—3
-2
—27
+ 103
—159
+ 12
-26
-104
+21
+3
+27
+48
+23
+5 и
10
282°
280
285
279
283
282
(Lyra, Lyr)
1,21
0,96
0,49
1,11
0,08
0,70
1,05
0,89
0,06
0,05
0,44
0,43
0,83
0,69
0,18
0,42
-0,01
1,11
0,99
—0,07
—0,08
0,15
2,18
1,67
0,80
1,87
0,14
1,17
1,80
1,49
0,07
0,04
0,79
0,71
1,37
1,15
0,25
0,65
-0,07
1,90
1,66
-0,31
-0,29
0,23
12 + 6
7
(Vulpecula, Vul)
—128 I —107
—41 I +8
(Ursa Minor, UMi)
+3
31±5
18
14+11
17 + 5
13
11+6
1+5
+46
—32
—20
+ 14
+8
+82
+ 19
+ 11
—4
+7
+ 16
+ 18
—6
—4
+51
13 + 5
53 + 4
(Equuleus, Equ)
+54
+43
—84
—303
—85,5
+3
—17 о
+ 16,9
+ 10,1
+9
—16 0
-7,6
—16,20
(Leo Minor, LMi)
17 + 6
21+5
27
+90
— 120
+52
—286
—ПО
—2
(Canis Minor, CMi)
288 + 4
18+6
16
18
—706
—50
—62
—31
— 1032
—42
+ 14
+ 102
+ 16
+6
— 18 и?
—3v
+22 у
+47 t/
+70,1*
(Musca, Mus)
15
15 dyn
—32
—28
—92
—18
-30
+ 27
+
+42 и
+ 16
59
67
123
113
108
115
115
123
113
119
56
60
190
186
189
214
210
209
219
302
302
297
—24е
—16
—22
—23
-13
— 19
—0,04
-0,03
0,11
2,05
1,78
0,86
0,15
0,87
-0,10
—
—0,07
—0,04
0,13
3,96
3,41
1,41
0,23
1,46
-0,25
—
123 + 5
11+5
3
6
9
8 + 5
25 + 5
8
4
15 + 5
+200
—6
+1
+ 19
— 14
—23
+23
—5
—1
+2
+281
—3
—7
+77
+7
+42
+21
0
0
+61
— 13,9
—21,5 v
—19,2o
—28,3 t>
—26,6
—22,3
—26 v
—30,9
-8,2
—24
67
63
63
74
67
64
67
70
71
69
+ 19
+ 13
+15
+ 18
+ 15
+22
+ 17
+12
+ 13
+ 18
+3
—4
+26
+40
+41
+31
+40
+23
+36
+28
+64
+58
+54
+13
+ 12
+ 12
+ 17
—6
—5
-5
367
368
369
370
371
372
373
374
375
376
377
378
379
380
381
382
383
384
385
386
387
—29 I 388
—26 389
390
391
392
393
394
395
396
397
398
463

*
6
У
е
h m
12 55,4
12 26,5
12 12,2
58
29
14
m
,8
,5
,8
$1900
—7Г
—71
—67
'01'
35
24
б
Iе
1
7
I960
47'
51
41
3
3
4
V
т
,61
,86
,16 и?
Спектр
K2III
B5V
М5Ш
и -
2
—0
3
- V
т
,44
,78
,10
В*
1
-0
1
-V
т
,18
,16
,56
10 22,6
09 25,1
24,9
27,2
—30 34
—35 31
Hacoc
0 49
5 44
4,25 v?
4,51
02
01
02
01
03
03
02
01,5
49,1
44,1
48,0
50,9
14,3
42,0
04,3
51,9
47,0
50,8
08,8
17,3
44,9
16 12,4 | 16,1 | —49 55
+22 59
+20 19
+26 51
+ 18 48
+ 19 21
+28 41
+28 50
—77 50
—81 54
—83 13
+08 36
+ 10 22
+ 13 43
—01 07
+02 55
—05 02
+00 45
+06 09
+ 14 56
—05 53
—01 27
—01 31
+07 10
Наугольник
| 0 02 | 4,02
Овен
3 14
0 34
7 03
9 03
9 31
8 52
9 02
2,00 v?
2,65 и?
3,63 у?
3,88 у?
4,34 а?
4,47
4,51
21
22
14
30
35
10
,4
,8
,9
36
41
18
,0
Л
,9
19
19
19
20
19
19
19
19
18
18
20
19
19
45,9
41,5
00,8
06,2
20,4
01,0
47,4
50,4
55,1
56,3
33,2
31,6
29,2
48,3
43,9
03,1
08,7
23,0
03,6
49,9
52,9
57,4
59,0
35,8
34,1
31,6
Октант
7 37
1 39
3 29
Орел
8 44
0 29
3 47
0 58
3 01
4 58
О 52
6 17
00
49
17
24
16
3,75
4,14
4,31
0,76
2,72
2,99 у?
3,24
3,36 у?
3,43
3,50у
3,72 у?
4,02
4,02 у?
4,33 у?
4,36 и?
4,45 у?
K4.5III
МОП I
G8III
K2III
A5V
B8V
B9V +Alp
K2III
КЗП—III
КПП
КОШ
dA9
dKl
A7IV-V
КЗП
B9,5Vn
B9,5III
F0IV
B9Vn
F6Ib
G8IV
K2III
КПП
G8III
B5III
K3III
3,08
3,12
1,45
1,44
2,25 | 1,08
2,28
0,23
—0,48
—0,17
1,93
3,33
2,14
1,89
0,30
2,76
0,31
3,20
0,00
—0,20
0,36
-0,36
—0,53
2,42
1,15
0,13
-0,10
-0,04
1,03
2,08
1,11
0,99
0,21
1,31
0,22
1,52
0,01
-0,07
0,32
-0,09
1,03
0,86
1,08
1,09
0,96
-0,09
1,18
Орион
p
a
Y
E
с
6
I
Jt3
i
05
05
05
05
05
05
05
05
04
05
05
09,7
49,8
19,8
31,1
35,7
43,0
26,9
30,5
44,4
19,4
29,6
12,1
52,5
22,4
33,7
38,2
45,4
29,4
33,0
47,1
22,0
32,4
—08
+07
+06
—01
-02
-09
—00
—05
+06
-02
+09
19
23
16
16
00
42
22
59
47
29
52
8
7
6
1
1
9
0
5
6
2
9
15
24
18
14
58
41
20
56
52
26
54
0,13 0?
0,42 v
1,64»?
1,69
1,77
2,05 o?
2,24u
2,77 v?
3,19 0?
3,35у
3,39 v?
B8la
M2Iab
B2III
BOIa
O9,5Ib
B0,5Ia
09,511
09111
F6V
B0,5V
O8/B0,5V
—0,68
3,96
— 1,10
— 1,21
— 1,27
—1,20
— 1,28
—1,32
0,45
-1,10
— 1,22
-0,03
1,84
—0,22
-0,18
—0,21
—0,18
-0,22
—0,24
0,46
-0,17
0,19
464

Продолжение табл. 50
\
а
Y
8
V~ R
м
0,88
—0.02
1.90
V-/
т
1,47
—0.19
3.64
я
0",001
23±9
12
38 ±10
0",001
+273
—44
—234
0",001
—38
—12
—36
+37 у
+ 140?
+7v
l
304°
301
300
b
—9°
—9
—5
Приме-
Примечание
399
400
1,10
1.01
1,89
1,77
0.78 | 1.36
17±
8
i7±
10
(Antlia,
—77
—27
(Norma,
10
—165
Ant)
+8
-9
Nor)
—59
1+130
1+22
1 —29.2
270
263
333
+22
+ 11
+0
401
402
0.84
0.14
—0,02
0,01
0,77
1,20
0,80
1,46
0,22
—0,13
—0,04
1,28
2,08
1,38
43
63
31
21
25
12
22
(Aries,
+ 192
+98
+67
+78
+ 153
+ 1
+ 151
Ari)
—146
— 110
— 113
— 103
—7
— 14
—121
— 14,40*
-2 v
+4 0
+4
+25
—2
— 16
145
142
153
143
163
158
151
—36
-40
—29
—41
—32
—23
—27
(Octans, Oct)
45±9
—
16
+53
—49
—92
-231
+3
-14
+34,4 v
+23,9v
+4,6
314
308
306
—35
—34
—21
0.14
1,07
0,01
—0,07
0,25
-0,03
0,75
0,66
0,76
0,79
0,67
0,02
0.88
0,28
1,82
0,01
—0,12
0,41
-0,12
1,28
1,15
1,28
1,33
1,13
—0,06
1,49
198 + 4
6±5
36±7
8±5
62 ±5
25±5
5±5
70±4
25±6
17±5
5±5
2 + 13
38 ±6
(Aquila,
+535
+ 13
—9
+35
+255
—25
+7
+39
—57
—24
+ 10
0
+211
Aql)
+383
1
—101
+5
+79
—89
—8
—483
-75
—20
— 18
— 157
—26,3
—2,63*
—26,3 v
—27,3 t;
-29,9 v
— 14
— 14,8t;
—39,8
—48 v
—43,9
—5,60
—22
—23.9
48
49
47
42
40
30
41
46
47
29
45
37
44
—9
—7
+3
—18
—6
—6
— 13
—11
+5
—5
—24
— 11
—4
P
a
У
e
5
6
I
Я3
*1
X
0,01
1,64
—0,09
—0,07
—0,08
—0,02
—0,08
—0,07
0,42
—0,09
-0,07
—0,01
2,92
-0,31
—0,24
—0,28
-0,20
-0,30
—0,26
0,68
—0,30
—0,24
(Orion, Ori)
3
5
26
2
22
9
4
21
125
4
6
+ 1
+27
—6
0
+4
+4
+9
+3
+468
+7
+ 1
0
+7
— 14
0
—2
—2
—3
+4
+ 18
+4
—6
+21 v
+21 v
+ 18,5
+26,1
+ 18,1
+20.6 0?
+ I60
+21.50
+24.1
+20 0
+ 34
209
200
197
205
206
215
204
210
191
205
195
—25
—9
—16
—17
—17
— 18
—18
—20
—23
—20
—12
421
422
423
424
425
426
427
428
429
430
431
465

т
я*
я5
о
о2
Ф2
е
и
А
я2
V
р
я6
а,
h
05
04
04
05
04
05
05
05
05
04
05
05
06
05
04
06
05
.00
m
12,8
45,9
49,0
33,7
40,8
31,4
19,1
56,9
25,4
45,2
48,5
29,3
01,1
08,1
53,4
06,2
55,0
т
15,2
48,5
51,6
36,2
53,6
34,2
21,5
59,6
28,1
47,9
51,4
32,1
04,7
10,7
56,0
09,1
57,5
—06°57/
+05 26
+02 17
—02 39
+ 13 21
+09 14
—07 54
+09 39
+05 52
+08 44
+20 15
+09 25
+ 14 47
+02 45
+01 34
+ 14 14
-03 05
б
6
5
2
2
3
9
7
9
5
8
0
9
4
2
1
4
3
I960
Э54'
31
22
38
26
16
51
39
55
49
16
27
47
48
38
13
05
V
т
3,59
3,68
3,73
3,80
4,06
4,09
4,12
4,13
4,20
4,35
4,41
4,41
4,42
4,45
4,46
4,48
4,52
V?
V
У?
у?
У?
V?
Спектр
B5III
B2III
B2III
O9,5V
K2III
кош
G8III
А2т
B5IV—VIII
AlVn
GOV
BOIV
B3V
кзш
K2II
B3V
K2I1I
U — V
т
—0,58
—0,97
—1,01
—1,25
2,25
1,61
1,66
0,27
—0,69
0,04
0,67
—1,12
—0,82
2,33
2,96
-0,83
2,43
BfV
т
—0,12
—0,16
—0,19
-0,24
1,15
0,95
0,96
0,16
-0,13
0,01
0,59
—0,15
—0,15
1,19
1,40
—0,17
1,22
Павлин
20
20
19
17
19
18
18
21
17
18
17,7
36,0
59,1
35,9
49,0
31,4
43,0
18,2
59,0
14,0
21,7
40,5
63,8
40,8
54,0
37,2
47,6
22,3
63,8
18,6
—57 03
—66 34
—66 27
—64 41
—73 10
—71 31
—62 18
-65 49
—63 40
—61 32
6
6
6
4
3
1
2
5
3
1
54
23
19
42
03
28
15
36
40
31
1,94 у?
3,41
3,56 у?
3,61
3,93 v?
4,00
4.21 v?
4.22 v?
4,34 у?
4,36
B3IV
A5IV
G5IV
кии
A0V
K2III
B2II—III
F8V
A5V
K2III
-0,91
0,28
1,22
2,36
-0,08
2,16
-1,03
0,35
0,40
3,03
—0,20
0,16
0,76
1,10
—0,03
1,14
-0,15
0,48
0,22
1,48
Паруса
f
6
X
Ф
-ф
0
с
b
р
q
а
d
4522
е
X
t
w
1
08
08
09
09
10
09
09
08
09
08
10
10
08
08
11
08
10
08
09
10
08
10
06,4
42,0
04,3
19,0
42,5
53,4
26,8
37,4
00,7
37,3
33,1
10,5
42,6
40,8
41,7
34,1
35,3
06,4
33,2
55,6
56,4
17,2
08,0
43,3
06,2
20,6
44,6
55,1
28,7
38,9
02,4
39,0
35,2
12,6
44,3
42,6
44,1
35,9
37,3
08,0
35,0
57,9
58,2
19,0
-47
—54
—43
—54
-48
• от
-40
-52
—46
—46
—47
—41
-45
—42
—60
—42
—55
—47
—48
—41
-40
—55
03
21
02
35
54
06
02
35
42
18
42
38
41
17
37
38
05
03
54
41
52
32
7
4
3
4
9
4
0
2
6
6
7
1
5
2
0
2
5
7
9
1
1
5
12
31
14
48
09
20
15
45
54
28
58
52
51
28
54
49
21
12
08
57
04
47
1,83
1,96
2,21
2,50
2,69
3,53
3,60
3,60
3,75
3,83
3,84
3,85
3,91
4,07
4,10
4,14
4,27
4,27
4,35
4,39
4,45
4,50
V?
и?
V?
V?
(»?)
WC7+B1IV
A0V
К41Ь—На
B2IV
G5III
B5II
F2IV
ВЗШ
K2III
F2Ia
F4IV+AIV
A2V
АОШ
sgG5
G3III
A9II
G2II
ВЗп
dA5
A2IV
F8III
B3IV
— 1,19
0,11
3,46
—0,93
1,47
-0,71
0,29
-0,80
2,41
0,98
0,37
0,13
—0,05
1,39
1,48
0,23
1,78
—1,14
0,29
0,23
1,03
-0,70
—0,26
0,04
1,65
-0,18
0,90
-0,09
0,36
—0,18
1,20
0,70
0,30
0,05
0,00
0,87
0,90
0,10
1,03
—0,24
0,17
0,11
0,65
-0,12
466

Продолжение табл. 50
V — R
V — 1
я
0",001
0*\001
б
0",001
Приме-
Примечание
X
л4
я6
о
о2
Ф2
е
и
'А
я2
г\
Ф1
V
а
\
Y
л
5
X
х
Ф
о
с
b
Р
q
а
d
4522
е
х
Y1
М
i
w
1
m
—0,02
-0,05
—0,06
-0,08
0,88
0,76
0,72
0,19
—0,06
0,06
0,51
—0,01
-0,06
0,85
1,05
—0,06
0,93
—0,13
-0,21
—0,26
-0,32
1,51
1,31
1,22
0,27
—0,20
0,06
0,82
—0,18
-0,22
1,44
1,75
—0,21
1,60
8
2
2
2
16
24
6
29
1
29
101
2
7
8
12
7
24
—1
—1
0
—73
+93
—15
+ 16
+ 12
+4
—184
+4
+9
+ 1
+ 1
+6
+9
—5
+2
0
+4
—48
—305
-42
—29
—34
—31
—87
—4
—27
—5
—2
—23
—70
+20,1
+23 ь
+23 и
+29,2v
+ 1
+98,8
-18,2
+45 ,
+ 19
+24 v
-13,5
+33,2;
+20 v
+41 и
+ 14
+24 v
+25,9
208°
193
196
207
187
196
210
199
198
190
188
195
195
198
198
196
210
—24°
—24
-25
—17
— 18
—12
—23
—6
—15
—22
—3
—12
—3
—20
—24
—2
—13
432
433
434
435
436
437
138
439
440
441
442
443
-0,09
—
0,61
0,47
—0,25
—
0,95
—
.
0,77
—
—
14
26 ±11
170±7
17±11
10±9
27 ±10
П1±8
24±8
10±8
(Pavo,
+7
—44
+ 1187
—9
+78
0
—6
+88
+ 15
—3
Pav)
-87
+ 14
—1145
—59
-138
-163
—23
+800
-190
0
+2,0о 1
+9,8
—21,5
-7,6
-2
-17,0
+20,4 *у
-30
— 15,6с;
+ 12,2v
341
329
330
328
322
323
334
328
330
333
-35
—34
—32
—18
—31
—25
—24
—40
—20
—20
—0,02
0,05
1,24
—0,04
0,68
0,04
0,36
—0,06
0,82
0,63
0,25
0,02
0,05
0,63
0,68
0,15
0,75
—0,11
0,15
0,13
0,55
--0,02
-0,17
0,09
2,18
—0,24
1,17
—0,04
0,58
—0,24
1,42
1,23
0,41
0,04
0,18
1,13
— 1,12
0,31
1,23
—0,29
0,25
0,20
0,96
—0,11
6
43±7
15±8
7±П
22 dyn
9 '
59 ±6
7
14±10
23±10
33±7
—4±10
43±11
6
12±10
15±11
5
19±9
—3±10
23±10
8
(Vela,
—10
+ 17
—25
-12
+64
—14
— 192
-26
—56
—12
— 152
—152
-10
—19
—26
-13
—17
—13
—112
+ 18
-44
—16
Vel)
+4
—84
+7
+ 1
—56
+2
+68
+ 14
— 16
—3
-26
+31
-5
+ 16
—27
0
-10
g
+22
О
+41
—4
+35
+2
+ 18
+22 v
+5
+ 14
+5
+24
+25 и
+ 19,2v
+8 v
+24
2
—4
+ 19
+20
+20 v
+21
—5
—7v
+ 10
263
272
266
276
283
279
267
27С
268
265
281
274
265
262
295
262
285
263
274
282
263
283
—8
7
+3
—4
+9
+0
+8
—О
—3
+9
+ 12
—2
+0
+ 1
+3
—8
+2
+ 16
+3
+1
444
445
446
447
448
449
450
451
452
453
454
455
456
457
458
459
460
461
462
463
464
465
466
467
468
467

Спектр
U — V
B-V
Пегас
h
21
22
22
00
22
22
22
22
22
22
21
21
22
22
21
23
23
m
39,3
58,9
59,8
08,1
38,3
36,5
45,2
05,2
02.4
41,7
17.5
40,1
41,7
05,6
39,8
20,4
02,0
m
41,7
61,3
62,3
10,7
40,7
39,0
47,6
07,7
04,7
44,1
19,8
42,4
44,2
07,8
42,1
22,9
04,5
+09°25
+27
+ 14
+ 14
+29
+ 10
+24
+05
+24
+23
+ 19
+25
+ H
+32
+ 16
+22
+08
32
40
38
42
19
04
42
51
02
23
11
40
41
53
51
52
9°39'
7
4
4
9
0
4
5
5
3
9
5
1
2
7
3
9
49
56
54
58
34
20
57
06
18
35
25
55
56
07
08
08
2,39 v?
2,42 и
2,48 у?
2,841>
2,95 у?
3,40
3,48
3,52 v?
3,76
3,94
4,09
4,12
4,19
4,29
4,33 v?
4,41
4,51 v?
K2Ib
M2II—III
B9V
B2IV
G8II— III+FO
B8V
G8III
A3Vn
F5V
G8II—III
кип
F5IV
F7V
F5II—III
G5Ib
F8IV
M2III
m
3,22
3,63
—0,10
-1,09
1,43
—0,33
1,62
0,17
0,41
1,99
2,16
0,47
0,48
0,64
2,14
0,75
3,46
m
1,52
1,67
-0,04
-0,23
0,86
-0,09
0,94
0,07
0,44
1,08
1,H
0,44
0,50
0,46
1,18
0,61
1,58
Персей
03
03
03
03
02
03
02
03
02
03
03
02
04
03
03
01
02
04
02
03
04
03
03
17,2
01,7
47,8
51,1
57,6
35,8
58,8
38,4
43,4
02,8
38,0
47,2
01,4
52,5
01,9
37,4
37,4
07,6
44,3
29,4
29,8
59,1
23,5
20,7
04,9
51,0
54,5
61,2
39,4
62,0
41,8
47,0
06,1
41,2
50,7
05,0
55,7
05,4
40,5
40,8
11,2
47,4
32,9
33,2
62,8
27,0
+49
+40
+31
+39
+53
+47
+38
+42
+55
+44
+31
+52
+47
+35
+49
+50
+48
+48
+37
+47
+41
+50
+47
30
34
35
43
07
28
27
16
29
29
58
21
27
30
14
11
48
09
54
52
04
05
39
9
0
1
9
3
7
8
2
5
4
2
2
7
5
9
0
9
8
8
8
1
0
7
41
46
44
52
19
38
39
25
41
40
08
34
35
39
25
26
01
17
07
02
10
13
49
,80 у?
12 у
,85 у?
,89 v?
,93
3,01 v?
3,39 и
3,77 и?
3,77
3,77 v?
3,83 у
3,95 и?
4,03 у
04
,05
06 v
13
14 v?
23
,23
,27
,29
4,35 v?
F5Ib
B8V
Bllb
B0,5V
G8III+A3
B5III
M4II—III
F5II
K3Ib+B9V
кош
B1III
G4III+A4V
B3Vpe
07
GOV
Blpe(III, V)
F7V
GOIb
?2111
B5e
K4III+A3V
AOIVn
K3III
0,87
—0,42
-0,66
-1,18
1,15
—0,63
3,44
0,74
3,60
1,81
—0,70
1,21
-0,58
—0,91
0,71
—0,96
0,49
1,59
0,42
—0,62
2,01
—0,02
2,87
0,48
-0,05
0,12
-0,18
0,70
-0,12
1,65
0,42
1,69
0,98
0,05
0,75
-0,03
0,02
0,60
-0,04
0,49
0,95
0,34
-0,06
1,22
0,02
1,34
a
P
03
02
07
44
,8
,9
09
47
,9
,0
—29
—32
23
50
9
2
Печь
11
37
d
4
,85 v?
,46
F8IV
G6III
0
1
,56
,68
0
0
,51
,99
468

Продолжение табл. 50
—/
я
О",001
О ", 0 01
О",001
Приме-
(Pegasus, Peg)
m
1.05
1.50
0,01
-0.10
0,64
-0,04
0,68
0.05
0.40
0,76
0.79
0.37
0,43
0,39
0.80
0,54
1,26
т
1,81
2,82
—0,02
—0,29
1,12
-0,11
1,15
0,09
0,65
1,27
1,33
0,62
0,74
0,66
1,36
0,86
2,28
4
15±5
30±5
7
14
18
32 ±7
42±5
74±5
37±6
13±6
28±4
47±7
3±7
4±5
28±7
И ±5
+25
+ 188
+58
+ 10
+77
+ 145
+272
+295
+52
+ 105
+33
+229
—15
+7
+ 188
+7
+2
+ 139
—41
— 10
—25
—8
—41
+30
+24
—12
+65
+ 10
-495
—22
— 13
+37
—12
+4,89±0,3*
+9
—3,5 и
+4 у
+4,3 у
+7
+ 13,9
—6v
—4 и
—3,9
-76
-8,1 v
-5.3
+2
—22,3
—11,1
—5,4
66°
96
88
109
92
79
91
67
82
89
70
78
81
88
72
99
85
—31°
29
-40
—47
-25
—41
—31
-39
—24
—31
—21
—21
—40
— 19
—26
—35
—46
469
470
471
472
473
474
475
476
477
478
479
(Perseus, Per)
0,45
-0,04
0,14
—0,07
0,59
0,02
1,80
0,41
1,23
0,74
0,12
0,62
0,12
0,16
0,53
0,16
0,46
0,79
0,30
0,10
0,98
0,08
1,09
0,78
0,01
0,23
-0,25
1,04
-0,09
3,42
0,67
2,12
1,24
0,12
1,06
0,10
0,15
0,82
0,18
0,76
1,33
0,53
0,09
1,67
0,10
1,83
29
37
7
3
И
7
8
14
4
29
16
12
15
2
84
18
77
12
20
8
20
19
2
+25
+6
+ 10
+23
+3
+30
+ 132
—10
+21
-181
-11
-2
+25
+9
+ 1267
+24
+337
+ 10
+ 190
+27
— 11
—7
+6
—24
\
—И
—28
—3
—35
-106
+2
—И
— 155
—12
—4
-30
— 1
-81
—14
-87
—22
— 106
—26
—18
—37
+22
—2,85 ±0,4*
+4 у
+ 17,7±0,9*
+ 1 V
+3 v
g v
+28
-15
—1
+29
+ 17
+2v
+3
+70 v
+50
+ 1 V
+25
+8 у
+ 14
0
+bv
+6
+ 16
147
149
162
157
142
150
150
154
139
147
160
141
154
160
145
131
141
154
147
149
162
152
148
—6
—15
—17
—10
—4
—6
— 17
— 10
—3
—И
—18
—6
—3
—13
—7
— 11
-10
—2
—19
—6
—4
—1
—7
480
481
482
483
484
485
486
487
488
489
490
491
492
493
494
495
496
497
498
0
0
,46
,76
0.
1,
77
30
70
18
(Forna>
+331
+91
[, For)
+642
+ 163
-21
+ 17
225
232
—59
—64
499
469

^•1950
Спектр
U ~ V
B-V
Райская птица
h
14
16
16
35
18
28
rn
,4
,1
,8
m
41.
25,
35,
6
7
9
08
08
08
08
53
39
40
11
,0
,0
,6
,1
55
41
43
13
,8
,8
.7
,8
I 04 37,3 | 38,9
09
09
08
06
06
15,0
12,6
16,0
48,6
10.8
18,0
15.7
19,4
53,0
15.2
01
23
01
23
23
01
00
23
23
01
00
01
23
26,1
12,0
56,9
54,2
34,8
40,1
57,8
22.9
56,8
36,2
43,5
06,2
37,0
28,8
14,6
59,5
56,7
37,4
42,8
60,3
25,4
59,4
38,8
46,1
08,9
39,5
15
15
15
15
15
30,5
23,7
38,6
28,9
53,6
32
25
40
30
55
,6
,8
,6
,9
,5
a | 10 02,8 I 05,4 |
_78°37'
—78 40
—77 18
+ 12 15
+ 18 31
+29 08
+09 30
—42 03
+ 14 50
+02 44
+02 17
+06 19
+05 05
+08 39
+07 21
+05 50
—06 34
+04 59
+07 02
+29 34
+01 14
+34 49
+37 14
+43 31
+58 33
+59 03
8°50'
8 47
7 25
Рак
2 03
8 20
8 57
9 20
Резец
1 58
Рыбы
5 05
3 01
2 31
6 35
5 21
8 54
7 37
6 06
6 18
5 14
7 19
9 49
1 30
Рысь
4 36
7 01
3 21
8 29
9 02
Северная I
-j-27 03
+29 27
+26 37
+31 42
+27 10
+00 07
6 53
9 17
6 27
1 32
7 01
т
3,82
3,88
4,23
4,26 (о?)
3,94
4,02 v?
3,53 у?
4,45
3,62 и?
3,69
3,82 у?
4,01
4,13
4,26
4,28
4,28
4,41 у?
4,44
4,44
4,51
4,51
3,13^
3,82
4,25 г;
4,35
4,48 и?
Сорона
2,24 и
3,68 у
3,85 и?
4,13
4,15
Секстант
|—0 08
4,50
Сетка
K5III
K0IV
кош
А5т
кош
G8II/A3V
K4III
F2V
G8II1
G8III
АОр + АЗт
F4IV
F7V
G9II1
КОШ
кии
МЗШ
кзш
K5III
КОШ—IV
A7V
мош
A3V
К5Ш
G5III—IV
A2Vs
AOV
FOIIIp
AIVs
B7nn
КЗШ
AOIII
m
3,11
1,53
2,01
0,32
2,07
1,81
3,25
0,34
1,71
1,52
—0,07
0,49
0,51
1,70
1,67
2,08
3,47
2,92
3,39
2,10
0.28
3,50
0,11
3,46
1,36
0,04
—0,05
0,40
—0,05
—0,68
2,51
-0,10
m
1,43
0,91
1,06
0,16
1,08
1,03
1,48
0,34
0,97
0,91
0,02
0,42
0,51
0,96
0,96
1,08
1,63
1,36
1,51
1,10
0,21
1,55
0,06
1,55
0,85
0,01
—0,02
0,29
—0,01
—0,13
1,23
—0,04
a
p
6
Y
04
03
04
03
13
43
14
59
,1
,0
,8
,4
13
43
15
60
,8
,6
,6
,2
-62
—65
—59
-62
43
07
33
26
V
4
9
2
36
58
25
18
3,34
3,84
4,44
4,51 v?
G6II
KOIV
K2IVa
gM5
1,53
2.23
2,15
3,44
0,91
1,14
1,08
1.66
470

Продолжение табл. 50
V-R
v —
я
О",001
сс
О",001
б
0",001
Приме-
Приме(ApUS, Aps)
—
т
—
20 ±10
48±11
27±7
—2
— 120
—284
—25
—74
—350
—0,1
+5,4i>
-30,7
308°
313
314
—17°
—20
—20
0,14
0,78
0,75
1,12
0,18
1,32
1,24
1,90
18±6
1±6
21 ±5
14±5
(Cancer,
+35
— 14
—20
—46
Спс)
—37
—236
—47
—51
— 14
+ 17
+ 16
+21
216
208
196
214
+34
+33
+37
+23
0,34 | 0,55
(Caelum, Cae)
38 | —148 | —80
246 | —41
(Corona Boreal is, CrB)
I 0,06 I 0,01 I
(Sextans, Sex)
8± 11 | —16 | —13 |+7
241 | +42
500
0,72
0,72
0,08
0,38
0,44
0,74
0,78
0,80
1,56
1,06
1,17
0,82
0,18
1,22
1,23
0,08
0,62
0,75
1,22
1,30
1,33
2,97
1,77
2,04
1,40
0,28
I
18
25±5
25
12±6
64±7
18
29
14±5
43±11
34
16
20
24 ±7
Pisces,
+26
+756
+33
+ 147
+371
+71
—82
-127
+48
-24
+83
+69
—135
Psc)
-6
+22
+ 1
-111
—435
+53
+29
-43
—33
+5
—47
—36
—146
+ 15
—13,6
+9 у
+ 1,9 и
4,69 ±0,3*
+ 14
+7
+5,8
—11,8
0
+32
+30 v
+ 12,4
137
82
155
101
92
145
128
89
92
145
122
128
90
—46
—52
—56
—54
—53
—51
—55
—51
—66
—55
—55
—33
—57
1,23
0,12
1,20
0,65
0,06
2,13
0,15
2,08
1,09
0,05
21±6
33±7
20 ?6
12
35
(Lynx,
—217
—30
—14
+1
—5
Lyn)
+ 13
—129
—103
— 134
+22
+38
+2 v
+24
+8,9
-3,6
190
187
177
158
156
+45
+44
+34
+24
+ 19
0,03
0,18
—0,03
—0,05
0,89
—0,01
0,23
—0,05
—0,16
1,51
43±6
31 ±6
26±5
20±7
21 ±6
+ 119
— 181
— 106
-26
-82
—98
+81
+38
—22
—68
+Uv
—18,7»
—10,5»
—25
—30,5
42
46
42
50
44
+54
+56
+52
+55
+49
а
Р
8
Y
0,66
0,80
0,83
1,66
1,10
1,36
1,38
3,10
(Reticulum
8
42
58
—
+43
+305
—55
2
, Ret)
+48
+78
—165
+26
+36
+50
+29 и?
-7 v
274
279
270
275
—42
—44
—42
-43
518
519
520
521
471

Спектр
U-V
B — V
Скорпион
h
16
17
17
16
15
17
15
17
16
16
15
17
16
17
17
16
16
15
16
16
16
15
16
17
16
m
23.3
26,8
30,1
43,7
54,4
35.6
59.6
24,0
29,6
15.1
52,8
40.6
45,1
43,0
05,0
45,6
47,6
50,7
01.0
06,2
29,8
58,9
24,8
29,7
01.5
m
26.3
30,2
33,7
46,9
57,4
39,0
62,5
27,4
32,8
18,1
55,8
44,1
48,5
46,5
08,6
49,0
51,1
53,8
03,9
09,1
33,1
61,6
28,1
33,1
04.5
00
23
23
53,
27,
13,
8
6
2
56.
30,
16.
2
3
1
19
19
19
19
54,3
42,9
35,6
36,6
56,5
45,2
37,9
38,8
-26°13'
-37 02
-42 56
-34 07
-22 20
-38 59
-19 32
-37 13
-28 01
-25 21
-25 50
-40 05
-37 53
-37 01
-43 06
-37 51
-42 11
-28 55
-20 24
-19 12
-35 03
-11 06
-34 29
-38 34
-20 36
—29 54
—38 22
—33 05
+ 19 13
+ 18 17
+ 17 47
+ 17 15
6°19'
7
2
4
2
9
9
7
8
5
5
0
7
7
3
7
2
9
0
9
5
1
4
8
0
04
58
12
29
00
40
15
07
28
58
07
58
02
11
56
17
04
32
20
09
14
36
36
44
m
0.91
1,63
1.87
2,29
2,32
2,41
2,59
2,68
2.81
2,88
2,91
2,98
3,03
3,20
3,34
3,56
3.59
3.86
3.97
4,01
4.16
4,17
4,23
4,29
4,33
V
V?
V?
V
V?
V
V?
V?
V?
MHa+dB4
B1V
FOIb
K2.5III
BOV
B2IV
B0,5V+B2V
B3Ib
BOV
B1III
B1V
F2Ia
B1.5V
кип
FOIVn
B2IV
K4III
B2V
B1V
B2IV—V
gK6
F5IV
B2IV
gKO
gG2
m
3,17
— 1,11
0.62
2,32
— 1,02
—1,09
—0,94
—1.04
— 1.26
—0.56
—1,09
0,77
—1,06
2,36
0,49
-1,05
2.97
—1,02
-0,87
—0,61
3,51
0,48
—0.96
1,99
1.35
Скульптор
9 38
8 06
2 48
Стрела
4,31 (у?)
4,37 v?
4.41
B8IIIp
B9V
G8III
-0,70
—0.45
2.19
9
8
7
7
21
25
54
22
3,47 у?
3,83 v?
4,37
4,37
K5III
M2II+A0V
GOII
G8II
3,50
2,37
1,20
1,94
1.84
—0,22
0,40
1,16
—0,12
—0,21
—0,08
-0,23
—0,25
0,13
-0,20
0,51
-0.22
1,17
0,40
—0,22
1,36
—0,20
—0,05
0,03
1,57
0,47
—0,16
1,09
0,84
-0,16
-0,09
1,13
1,57
1,41
0,77
1,05
Стрелец
e
о
г
%
л
У
ф
т
В2
0
18
18
18
18
18
19
17
18
18
19
18
18
17,5
49,1
56,2
14,6
21,8
03,8
59.4
10.9
39,4
00,7
51.8
58,7
20,9
52,2
59,4
17,8
24,9
06,8
62,6
14,2
42,5
03.8
54,7
61,7
—34
—26
—30
—29
—25
—21
—30
—36
—27
—27
—21
—21
26
25
01
52
29
11
26
48
06
49
14
53
4
6
9
9
5
1
0
6
7
7
1
1
25
22
57
51
27
06
26
47
03
45
10
49
1,85
2,03
2,59
2,70
2.81
2,88
2,99 у?
3,11 v
3,16
3,31
3,51
3,77
A0V
B2V
A2III
K2III
K2III
F2II—III
кош
МЗШ
B8III
кии
кип
gG8
—0,16
—0,97
0,13
2.93
1,94
0,58
1,78
3,26
-0,47
2,34
2,31
1,86
—0,03
—0,22
0,08
1,38
1,04
0,34
1,01
1,56
—0,11
1,20
1,18
1.00
472

Продолжение табл. 50
V-R
v—i
п
О",001
а
О",001
0",001
Приме-
Приме(Scorpius, Sco)
т
1,55
—0.17
0,35
0,86
-0,05
—0,08
—0,02
—0,14
—0.12
0,20
—0,09
—
—0,12
—
0,36
—0,13
1,12
—0,11
0,06
0,11
1,20
0,37
—0,06
0,75
0,65
т
2,78
—0.45
0.55
1,46
—0,18
-0,30
—0,11
—0.37
—0.37
0,31
-0,29
—
—0,31
0,56
-0,35
1,80
—0,31
—0,02
0,14
2,20
0,61
—0,21
1,30
1,08
19±б
12
20±10
49±12
11
9
4±8
10
14±10
9
5±10
13±9
И
32±11
63±11
4
21 ?7
5
4
20±8
16±10
36±4
5
12±9
14±9
—9
—1
+ Н
—613
—И
— 13
у
—4
— И
— 11
— 12
0
— 14
+57
+ 19
— 13
—127
— 10
— 10
— 11
+20
-65
—9
—16
+41
—28
—31
—5
—256
—30
—28
—26
—39
—28
—28
—32
—4
—30
+28
—292
—28
—237
—26
—29
—30
—4
—36
—22
—204
—45
—3,2 у
0 v
+ 1,4
—3
— 14 v
— 10 у
-6,6 у
+ 18 и?
+3,5
—0.4 v
—3 v
—27,6v
-25 у
+24.7
28,4
+2 и?
—19
+2,8
—4 и
—7 v
—2,1 v
29,4
+0,4 v
—48,8 у
-5,4
(Sculptor, Scl)
—о,
-о,
о,
03
00
84
—0
—0
1
,16
,07
,47
12
13
37±9
+ 10
+83
+ 18
+5
+ 17
—66
1
1
0
0
,20
,44
,57
,71
2,12
2,73
0,94
1,21
11±7
8
6
20±6
(Sagitta
+61
+4
+9
+4
. Sge)
+24
+9
—24
—37
+ 10
+ 1,7
+ 15,6
—32,8
+2,5 у
+ 1.7
—22,4
(Sagittarius, Sgr)
-0,00
—0,11
0,05
1,00
0,75
0,34
0,73
1,56
—0,01
0,87
0,80
0,72
—0,01
0,32
0,06
1,68
1,31
0,58
1,24
2,88
-0,12
1,46
1,39
1,25
15±10
21
20
39±11
46?7
16±6
18±10
38±11
15
38±9
6±8
38 ?10
—41
+ 12
-19
+38
-47
— 1
—52
— 141
+52
—54
+31
+78
— 129
—58
—5
—32
— 188
—40
— 193
— 167
—2
—255
— 16
—62
352°
352
347
349
350
351
353
351
352
351
347
351
346
353
344
346
343
345
353
355
346
0
346
351
353
+ 15°
2
—6
+7
+22
—5
+24
—2
+ 13
+ 17
+20
-6
+4
—5
—2
-4
-1
-18
-23
-23
+8
+30
+9
—4
+23
268
355
12
-87
—70
—69
58
56
54
54
-5
—3
2
—3
— И
—11,5
+22
-20,0 ±0,0*
—43,3
-9,8
+22,1 v
+ 1
+21,5 и
+45,4 и
— 19,9
+25,2
359
10
7
3
8
16
1
356
8
9
15
15
— 10
—12
—15
—7
7
—13
—5
-10
—11
— 15
—И
— 12
522
523
524
525
526
527
528
529
530
531
532
533
534
535
536
537
538
—70 539
540
541
542
543
544
545
546
547
548
549
— 15 550
—И
— 12 551
473

*
р1
а
i
р2
&
Ь1
а1»оо
h m
18 07,8
19 15,4
19 15,9
19 17,0
19 48,4
19 16,0
19 53,2
19 50,8
«1980
m
10,8
19,0
18,8
20,4
51,8
19,6
56,5
53,9
^1900
—21°05'
—44 39
— 18 02
—40 48
—42 08
—44 59
—35 33
—27 26
1°04/
4 33
7 57
0 43
2 00
4 54
5 25
7 18
v
т
3,85 v
3,92
3,93
3,96
4,12
4,28
4,35
4,50
Спектр
B8Iap
B8V
F0IV—V
B9III
кош
FOIIIn
B3IV
gK3
и — v
т
—0,25
—0,40
0,36
-0,43
1,97
0,41
—0,82
3,02
В — V
т
0,22
-0,09
0,22
-0,11
1,08
0,35
—0,16
1,46
18 19,6
18 21,1
23,3
25,0
04
05
03
05
04
03
04
03
03
04
03
03
04
04
03
03
03
03
04
04
04
03
04
04
04
04
03
05
03
04
30,2
20,0
41,5
31,7
23,0
55,1
22,8
19,4
43,2
14,1
38,9
21,8
17,2
22,9
39,9
57,8
25,4
40,4
19,4
30,2
32,6
31,8
19,7
20,3
36,2
10,1
39,3
26,4
58,8
20,6
33,0
23,1
44,5
34,7
25,8
57,9
25,7
22,1
46,2
16,9
41,9
24,5
20,0
25,7
42,8
60,5
28,1
43,4
22,4
32,9
35,4
34,3
22,6
23,3
39,2
12,8
42,2
29,3
61,7
23,5
—46 01
—49 07
+ 16 18
+28 31
+23 48
+21 05
+ 15 39
+ 12 12
+ 18 58
+08 41
+23 45
+ 15 23
+23 48
+09 23
+ 17 18
+ 15 44
+24 04
+05 43
+ 12 36
+23 38
+22 04
+09 57
+ 12 19
+00 05
+ 17 42
+22 35
+22 46
+08 39
+24 10
+ 18 31
+21 49
+ 15 23
Телескоп
3,51
4,12
Телец
6 00
9 06
ВЗШ
gKO
6
8
3
1
5
2
9
8
3
5
3
9
7
5
4
5
2
3
2
0
2
0
7
2
2
8
4
8
1
5
25
34
57
07
46
21
04
51
54
31
57
34
26
51
13
51
46
48
И
04
25
15
49
42
52
46
19
33
57
30
0,86у?
1,65
2,87
З.ОЗу?
3,39
3,41а
3,54
3,60у?
3,62
3,65у?
3,70
3,75
3,76»?
3,83
3,87
3,91
4,10
4,18у?
4,22
4,26у?
4,27
4,28
4,28
4,28
4,29
4,30
4,30
4,35у
4,37
4,50
-0,82
1,84
K5III
B7III
B7III
В2Ш:р
A7IVn
B3V+A4IV
кош
G8III
B8III
КОШ
B6III
B8V
кип
КОШ
B7III
A1V
КОН—III
B6IVnn
A7V
A5m:
A6Vn
F8V
A2IV
A8Vn
B3V
B3V
B6V
M2Ib
кош
FOV
3,46
—0,62
—0,44
-0,81
0,30
—0,75
1,88
1,51
—0,45
1,80
—0,52
—0,42
1,81
1,67
—0,47
0,09
2,15
—0,48
0,27
0,30
0,25
0,65
0,12
0,41
—0,71
—0,56
—0,57
4,27
2,02
0,39
—0,17
1,01
1,54
-0,13
0,09
—0,19
0,18
-0,12
1,01
0,89
—0,09
0,99
—0,12
—0,09
0,99
0,95
—0,07
0,03
1,13
—0,06
0,13
0,18
0,12
0,57
0,04
0,26
—0,14
—0,05
—0,11
2,06
1,07
0,25
Треугольник
p
а
У
02
01
02
03
47
11
,6
Л
Л
06,
50,
14,
6
2
3
+34
+29
+33
31
06
23
4
9
3
45
20
37
3
3
4
,00
,42
,01
A5III
F6IV
AlVnn
0
0
0
,26
,54
,04
0,
0,
0,
14
48
02
474

Продолжение табл. 50
ф
и-
Р1
р1
а
i
Р2
91
Ь1
V- R
т
0,27
—
0,19
—
—
—
1,02
V — 1
т
0,47
—
0,29
—
—
—
1,75
л;
0",001
7±П
19
35±7
13
22
22 ±10
8
8±10
0",001
+ 1
+2
—27
+30
+ 17
+92
+7
+7
0",001
—3
—22
+23
—120
+52
—57
—30
—16
Vr
—6v
—8,6
+ 1 2
+0
+36,2
+22
+0,9^
—16,2у
10°
354
20
358
358
353
6
14
ь
—2°
—24
—15
—23
—29
—24
—28
—26
Приме-
Примечание
552
553
554
555
а
\
е
о
27
У
17
6
е1
20
v
i
23
d
с1
10
68
v
т
q
СЕ
А1
71
-о,
13
—0
,34
11
21±7
(Telescopium
—18
+ 138
, Tel)
—49
-245
—0,8у
—30,6
349
346
— 15
— 17
(Taurus, Tau)
1,23
—0,01
0,03
—0,03
0,18
—0,03
0,73
0,68
0,01
0,73
—0,01
—0,01
0,73
0,71
0,04
0,08
0,77
0,07
0,16
0,19
0,14
0,49
0,09
0,27
-0,03
0,05
—0,01
1,76
0,79
0,27
2,17
—0,11
—0,01
—0,12
0,27
—0,12
1,23
1,13
—0,04
1,20
—0,11
—0,10
1,20
1,18
—0,02
0,08
1,31
0,03
0,21
0,29
0,19
0,81
0,10
0,41
0,17
—0,01
—0,10
3,21
1,32
0,42
48
19
5
6
35
7
18
И
И
26
19
17
16
33
13
22
17
11
24
30
18
54
19dyn
33
8
8
11
2
13
3
+69
+30
+23
+6
+ 105
-6
+ 112
-65
+ 19
+ 119
+22
+59
+ 110
+ 105
+23
+6
+22
+25
+ 100
+56
+ 101
—234
+112
+108
+7
+27
+22
+6
+92
+ 114
—190
— 175
—44
—22
—26
—10
—38
—75
—45
—24
—45
—32
—31
—28
—45
—2
0
—44
-48
—45
—12
-479
—29
—47
— 16
—23
—44
—4
-59
-23
+54,1±
+8,0
+ 10
+24,3 v
+40 у
+ 15у
+39
-21 и
+4
+39
+ 12
-2 о
+40
+40
+7,6±
±0,6*
—6
+ 15&
+6
+40
+29 о
+45 о
+27,9±
±0,1*
+35
+35 и
+ 15у
+ 16
+3,1±
±0,9*
+23
+9
+41 у
181
178
167
186
180
178
178
174
167
179
166
174
178
180
166
185
172
167
175
186
185
185
178
174
177
184
166
187
171
180
—20
—4
—23
—6
—22
—29
—20
—38
—23
—24
—24
—37
—22
—22
—23
—33
—34
—24
— 18
—24
—22
—42
—21
-16
-15
—29
—24
—8
—22
—23
557
558
559
560
—29 561
562
563
—24 564
565
566
567
568
569
570
571
572
573
574
575
576
—23 577
(Triangulum, Tri)
р
а
У
0,
0,
о,
14
42
03
0,
0,
0,
22
70
03
12
50
36
+ 150
+ 10
+46
—42
—230
—48
+ 10и
— 13у
+ 14у?
141
139
143
—25
—31
-26
578
579
475

fit.:
Спектр
U — V
B-V
Тукан
22
23
00
00
23
h m
11,6
11,6
14,9
27,0
54,7
m
15,1
14,5
17,5
29,3
57,3
00 21,4
01 01,6
01 24,0
00 04,3
01 04,2
00 21,3
01 27,1
01 49,6
08 21,1
10 34,3
12 12,5
08 23,6
10 44,8
21 16,2
23 35,2
21 27,4
22 07,4
20 43,2
22 46,1
21 40,4
22 11,4
20 27,9
21 42,6
22 00,9
22 25,4
20 12,3
23 04.7
20 42,9
14 34,4
15 09,7
15 15,4
23,8
03,9
26,2
06,9
06,3
23,7
29,2
51,6
19,8
34,9
15,4
22,2
45,3
17.4
37.3
28.0
09,1
44,3
47,9
42,0
13,2
28,7
44,0
02,3
27,3
10,6
06,3
44,1
38,4
13,6
19,4
—60°45'
—58 47
-65 28
—63 31
—66 08
—42 51
—47 15
—43 50
—46 18
—55 47
—44 14
-49 36
-46 48
-76 36
—78 05
—78 45
-77 10
-80 01
+62 10
+77 04
+70 07
+57 42
+61 27
+65 40
+58 19
+56 33
+62 39
+60 40
+64 08
+57 54
+77 25
+74 51
+57 16
-64 32
—58 26
—58 58
a I 04 10,7 I 12,3 | —42 33
0°ЗГ
8
6
3
5
31
10
14
53
m
2,85
3,98
4,23
4,36
4,49
Феникс
2 35
6 59
3 34
6 01
5 31
3 57
9 20
6 33
2,40
3,31 у?
3,41 v?
3,88
3,94u
3,94
3,95
4,41 и?
Хамелеон
6 46
8 21
9 02
7 19
0 17
Цефей
2 22
7 21
0 20
7 57
1 39
5 56
8 33
6 48
2 50
О 53
4 23
8 10
7 34
5 07
7 24
4,06
4,10 у?
4,25у?
4,34
4,45
2,45
3,21 v?
3,23 v
3,35 у?
43
53
17 у
19 у
22
29 у?
29
34 и?
39
42
4,52
Циркуль
4 46
8 37
9 09
Часы
2 25 |
Чаша
3,19
4,06
4,50
3,86
K3III
FOIII
G2V
B8V
B8V
КОШ
G8II1
К5ИЬ—Ша
КОШ
B6V
A7Vn
КОШ—IV
M4I1I
F6IV
M0II1
B6V
КОШ—IV
B3V
A7IV—V
K1IV
B2III
кнь
KOIV
КИИ
М21а
FOIV
A7III
Л/а
АЗт
F5Ib
B9III
G2III
F8IV—V
FOVp
A3V
В5Ш +F8
КПП
2,93
0,38
0,60
0,24
1.97
1,46
3,41
1,87
—0,50
0,27
1,69
3,30
0,37
3,52
—0,69
2,35
—0,89
0,33
3,27
1,53
1,95
4,71
0,32
0,36
0,65
0,43
1,52
—0,17
1,27
0,64
0,36
0,18
-0,16
1,39
0,40
0,58
—0,07
—0,09
1,09
0,90
1,57
1,03
—0,10
0,17
0,99
1,59
0,40
1,58
—0,13
1,15
-0,19
0,22
1,03
—0,22
1,55
0,92
1,05
2,26
0,28
0,20
0,52
0,34
0,88
—0,05
0,82
0,54
0,24
0,08
0,19
2,11 | 1,10
б
а
У
Р
11
10
И
И
14,3
54,9
19,9
06,7
16,8
57,3
22,4
09,2
— 14
—17
—17
-22
14
46
08
17
4
8
7
2
30
02
25
33
3
4
4
4
,56
,07
,08
,48
G8II1—IV
КОШ
A7IV—V
A2III—IV
2,
2
о]
0,
10
<^7
31
08
1,11
1,09
0,21
0,03
476

Продолжение табл. 50
V — 1
0",001
a
0",001
0",001
Vr
Приме-
Примечание
т
+0,49
—
—
т
—
+0,83
—
_
(Tucana,
19±8
35±9
134
30
—
—69
—31
+ 1708
+89
+52
Тис)
—39
+84
+ 1163
—54
—26
-42,2v
-18,4
-9
+ 10 v
+ 11
330°
324
308
307
311
—48°
—55
—52
—54
—51
0,81
0,71
1,26
0,75
—0,07
0,14
0,75
1,7в
1.40
1,23
2,24
1.27
—0.19
0.22
1.26
3,2с
(Phoenix,
35
17
2
59
13 dyn
66
23
5
+ 198
—35
—28
+ 124
+ 14
+ 102
+ 131
—95
Phe)
—395
+3
—207
—179
+27
+30
+ 157
—87
+75 г;
— 1
+26 и
—9
+ 18о
+9
—7
+5 v
320
296
281
324
298
318
286
274
-74
—70
—72
-70
—62
-73
—67
—67
(Chamaeleon, Cha)
0.40
1.26
0.84
—0.07
0.63
2.23
1,41
-0,27
46±11
3±11
13
27 ±10
8
+ 106
—39
—34
—134
—33
+ 106
+ 11
+8
+34
0
— 13,6
—22
+23
+22
+22
290
296
301
290
298
-22
— 18
— 17
—22
— 19
0,21
0,75
-0,10
1,08
0,67
0,83
2,Ю
0,27
0,17
0,50
0,32
0,74
—0,02
0,65
0,47
0,32
1,26
—0,32
1,86
1,16
1,34
3,86
0,42
0,26
0,94
0,45
1,19
—0,08
1,08
0,75
(Cepheus,
63±5
64 ±5
5±5
19±7
71
36±6
13±6
39±5
32±5
9±6
29±5
5±5
10
2±6
41 ±7
+ 148
—65
+ю
+ 14
+90
—67
0
+444
+43
-3
+208
+ 12
+9
+ю
-66
Сер)
+50
+ 154
+ 10
+6
+820
— 122
—2
+48
-14
0
+87
+2
+26
—25
—232
— 10
42
—8v
—18,4
—87,3
— 12,4
+ 19,3и
—0,6
—8v
—20,8
—7,2
— 16,3
—22,7
—18,6у
-31
101
119
108
103
98
111
101
103
98
102
106
105
ПО
116
94
+9
+ 15
+ 14
+2
+ 12
+6
+4
0
+ 14
+6
—7
+ 1
+22
+ 14
+9
0,23
—
—
0.33
(Circinus,
49±8
46±10
10 dyn
—187
-99
—14
Cir)
—244
—145
—47
+7
+9
— 17
314
321
321
—5
—1
—2
| 0,86 | 1.45 |
(Horologium, Hor)
19 | _|_38 | _206
(Crater. Crt)
+22
247 | —46
6
a
Y
P
0,83
0,80
0,23
0,07
1,43
1.35
0.34
0.09
19±6
24 ±8
22±6
45±10
— 125
-461
— 106
+0
+ 199
+ 123
— 1
— 104
—5
+47
+ 1
+6 v
272
269
275
275
+42
+37
+41
+35
605
606
477

Спектр
U — V
B —V
18
18
h m
29,
41.
8
9
32
44
m
,5
.5
01
05
02
03
03
02
04
01
03
03
04
02
04
04
04
04
04
02
02
03
03
02
05
03
03
03
04
04
03
04
03
02
04
34,0
02.9
54,5
53.4
38.4
12,9
14,1
52,1
15,1
28,2
31,7
51,5
33,6
31,3
20.3
40.5
07.0
58,0
36,7
45,7
42,6
23,3
04,4
44,9
15,9
29,4
36,0
48,0
41,4
10.7
49,3
40,4
29,6
35,9
05,4
56,4
55,7
40,9
14,7
16,0
54,0
17,3
30,6
33,6
54,0
35,9
33,8
22,2
43,0
09,4
60,2
38,7
47,6
44,7
25,2
06,8
46,7
17,9
31,6
38,3
50,4
43,8
13,0
51,8
42,8
31,5
-08°19'
-04 51
—57 45
—05 13
—40 42
-13 48
— 10 06
—51 59
—34 03
—52 06
—22 07
—09 48
—30 46
—09 18
— 14 30
—03 33
—34 15
—03 26
—07 06
—24 01
—40 17
—36 30
—23 33
—48 09
—08 53
—37 56
—43 27
—21 58
— 19 52
—05 37
— 12 25
—07 49
—03 15
— 19 00
—29 58
Щит
8°17'
4 48
Эридан
m
3,83 y?
4,22
7
5
0
3
09
1
3
1
1
9
0
9
4
3
4
3
6
3
0
6
3
7
8
7
3
1
9
5
2
7
3
8
9
29
09
30
39
56
45
55
51
56
38
40
06
24
27
08
21
58
49
04
21
24
56
49
46
16
48
46
32
15
44
06
47
52
0,47
2,79 v?
2,91 o?
2,94 v?
3,54
3,56
3,56
3,70 v?
3,70 v?
3,73
3,82
3,87 o?
3,87
3.92 v
3.96
4,02
4,05
4.09
4.11
4,17
4,23
4.25
4,27 o?
4.27 u?-
4,27
4,28
4,34 u?
4,40
4,42 o?
4,43
4,45
4,46
4,51 t>?
Южная Гидра
00
01
03
02
02
20,5
55,6
48,8
20,0
38,0
23,2
57,2
48,0
20,9
38,8
—77 49
—62 03
—74 33
—69 07
—68 42
7
1
4
8
8
32
49
24
53
29
кзш
G5II
B5IV
A3III
A3V
МОП I
KOIV
B8V
B8,5V
G5IV
gM3
K2V
KOI II
KHH—IV
K2III
B2III
K5III
B5IV
F2II—III
A4V
K0II1
G5III
F3V
B5III
B2IV
B9+B8
G5V
B8V
gM4
A9IV
gM2
K1V
A1V+G51II
F6V
gG6
2,80 v?
2,86
3,23
4,08
4,10
GUV
FOV
M0II1
A2V
B9III
m
2,87
1,93
—0,84
0,23
0,24
3,58
1,59
-0,48
—0,49
.31
,43
,46
.70
.10
,12
,09
1
3
1
1
2
2
— 1
3,29
—0,76
0,48
0,24
1,76
1,63
0,43
0,64
— 1,10
—0,05
0,93
— \47
3,39
0,41
3,63
1,26
1,10
0,48
1,69
0,73
0,42
3,60
0,08
-0,18
n
1,
1,
-o,
o,
o,
1,
o,
-o,
-o,
0,
1
0
0
1
1
—0
1
—0
0
0
1
0
0
—о
-0
—0
0
-0
1
0
1
0
0
0
0
0
0
1
0
-0
1
34
09
15
13
12
60
92
12
12
85
62
88
98
12
09
21
49
16
33
16
02
95
42
14
,20
,01
,71
,12
.61
,23
,62
,82
,68
,48
,98
,62
,28
,62
,04
,06
Южная Корона
a
P
Y
19
19
18
02
03
59
,7
,2
,7
06
06
63
,1
,6
,0
—38
-39
—37
04
30
12
7
9
7
59
25
08
4,
4,
4,
11
11
20
A2n
gG3
F8V
0
2
0
,13
,27
,54
0
1
0
,04
,20
.52
478

Продолжение табл. 50
V-R
V — J
я
О", 001
a
0",001
6
0",001
Приме-
(Scutum, Set)
а
m
0,97
0,79
m
1,65
1,36
13±4
16±6
—18
—10
—314
—21
+35,8
—21,5i;
24°
28
—0°
—1
Г
т3
I
g
т6
X
I
е
т6
54
со
я
о2
W
Р
а
8 —I
а
Р
У
(Eridanus, Eri)
—0,03
0,14
0,14
1,26
0,72
—0,06
—0,01
0,65
1,58
0,72
0,75
0,79
0,84
—0,10
1,17
—0,06
0,31
0,13
0,79
0,71
0,39
—0,03
—0,08
0,02
0,62
0,00
1,59
0,32
1,34
0,69
0,59
0,43
0,75
—0,12 1
0,22
0,22
2,26
1,22
—0,17
-0,12
1,10
3,04
1,19
1,24
1,37
1,40
-0,29
2,00
—0,20
0,47
0,22
1,35
1,21
0,61
—0,16
-0,28
—0,02
1,02
—0,12
2,97
0,49
2,39
1,14
0,99
0,70
1,29
32
42
28
3
109
18
18
52
9
303
11
29
36
3
8
7
28
51
30
18
53
6
4
18
156
13
2
7
7
202
11
67
18
+92
-93
—55
+64
—92
+85
+62
+674
+53
—975
—54
+78
-73
0
+56
+ 15
+9
— 145
+ 133
—51
— 157
+ 17
+3
+74
+3056
+44
+23
-18
+47
—2225
+28
+331
— 107
—34
—79
+26
—109
+744
—24
—2
+294
+38
+22
— 11
—213
— 158
+ 1
+52
—И
+87
-46
—28
—49
—524
у
0
—23
+744
—22
-94
+24
+61
—3418
+6
+45
—274
+ 19^
—8 у?
+ 12и
+62
—6
+ 10
+ 18 и
—6
+42
+-15
—4
—20
+42 у
+ 15 у
+24
+10,5
+Н
— 10
—9
+2
+7
+29 у
+3
+ 16
+88
—14 у
—34
—9 у
+46
—42
+27
+26
+20
291
205
24J
205
198
275
235
281
212
196
231
187
211
199
235
201
199
214
249
238
217
267
209
240
251
214
218
204
202
201
192
201
230
—59
—25
-61
—44
—46
—61
—45
—63
-56
—48
—41
—55
-36
—31
4.4
—29
—38
—60
—64
-51
—50
—62
—27
-52
—56
—53
—37
—29
—46
-38
-40
—63
—42
(Corona Australis, CrA)
607
608
609
610
611
612
613
614
615
616
617
618
619
620
621
0,50
0,28
1,34
0,04
—0,03
0,84
0,41
2,43
0,05
-0,10
(Hydrus,
153
41
13
42
17
+2223
+263
+51
—48
+92
Hyi)
+326
+34
+ 114
+8
+ П
+23 I
+ 1
+ 15
+ Н
+6
305
289
289
291
289
—40
—54
—38
—46
—46
622
623
624
625
626
627
628
629
630
0,04
0,82
—
0,04
1,43
—¦
29 ±10
8±9
48±8
+87
— 1
+91
— 102
—3$
—276
-18,4
+2,7
—52
0
358
0
—20
-20
— 19
631
479

&1900
а1950
^1950
Спектр
U — V
B — V
12
12
12
12
12
12
12
12
11
h m
21,0
41,9
25,6
09,8
16,0
48.7
13,0
01,7
57,9
m
23,8
44,8
28,4
12.5
18,6
51,6
15,7
04,3
60,5
22
22
22
22
21
22
22
52,1
35,8
50.4
25,8
39,0
47,0
02.6
54,9
37,9
53,2
28,7
42,0
49,8
05.5
16
15
15
16
15
38.1
46,3
09.6
06,3
27.6
43.4
50.7
14,2
10,9
32,1
Южный
—62°33'
-59 09
—56 33
—58 12
-59 51
—56 38
—63 27
—64 03
-62 45
2°49'
9 25
6 50
8 28
0 08
6 54
3 44
4 20
3 02
Южная
—30 09
—27 34
—33 04
—32 52
—33 29
—33 24
—33 29
9 53
7 18
2 48
2 36
3 15
3 08
3 14
Крест
m
0,79
1.25 v
1.62 у?
2.82 у?
3,58 у?
4,03
4.04
4,14
4,32
Рыба
1.16 У?
4.16
4,21
4,29
4.34
4,46у?
4.50
Южный Треугольник
—68 51
—63 07
—68 19
—63 26
-65 59
8 56
3 17
8 30
3 34
6 09
1.91
2.85
2.88 у?
3.84
4,10
B1IV+B1V
B0.5IV
МЗН
B2IV
gK3
B3IVe
B3IV—V
FOIII
Am
A3V
B8V
gG8
AOV
AOVSi
AOV
A2V
K4II1
F2IV
A1V
G2II
K0III
m
-1,21
— 1.22
3,36
— 1,13
3,05
—0.92
—0,86
0,37
0,31
0,15
—0.46
1,67
0.03
—0.16
—0.18
0,11
3,00
0.34
—0,01
1,97
2,33
m
-0.25
—0,23
1.60
-0,24
1.42
-0,17
-0,18
0,34
0,28
0.09
—0,12
0.97
0.01
-0,05
—0,04
0.05
1.44
0,29
0,01
1,11
1,16
Ящерица
a
1
5
P
11
8485
6
22
22
22
22
22
22
22
27.2
11,6
25,4
19,6
36,1
09,6
26,2
29,2
13,8
27,4
21,6
38,3
11,7
28,3
+49
+37
+47
+51
+43
+39
+42
46
15
12
44
45
13
37
0
7
7
1
4
9
2
02
30
27
59
01
28
52
3,77
4,13
4.37 v?
4,44
4.46
4,49 v?
4,51
A1V
K3II—III
MOIab+B
G9III
K3III
K3III
B2
0,01
3,08
2,78
1,79
2,69
2,83
—0,83
0,01
1,46
1.68
1,02
1,33
1,39
-0,09
Примечания к табл. 50. Дополнительные данные о самих звездах или
их спутниках (за исключением очень слабых или далеких). ADS —Каталог двой-
двойных звезд Эйкина A932). Сокращенные обозначения: сп.— спутник, сп.-дв. —
спектрально-двойная, затм. дв.— затменная двойная, опт. сп.— оптический спут-
спутник, физ.сп.— физический спутник, а—большая полуось истинной орбиты, Р — пе-
период обращения либо период затменной или спектрально-двойной, Am — разность
звездных величин, (л — собственное движение.
КЗП I—Каталог звезд, заподозренных в переменности блеска, Москва, 1951.
Четырехзначные номера для звезд, не получивших еще окончательного обозна-
обозначения; шестизначные — переменность сомнительна.
КЗП II — Второй каталог звезд, заподозренных в переменности блеска,
Москва, 1965. Правила нумерации те же.
480

Продолжение табл 50
V-R
л
0",001
О", 001
0",001
Приме-
Примет
—0,08
—0,13
1,66
—0,08
1,03
-0,14
—0,07
0,34
—0,02
m
—0,16
—0,39
3,07
-0,32
1,77
—0,41
—0,26
0,50
—0,12
8 dyn
7
15
6
17±9
5
5
46±9
14±10
(Crux,
—32
—41
+25
—37
-176
—30
—44
+34
—146
Cru)
—27
—26
—273
— 17
+74
—18
—23
-46
-5
—Ну
+20 у
+21,3±
±0,1*
+26
—5
+ 16
+ 19
+9 у?
—2 у?
300°
302
300
298
299
303
299
298
298
0°
+3
+6
+4
+2
+6
—2
+ 1
(Piscis Austrinus, PsA)
0,06
—0,06
0,74
0,02
-0,01
0,02
0,07
0,08
—0,16
1,35
0,04
—0,04
0,04
0,12
144 ±7
13
15±11
15±9
32±9
37
23±10
+328
+27
+ 13
+63
+33
-35
+75
— 164
0
+32
—11
—94
—24
-37
+6,5
+3
-11,6
+6,3
1,9и
+ 16,5
+ 11,6
20
25
14
15
13
13
13
—65
—61
—64
—59
—50
—64
—54
(Triangulum Australe, TrA)
0,32
0,47
24±11
78±12
5±11
22
30±9
+23
— 192
—59
+6
+29
—37
—404
—32
—22
—74
-3,7±
±0,2*
+2,6
15,
322
322
316
323
318
—15
—7
—10
д
—9
а
1
5
Р
11
8485
6
0,00
1,00
1,39
0,75
0,92
1,01
—0,01
—0,03
1,72
2,46
1,32
1,60
1,75
-0,12
36±7
10
2±7
18±6
8±7
18±6
5
[Lacerta
+ 134
+ 11
+3
— 17
+91
+41
—8
Lac)
+ 17
+5
4
— 188
+ 12
+6
—2
—4
—7,8
—4,1 у
— 10,4
—10
—10,61>
—8
101
92
100
101
100
93
97
—7
— 16
—9
4
— 13
-14
-13
649
650
651
По возможности в примечаниях даются следующие сведения: звездная вели-
величина спутника, его спектр, расстояние от главной звезды, для сп.-дв. период, для
перем. пределы изменения блеска или амплитуда, тип или характер переменности,
период, для заподозренных — их номера в Каталогах заподозренных звезд и т. д.
Двоеточие везде отмечает неуверенные данные, после точки с запятой — возвра-
возвращение к главному компоненту.
1. Мирах. КЗП I 100088.
2. Альфарет, сп.-дв., 96d,7; ADS 94, сп. 9W,2, 76".
3. Аламак, ADS 630, сп. 5го, 1, АО на расст. 10", общ. и (сам cn. = ADS630 BC=v2,
сост. из 5Л,4 и 6^,6, а=0",32, Р=61а,0).
4. ADS548, сп. 12", 29", общ. |i.
16 П. Г. Куликовский
481

5. Колеб. блеска C^,5: — 4^,0:), систем не исслед.; сп.-дв. ld,58, B5+А2р.
6 Полуправ, перем. 54d с ампл. 0от,4; сп.-дв 20d,52, измен. Sp с тем же
периодом.
7. ADS 783, опт. сп. \0т, 273".
8. Сп.-дв и затм. (типа р Lyr) с P = 17d,8; сп.12т, 96", общ. (i.
9. ADS 16916, опт. сп. 11«, 47".
10. ADS 940:4«,5 и 6^,0, а=:0",42, Р = 170а.
И. КЗП I 102272.
12. Сп.-дв. 144d (два спектра); ADS 5 13, сп.8ш,9, 36", общ. \i.
13. Сп.-дв. 116d (два спектра).
14. КЗП I 100011.
15. Поллукс. ADS 6335, КЗП I 100892, опт. сп. 8Я,8, 20Г
16. Кястор, ADS 6175 АВ:2^,0 и 2т,8, а = 6",30, Р=420а; сп.С —алголь YY Gem,
8'»,6 —9Я,1, dMle + dMle, 73", общ. р,; все три комп.— сп.-дв.: A = 9d,2,
В —2 ,9 и C = 0d,8 (периоды колебаний блеска и Vr совпадают).
17. Альхена, астрометр. дв.
13. ADS 4990, сп. 9W,7, 122"; КЗП 1 740.
19. ADS 5381, сп. 9«,0, К2, 112"; КЗП I 100759.
20. ADS 4841, сп. 9ту Г',4; А = сп.-дв. 2983d и затм. дв. с ампл. 0OT,8, 233d,4.
'/Л. КЗП I 100763.
22. ADS 5983, сп. 8Л,2, dK6, 6" ,9.
'16. ADS 6321, физ. сп. 81», 7".
:-4. ADS 5961, сп. 101», 10", общ. р; КЗП 1 100844.
?о. ADS 5532, сп. 12*,6, 79".
26. ADS 5742, сп. 8т, 96"; А —цефеида 10d,15, ампл. О'л,4; колеб. Vr с тем же
периодом.
27. ADS 5103, А —сп.-дв. 9а,6, В — 8ffl,6, АО на расст. ИЗ".
28. Сп. 4^,75, а = 0",19, Р=-13а,2; А —сп.-дв. 9d,6.
29. ADS 6109, сп. 121», 3", общ. ^х; еще сп. 10да,5, 214*.
30. Сп. дв. 19d,6. КЗП I 100890.
31. ADS 5846, сп. 11», 2", общ. |ы; КЗП II 6556, ампл. 0^,06, тип, неизв.
32. ADS 5387, опт. сп. 11», 32".
33. Алиот, сп.-дв. с периодами: 4а,15 и 0d»95, перем. типа a CVn, ампл. 0^,03,
период 5d,l.
34. Дубхе, ADS 8035, сп. 4^,9, F:, a = 0",63, P = 44a,7; а 1ШаА = КЗП I 101174;
aUMa В И'В = КЗП 1 101175.
35. Бенетнаш, КЗП I 101406.
36. Мицар, ADS 8891 (?А и gB на расст. 15*, общ. ц с 80 UMa); А —сп.-дв.
20d,5 B сп.) = КЗП I 101381, В —сп.-дв. 361ё,2 = КЗП I 101382.
37. Мерак, КЗП I 101172
38. Фекда, КЗП I 101229.
39. Сп.-дв. 230d. КЗП I 101121.
40. ADS 7114 А—ВС, физ. тройная; ВС 10m,8, dMl; В—11ОТ, 4, С—11й,?,
а = 0",68, Р = 39а,0; сп.-дв. Как переменная еще не обозначена. Am — 0^,04;
может быть типа б Set с P = 0d,07.
41. ADS 7420, физ. сп> И1», 5",1.
42. КЗП I 101 249.
43. ADS 6830, В— 15я», Т\ общее jx; КЗП II 6636, ампл. 0^,08, 385d, может быть
есть еще колеб. 0е3,05 со средн. ампл. 0^,02.
44. ADS 8123, сп. 1О'Л, 7",4, общее р.
45. ADS 7158, 4^,3 и 4т, 5, а = 0",27, Р = 37а,5.
46. ADS 7402, физ. сп. 9т, 23"; опт. сп 10от, 96"; КЗП I 101051.
47. КЗП II 102677, ампл. 0от,04:
48. ADS 8119, 4^,28, G0V и 4^,75, G0V, а = 2",56, P = 59a,74; А—сп.-дв. и астро-
астрометр. P = 669d,15, В —сп.-дв.4а.
482

49. ADS 7534, сп.12™, П",6, общ. \i.
50. Общ. fxc^A UMa, 14",8 и с 80 g UMa на расст. 12'; сп.-дв 361d,2 =
= КЗП I 101381.
51. Физ.дв 4"М и 6т,2, я = 0",61, Р = 22«,2.
52. Алькор, общ. ii с ?А и ?в UMa; КЗП I 101383.
53. Сириус. Сп.-дв. и ADS 5423, физ. сп. 8^,5 А5 (белый карлик), а = 7",6, Р = 50а.
54. Адара. ADS 5654, сп. 7^,9, 8",2.
55. Как перем. еще не обозначена.
56. Мурзим. Vr имеет два периода: 0 ,25 и 49d; перем. (прототип), ампл. 0/л,07,
P1=0d,2500, P2 = 0d,2513; период биений 49d,124.
57. Сп.-дв. 675d.
58. ADS 5719, сп. 13Я,9, 10",9; КЗП I 100796.
59. Ампл. 0от,2 A7 набл.).
60. КЗП. I 100752.
61. КЗП 1 100781.
62. КЗП I 6509. Непр. перем., ампл. 0т,22.
63. Интерф. и сп.-дв. В 1952 году р = 0",102, 6=112°, Ат<0лл,5; неправ, перем.,
фот. ампл. 0/л,30:; оболочка вокруг главного коми. Общая протяж. оболочка.
64. ADS 5176, сп. 13^,4, 28",9 ДУ = 0"\06, P = 0d,210.
65. КПЗ II 6531, &V = 0^,02:.
66. ADS 5977, 8я1,1, 84",4; А = сп.-дв. 154d,8. КЗП II 6576, ДУ^О^Об:
67. Перем. типа C Lyr и сп.-дв. с периодом 4d,39. Ампл. 0^,3.
68. Зубенеш.
69. Зубен эль Генуби. Общ. \л с 8 Lib 5^,3, F5, 231".
70. КЗП II 7165, ДУ = 0^,07.
71. ADS 9705, сп. 12ОТ, 3",3.
72. ADS 9704, сп. \2т, 42", общ. р.
73. Садалсууд, ADS 15050. Опт. сп. 10^,8, 35",7. Станд. Vr.
74. Садалмелик.
75. ADS 15971, 4га,31, F2 IV и 4m,51, F2 IV, а = 2Г,69 Р=-600а; сп.—астро-
метр. дв. 0",04, Р = 25а,71.
76. КЗП I 5625, ампл. 0и,1.
77. ADS 15864, опт. сп. \2т, 50"; А —сп.-дв., КЗП I 102168.
78. КЗП I 102 213.
79. Сп.-дв. (два сп.).
80. ADS 16633. A = 4W,5, sgKO и B = 9W,8, dK6, 49",7, общ. «я; В —дв.: 10т,7,
10^,8, 0",7.
81. КЗП II 8571, ампл. 0^,08.
82. ADS 16511, сп. \Ът, 2",9.
83. ADS 16944, сп.-дв., сп. Пт, Б",7, общ. р.
84. Капелла. КЗП I 100 460, ADS 3841 А, сп. и интерф. дв. (Аа): 0m,9, G4 и lm,0,
F4, а = 0",054, P = 104d»9; общ. \л с ADS 3841 Н на расст. 723" от А. Ком-
Компонент Н — дв: 10m,0, Ml и 13^,7, М5, 2".
85. Менкалинан. ADS 4556. А —сп.- и затм. дв., ампл. 0^,1, P = 3d 96, В= 10^.4
184" ,8.
86. ADS 4566, сп. 7ОТ,2, G, 3",2; еще опт. сп. 11«, 49". КЗП I 100704.
87. КЗП I 463.
88. ADS 3605. А —сп.- и затм. дв. 9883d, ампл. 1^,4; В — 14я1, 29".
89. КЗП I 100441.
90. Сп.-и затм. дв. (алголь), ампл. 0OT,6, P = 972d,2.
91. ADS 4440, сп. 9^,3, 56",4.
92. КЗП I 700.
93. КЗП I 100719.
94. Сп. 12^,9, 27",6; А —перем. типа рСМа, ампл. 0^,03, P = 0d,260.
95. Сп. З'л,6, а = 0",59, Р=147аД
16» 453

96. КЗП I 101496.
97. Сп.-дв. (два сп.), 0d,90141; комп. В = 5т,1> Г',4; еще один сп. 9mt 27", общ. ц,.
98. Сп. 7»,1, F8, 72", общ. \i.
99 Физ. сп. 7тХ 15",5.
100 КЗП I 101437
101. Сп. 13Ш,7, 17\3.
102. Общ. ц,: Зл,9, В9 V и 5«,7, АО, 27".
103. Физ. дв. 4Ш,7, B5IV и 4^,8, B5V, Г',6.
104. Сп.-дв. (два сп.).
105. Сп. 4^,45, а = 0",42, Р = 72а,88.
106. КЗП II 7145.
107. Лт = 0ш,2 на расст. Г',2; общ. и с 7ОТ,17, А, 24",3.
108. Физ. дв., Am = 0m,0, 0",1.
109. КЗП I 101492.
ПО. Сп.-дв.; сп. 11«, 12", общ. \i.
111. Физ. дв. Лт = 01Я,0, р = 0",3; сп.-дв. 3043d.
112. Арктур. КЗП I 101433.
113. ADS 9372, 2ш,70и 5Ш,12, 3W,6; В = сп.-дв. (два периода); сп. С= 12т,3, 178".
114. Сп.-дв. 495d.
115. ADS 9300, опт. сп. 12т,7, 33",4; ампл. 0^,05.
116. ADS 9559, сп. 7Ш,8, G0V, 105", общ. ц; КЗП I 101491.
117. Ампл. ~0m,04:.
118. ADS 9296, llw,3, 53". Ампл. ~0т,07:.
119. ADS 9343, Дт = 0от,4, а = 0",60, Р=126а. Оба комп. подозр. в перем. блес-
блеска: А = КЗП I 101462.
120. Сп. \\т, МЗ, 69", общ \i\ КЗП I 101448.
121. КЗП I 101409.
122. КЗП I 101435.
123. ADS 9626 А; сп. (ВС) 6^,7, КО 108",5, общ. >х; ВС: 7М и 7т,8, а==Г,463,
Р = 260а,1. Ампл. ^0^,05.
124. АУ = 0т,02.
125. ADS 9025, физ. сп. 10w,6, M2, 10", период, неск. сотен лет; КЗП II 7085,
ампл. 0л,18.
126. КЗП I 101250.
127. Альгораб, КЗП I 101293.
128. ADS 8572, сп. 8»,4, dK2, 24",4, общ. а; КЗП I 101281.
129. КЗП I 101240.
130. Сп.-дв. (два сп.).
131. Корнефорос, сп.-дв. 410d,6; КЗП I 101593.
132. ADS 10157, сп. 6W,5, dKO, a=l",37, Р = 34а,4; А —сп.-дв. с тем же перио-
периодом; КЗП I 10I603.
133. Рас Альгети. ADS 10418, физ. дв. 3W,5, 5m,4, 4",5; А —полуправ, пер. с
ампл. lm,0; В —сп.-дв., 51d,6.
134. ADS 10424, опт. сп. 8m,3, dG4, 9"; КЗП I 101637.
135. КЗП I 101640.
136. ADS 10786, сп. 10m,2, dG4, 33",7; спутник —дв.: Am = 0w,5, а==Г,3,
Р = 43а#
137. КЗП 1 101696.
138. ADS 10022. Опт. сп. 9^,8, 42ff. Vr измен, с P=lld,9; КЗП 1 101580.
139. КЗП I 101670.
140. Неправ, перем., ампл. 0TO,l.
141. КЗП I 101725.
142. КЗП I 101693.
143. ADS 10010. Сп. 14"\ 7", общ. [i; КЗП II 7329.
144. Сп.-дв. 4d,02.
145. ADS 10526. Физ. дв., Hm=imfl, 4",2,
484

146. ADS 11658. Сп. 11», 63".
147. КЗП I 101599.
148. Ампл. ^0^,05.
149. ADS 10993А, сп. 5W,2, 7". Один из комп. v?
150. ADS 11102. Физ. дв.: Ат = 7/л,0, 23".
151. КЗП I 101658.
152. Ампл. ~0от,06.
153. Альфард, КЗП 1 101049.
154. КЗП I 101371.
155. ADS 6993, A = 3W,7, B = 5W,2, а = 0",21, Р = 15Э. Физ. сп. С = 7т,8. 3", сп.-яв.
9d,90; сп. D= 13OT, 20", общ. \i.
156. ADS 8920. Am = 8OT,5, 21",6; А —перем. типа Миры Кита с ампл. ~о'\
Период 386d,2 уменын. (в начале XVIII в. был -500d).
157. ADS. 7671. Опт. сп. 11^,3, 112"; А—сп.-дв. 1586d.
158. ADS 7253. Опт. сп. 10^, 62", А—сп.-дв.; КЗП I 101032.
159. КЗП I 101070.
160. Физ. дв., Дт = 0от,4, 2",1. КЗП II 6875.
161. КЗП I 100996.
162. Сп.-дв.
163. ADS 7006. Сп. 12т, 12", общ. \i; А—сп.-дв. 8d,2.
164. Факт. Сп. 12ОТ, 12",6; КЗП I 100672.
165. Сп.-дв. 869d.
166. Сп. 12т,8, 34".
167. КЗП II 6438, ампл. виз. 0т,07.
168. Cor Caroli (Сердце Карла), ADS 8706. Физ. сп 5т,60, 20я А —перем. (про-
(прототип) ампл. (Vя, 1, P = 5d.47.
169. Возможно, перем.?, ДЯ = 0от,05.
170. Спика. Сп.-дв. и затм. (алголь) с P = 4d,01, ампл. 0л,1-
171. ADS 8630. Физ. дв.: Am = 0m,03, а = 3",75, Р=171а,4; еще опт. сп. 14т,5,
53"; А = КЗП I 101317.
172. Винде-Миатрикс. КЗП I 101352.
173. Сп.-дв. 72d (два сп.). КЗП I 101264.
174. КЗП II 102676, ампл. 0^,07:.
175. КЗП II 7112, ампл. 0^,05.
176. ADS 9085, опт. сп. Am = 5^,0, 81".
177. ADS 8801, сп. 9т, 7", 5, общ. \i.
178. Сп.-дв. ld,93 (два сп.); КЗП 1 101439.
179. ADS 14073, физ. и сп.-дв. с Р = 26а,7, а = 0",475; Дт=1л,0.
180. ADS 14121, опт. сп. Д/гг = 6^,8, 81"; КЗП I 102009.
181. ADS 14279, физ. дв ^=1т,0, 12".
182. КЗП I 101997.
183. Тип 6 Щита, ампл. 0",06, P = 0d,135.
184 Этамин, ADS 10923, сп. 11», 13". Ампл. 0^,08.
185. ADS 10058, физ. дв. 8m,8, K1, 6"; КЗП II 102800.
186. ADS 10611, сп. 14™, 4".
187. Ампл. -~0от,06.
188. Сп.-дв. 280d,5 и астрометр. дв. а = 0",06.
189. Тубан, сп. дв. 51d,4; КЗП I 101425.
190. ADS 13007, физ. сп. 7«,1, dF6, 3",9; КЗП 1 101902.
191. КЗП I 101207.
192. Сп.-дв. 0d,89; КЗП 1 101294.
193. Сп.-дв. 3d,07.
194. ADS 11311. Am=l'V, 0",7, больш. период; сп.-дв.; КЗП Т 101729.
195. Сп.-дв.; КЗП 1 101827.
196. ADS 5107, физ. тройная: А = 4ОТД В = 5т,22, ВЗпе, С^^бО, ВЗпе; расстл
А—В 7W,4, В—С 3",0.
197. ADS 4853, сп. 13™, 5Г%
485

198. ADS 5864, en. 13m, 32".
199. ADS 5012. Cn. 6m,7, F5V, 12",7, общ. ц; еще сп. 12*,2, 94".
200. ADS 6617, cn. B=10m,7, G8II, опт.?; сп. С = 8'л,5, K2III, 67".
201. Сп.-дв.; сп. 12^,5, 56", АУ = 0от,14.
202. Сп. №», 18".
203. Сп. 10от,7, 47".
204. Сп. 13ОТ,6, 26".
205. Сп. 11й1, 4", общ. [i.
206. ADS 3615, сп. 8w,0, 82".
207. ADS 2544, сп. 8m,5, 2",5; КЗП I 100276.
208. ADS 3536, сп. 8т, 1",2 и еще сп. llw, 26", общ. щ А = сп.-дв. 3d,9.
209. КЗП I 343, ампл. 0от,2.
210. Аль Наир, сп. 11*,5, 29"; КЗП II 103076.
211. КЗП II 8784, ампл. 0^,2—0^,3.
212. КЗП I 102210.
213. Сп.-дв. 409d,6.
214. КЗП II 103088.
215. Опт. сп 8т, 61"; КЗП II 8764, ампл. 0^,1.
216. Сп.-дв.
217. Физ. дв., Am = 2^,5, 2",9.
218. Арнеб, ADS 4146, сп. 11я», 36\
219. ADS 4066, сп. Пт, 3"; комп. В = КЗП II 6176, измен, от 7^,0 до 11«Д
220. КЗП I 100445.
221. КЗП II 6156, ампл. 0т,4, типа a CVn?
222. ADS 4334, сп. 6^,4 K2V, 95;/, общ. \i.
223. ADS 3800, сп. 7ОТ,5, 3",0, общ. jh.
224. ADS 3778, сп. 10w,7, 12",8, общ. ji.
225. Рас Альхаг, Астрометр. дв.; КЗП I 101662.
226. ADS 10374, физ. дв. Am = 0m,5, а = 0",86, Р = 88а,0.
227. Цельбальрай.
228. ADS 10023, сп.-дв. 0d,29; А = перем. типа р СМа, ампл. 0OT,02, P = 0d,14.
229. ADS 11076, сп. 14я*, 25\ общ. [х; опт. сп. Пт, 54".
230. ADS 10087, физ. сп. 6"U, a = 0",93, P=132a,0; сп. 11т,0, 120", общ. и.
231. ADS 10966, сп. 9", ВЗ, 56".
232. ADS 11046, дв. и сп.-дв., Am=lw,7, a = 4",55, Р = 87а,8; Аа = сп.-
и астрометр. дв. Р=17—18а.
233. КЗП I 101651.
234. ADS 10417, tim = Qmt04, 5",5; сп.-дв., 52d; еще сп. 6ОТ,7, К5 V, 203\ общ.
и и я; ADS 10417 B = v?
235. КЗП I 101655.
236. Сп. 9т, 3".
237. Си.-дв. (два сп.); КЗП I 101612.
238. Сп.-дв., ADS 10990, физ. сп. 9W, l",0; КЗП I 101702.
239. Новоподобная перем., ампл. 0от,6.
240. КЗП II 7382, АУ== 0^,06.
241. Унук алб Хай, опт. сп. 11^,6, 62".
242. Сп.-дв. 2d,29; опт. сп. 13™, 25".
243. Сп.-дв.
244. ADS 9778, 9^,2, dK3, 32", общ. \i; еще двойная: 8*,4 и 10^,5, 6" на расст.
1642", раздел, общ. и.
245. ADS 9701, Дт=И,0, dFO, 3",9. Вероятно, A = u, AV ^ 0^,05.
246. ADS 11853, физ. дв., Дт==0«,4, 22"; КЗП I 101784.
247. Сп.-дв. (два сп.).
248. ADS 10481, Am = 4^,0, 48".
249. КЗП I 101527.
250. Опт. сп. 11^,4, 82".
251. Цефеида, ампл 1ОТ,2, 9d,84; сп.-дв. с тем же ?\
252. КЗП II 6101, ампл. 0от,04, непр.?
253. Полуправ. 338d.
486

254. Am = 9OT,3, 67*.
255. Шедар, ADS 561, опт. сп. 8». ?4"\
236. Шаф, сп.-дв. 27d; опт сп. 14» 24". ДУ=г0*,04, P = Od;i'O4, ADS 107
257. Новоподобная пер., ампл. lm,4, резкие измен, интенс. линий спектра; измен.
цвета; ADS 782, сп. И"*, 2",4, общ. [х.
258. Рукба, алголь с ампл. обоих минимумов меньше 0w,l, P = 759d. Элементы
требуют подтверждения (промежуток времени min II—min l=361d)
259. КЗП I 100141.
260. ADS 671:3^,7 и 7^,4, dMO, a=12",5, Р=562а; /4 = астрометр. дв.; еще пять
слабых опт. спутников.
261. КЗП I 100046.
262. Два спектра.
263. Полуправ, перем.: 4^,1 — 6Л,2.
264. КЗП I 100038.
265. Сп.-дв.; КЗП I 100091.
266. Сп. 11», 33", общ. [х.
267. ADS 1598, Am = 2mfi9 Р = 63а,3, а = 0",6; сп. С~ 14», 24й, общ. |Х.
268. ADS 1860. Четверная звезда. А = перем. типа aCVn, ампл. О1» ,03, ld,74;
В = 7|й,0, F5, а = 2",27, Р = 840а; С = 8ОТ,4, dG4; А имеет сп и описывает орб.
а = ОМ 13, Р = 52а,4.
269. Ригиль Кентаврус, физ. дв., сп. 1СТ,5, К5, а=17',7, Р = 80аЛ; сп. (Проксй-
ма) И», М5е на расст. 2Q,2, общ. [х, я = 0",785.
270. Сп. 4**, 1*,3; сп.-дв.; ампл. ~С*,02, P~3h —3h,5, может быть типа ? СМа.
271. Физ. дв., Дт = 0<М, а = 0",93, Р = 84а,5.
272. Сп. 13^,2, 38';.
273. Сп. 8»,9, А2р, 5\6. А = дв.: Л/п = 0»Д ОМ; КЗП II 7142, ампл. 0"М
274. Сп.-дв. (два сп.), 8d,02.
275. Тройная. Общ \i со звездами BS 4618, 4ОТ,46, В6 III и BS 4619, 6ОТ,36,
В9; КЗП II 6892, ампл. 0^,06.
276. Неправ, перем., ампл. Сот,2; сп. 13ОТ, 48".
277. Сп. 11^,2, 3",8; КЗП II 7159, АВ=0^,05.
278. Сп. 11*.8., 16",6.
279. Сп.-дв. 2d,625. КЗП 1 101405.
280. КЗП I 101416.
281. Физ. дв. Am=0«»,2, а = (У',16, Р=61а,8; КЗП I 101388.
282. Физ. дв. Лт=0от,6, а=0",275, Р = 42а,8.
283. Vr изм. от—24 до +7 км/сек.
284. Сп. 12Л,6, 35".
285. КЗП I 101407.
286. Сп дв. 9d,94.
287. Сп.-дв. 7d,65; сп. 9^,4, 26\ общ. и-
288. Вероятно, физ. дв.; Am=lCT,6, 9",4.
289. Сп.-дв., 1025d.
290. Общ. [х с б Сеп и BS 4619 FЯ,36, В9, 368").
290. Канопус.
291. Новоподобная с минимум. 7ОТ,9; сп. 2Л,1, 1",1. Может вспыхнуть вновь!
292. Сп.-дв.; КЗП II 6634, ампл. 0Л,3, затм.? P=»785d?
293. КЗП II 6705, ампл. 0Л,3?
294. Сп. б^Д F0, 5 ,0, общ. (х.
295. РР Саг, ампл. 0Л,09.
296. Цефеида с ампл. \mt P = 35d,56; сп.-дв.
297. КЗП I 101115.
298. Сп.-дв. (два сп.) 6d,74; КЗП II 6698, ампл. 0Л,3, затм.?
299. КЗП II 6804, ампл. 0от,04.
300. КЗП II 6788, ампл. 0*,04.
301. Сп. 12^,3, 29*.
302. Сп. дв.; КЗП II 6820, ампл. 0Л,05.
303. КЗП I 101128.
304. Сп.-дв.; сп. 12ОТ,4, I7*j КЗП II 6654, ампл. 0я»,04.
305. КЗП I 101036.
487

306. Сп.-дв. 195d,3.
307. Мира, долгопериодич. перем. (прототип), P = 331d,6, ампл. 8т; физ. сп. 10л,
119"= YZ Cet — новоподобная пекул. звезда Ne; еще опт. сп. 13^, 75".
308. КЗП I 100058.
309. Менкар Дт = 0,07:
310 ADS 2080:3^,7, А1 и 6"*,2, F7 на расст. 3",4; еще сп. 10m,2, K5, 14', общ. \i.
311. ADS 1118, Am= 11^,0,65".
312. Сп.-дв. 1652d; КЗП I 100139.
313. Перем. типа ft СМа, ампл. 0w,03. P = 0d,161; сп.-дв. с P = 0d,15 (может быть
комбинация двух периодов).
314. КЗП II 5843, ампл. 0^,05.
315. Сп.-дв. и затм. (алголь) с P=ld,023, ампл. 0те,17; ADS 15314, сп. 12Л,5, 119".
316. Сп. Ат = 3^,0, 205*. общ. и; А —сп.-дв., 1374d; В —физ дв. ADS 13717,
сп. 10», 1",1; В-сп.-дв. L6J.
317. Опт. сп. на расст. 7", состоит из двух физ. комп. 11^,2 и 11^,5, Г,2.
318. ADS 14971, Am=lC", 2Г.5.
319. ADS 13632, Am = 5* А 46".
320. ADS 14632, Am = 7mt3, 26".
321. Сп. 13я», 13".
322. КЗП 1 100849.
323. Перем. типа 6 Щита. P = 0d,141, ампл. СМ; сп. 13М, 30\
324. Сп -дв. 1066d.
325. Полуправ, перем. ампл. Зт,2, 141d; en. 9ОТ,5, 62".
326. Сп.-дв. 258d; сп. $М, G5V, 22",7, общ. \i.
327. Сп.-дв.; сп. 13«, 5",4.
328. Сп.-дв. 2660d.
329. ADS 6255, Am = O, 10"; опт. сп. 13я», 8,6".
330. Сп.-дв. 138d.
331. Сп. 9*,6, КО, 60".
332. Сп.-дв. 930d; сп. 9», 51".
333. КЗП II 6621, ампл. 0w,06.
334. ADS 6384, Am = 8*,5, 28".
335. Денеб, ADS 14172, Am= 10M, 76"; КЗП 1 102017.
336. Садр, ADS 13765, Am = 7w,7, 142"; КЗП I 101987.
337. Сп.-дв.; сп. 13М. М4, 78", общ. [х; опт. сп. 11*,5, 44".
338. ADS 12880, 6«,3, я = 2\56, Р = 537а; КЗП I 101885.
339. Альбирео, ADS 12540, сп. 5«,4, ВО V, 35"; А — перем.?
340. Сп.-дв.; КЗП I 102055.
341. Сп.-дв. 0d, 14; ADS 14787, Дт = <^,2, а = 0",96, P = 5ud; еще сп. 12**,3, МЗ,
93", общ. \\\ КЗП 1 102076.
342. Ампл. ~C"*f04.
343. V 695 Cyg —алголь и сп.-дв. с Р-= 3803d; ADS 13554, сп. 6»,9, A3V, 107л.
344. ADS 13149, сп. 13я, 7"Д общ. [х; опт. сп., Am = 6w,5, 46"; КЗП I 101914,
345. Сп-дв.
346. Перем. алголь с ампл. 0да,3, Р == 1148й; сп.-дв. 1170" (может быть также
и 390d).
347. Ампл. 0ж,14.
348. Перем. типа Миры Кита 407, ампл. \\т (средняя величина в макс. 5^,2,
в миним. 13Ш,4).
349. ADS 14259 физ. сп. 9», 6",6.
350. Сп.-дв., lld; КЗП I 102080.
351. Сп.-дв., 72d.
352. Сп.-дв.; ампл. ~0«,05:.
353. ADS 14831; сп. 10», 15я, общ. [х; А—сп.-дв.; КЗП 1 102081
354. ADS 12695; сп. 13*, 3",6, общ. jx; опт. сп 11ОТ, 48*.
355 ADS 15270, сп. 6*М, dF3, a = 4",2; P = 444a; сп. C = ADS 15275A, 6М,2, 217".
355'. Регул, четверная, ADS 7654. Сп. В на расст. 177", общ. \х, состоит из 7ОТ,6,
К2 и 13т, раздел. 4"; сп. D на расст. 217", общ. \i\ КЗП I 101099,
356. ADS 7724, Дт=1|Я,2, а = 2",51, Р = 618а,6. КЗП II 6777, затм.
357 Денебола, ADS 8314, опт. сп., Am=llw, 80"; КЗП I 101225.

358. КЗП I 101900.
359. Сп.-дв. 14d,5; ADS 7480, Am = 6OT,0, 85".
360 ДУ = 0^,04,
361 КЗП I 101135.
36?. ADS 8148, Am = 2w,7, а=Г,9, P = 200a; КЗП I 101199.
363. КЗП I 101056.
364. ADS 7979, Am=lw,8, Aln, 6",5; В —сп.-дв.
365. ADS 7649, Am = 9л,0, 8\0, общ. tu.
366. ADS 7351, физ. сп. 9«,5, 2",4; В —КЗП II 6712, ампл. 2я,0.
367. Физ. сп.=уг = 5mfi, dF4, 14"; у1— сп.-дв. и var?\ у2 = КЗП I 100831.
368. КЗП I 100968.
369. Сп. 9ОТ, 17", общ. \i.
370. Сп.-дв. (два сп.).
371. Сп.-дв. 14d,17; сп. 7<*,8, 6",1.
372. Вега, ADS 11510, опт. сп. 9*,5, 57"; КЗП I 101745; сп. = КЗП I 101746.
373. ADS 11908, опт. сп. 12W, 14"; КЗП I 101793.
374. Сп.- и затм. дв. 12d,91, ампл. 0я1,9; ADS 11745, сп. 7», 47".
375. Полуправ, перем. с ампл. \ту 46d ; сп.-дв.
376. Перем. с ампл. 0m,4, ADS 11825, сп. И», 86".
377. КЗП I 101721.
378. Сп.-дв. 4d,30; ADS 11639, сп. 5^,71, F0 IVn, 44", общ. и; С1 = КЗП1 101763,
С2-КЗП I 101764.
379. Ампл. 0^,06—0т,08.
380 ADS 12197, опт. сп. 8ОТ,5, АО, 28"; КЗП I 101817.
381. Четверная звезда ADS 11635, состоящая из двух пар (е1 и е2) на расст. 208",
общ. [i и Vr. АВ = е1: 5и,0, А2, 6от,0. А2, 3",6; CD = e2: 5«,1 A3, ЬтА, А5,
3",0; D = K3n I 101761.
382. Полярная. ADS 1477: А — цефеида сферич. составляющей, ампл. 0т,14,
3d,970, B = 8m,8, F3V, сп.-дв. с двумя периодами bd,97 и 29а,6 (невидимый
спутник), сп. С=13'л, 43"; сп. D = 12OT, 83".
383. Кохаб, КЗП I 101477.
384. Сп.-дв. 0d,108 (элементы переменные); КЗП 1 101502.
385. Сп.-дв. и затм. с P = 39d,48 и ампл. 0^,14; ADS 10242, сп. \\mt IT.
386. ADS 9286, Am = 9*,0, 21"; опт. сп. 10*,5, 58".
387. КЗП I 101534.
388. Китальфиа, сп.-дв. (два сп.).
389. ADS 14773 (дв. и сп.-дв ), Р = 5а,70, Ат=0^,5, а=0",26.
390. ADS 7780, Am = 2w,5, Р = 37а,90, а = 0",39.
391. КЗП II 6770, ампл 0^,05, Р ~ 0d,l.
392. Процион, ADS 6251 Сп (белый карлик) 1О'л,8, 40а,65, а=4",55; А=сп.-дв.
40а,23; опт. сп. 12^,2, 81"; КЗП I 100884.
393. КПЗ II 6586, ампл. 0^,02, период 0d,09.
394. Сп.-дв. 389d,0; ADS 6100, сп. 12ОТ, 119".
395. HD 66141.
396. Сп. Дт=10«, 30", КЗП II 6935, ампл. 0от,07.
397. Физ. сп. Ат = 0от,3, 1",6.
398. Сп. 12^,4, 41".
399. Сп.-дв. 847d.
400. КЗП I 101257.
401. КЗП I 101129.
402. Сп. 9*,5, 42".
403. Гамаль, КЗП I 100163.
404 Шератан, сп.-дв. 107d; КЗП I 100146.
405. ADS 2159, опт. сп. 9«, 128"; КЗП I 100234.
406. ADS 1507, физ. сп. Am = Qmt 8",7; v2, вероятно у.
407. КЗП I 100261
408. Сп.-дв. 1037d, астрометр. дв. а = 0",05.
488

409. Cn.-дв.
410. Альтаир. ADS 13009, опт. сп. Дт = 8",7, 165\
411. ADS 12026, физ. сп. 12", 5",6.
412. Сп.-дв. 17d,l (два сп.).
413. Сп.-дв.; астрометр. дв. 1250d, КЗП 1 101835.
414. Цефеида, 7d,2, ампл. 0",7.
415. ADS 13110, физ. сп. 11",4, dM3, 12",5; КЗП I 101909-.
416. Сп.-дв.
417. КЗП I 101794.
418. Сп.-дв. 205d,0; ADS 14081, опт. сп. 10",8, 32"; КЗП I 102005.
419. ADS 12663, 13», 47"; КЗП 1 101864.
420. ADS 12607, опт. сп. 9",5, 183"; КЗП 1 101858.
421. Ригель, ADS 3823, сп. 7",4, В5, 10"; А —сп.-дв. 9d,9; В—физ. дв., Am = 0",
В5, 0",4; КЗП I 100463.
422 Бетельгейзе, ADS 4506, сп. 11", 176"; А —полуправ, перем. с ампл. 0",9>
2070d и сп.-дв. 5а,8; опт. сп. 13",5, 77".
423. Беллатрикс, КЗП I 100483.
424. Альнилам, КЗП II 6305.
425. Альнитак, ADS 4263, Дт = 2",2, ВЗп, 2",5; КЗП I 100670.
426. Саиф, КЗП I 100683.
427. Минтака, ADS 4134, 13",5, 33"; А —затм. и сп.-дв., ампл. 0",2, 5d,73;
С—6Ш,9, ВЗ, 53", общее и,.
428. ADS 4193, 7",4, В8, 12"; А —сп.-дв. 29d. В = КЗП I 100603.
429. КЗП I 100411.
430 ADS 4002, Дт= 1",0, Г,7; А—затм. типа р Лиры с ампл. 0",15, 8d,0;
сп.-тройная 8d,0, 9a,2.
431. ADS 4179, Дт= 1",9, Обе, 4". В = у? и сп.-дв.; еще сп. 11", 28"; КЗП I 100542.
432. ADS 3877, Дт = 7",2, 36".
433. Сп.-дв. 9d,52; КЗП I 100415.
434. Сп.- и затм. дв., ампл. 0",05, 3d,7.
435. ADS 4241, Дт = 2",0, В2, 0",3; сп. D = 7",2, 13", общ. \i; сп. Е = 6«,5,
42", общ. [X.
436. ADS 3540, опт. сп. Дт = 7",0, 32".
437. ADS 4617, Дт = 2",3, 18а, а=0",266; А — сп.-дв. 4d,45; КЗП II 6415, ампл
0",06: затм.
438. ADS 4115, Дт=1",5, а=Г,29, Р=586а.
439. Сп.-дв. 8*4.
440. Сп.-дв. 131d,3.
441. ADS 3797, сп. 8",3, 7",3; А — сп.-дв., 1031d, КЗП I 100457.
442. КЗП I 100426.
443. КЗП I 100707.
444. Пикок, сп.-дв. lld,75; КЗП I 101983.
445. КЗП II 8399, ампл. 0",13.
446. КЗП I 101905.
447. Ат = 8т9\, 56". КЗП I 102086.
448. Дт = 9",0, 63"; быстрая непр. перем.? 3^,7 —4^,2; изредка бывает ярче на
0^,2—0«,3. КЗП I 101766.
449. КЗП I 102086.
450. Сп.-дв.; КЗП 1 101707.
451. Сп. 8^,1, F —G, 3",3, общ. \i\ А — сп.-дв. 2214d, КЗП II 102863.
452. Дт = 2^,6, 42"; А и В (у1 Vel) — сп.-дв.; КЗП II 6619, ампл. 0*,2, затм ?
P==16d,23?.
453. Физ. сп. 6ОТ,5, 3",5; еще сп. (двойная: \\т и 12" на расст. 4") 10", 69",
общ. [х.
454. Аль Сухайль, дв., Дт=12", 17"; КЗП II 6689, ампл. 0",1, непр.? линии
Са II в эмиссии.
455. Сп.-дв., 116d,65.
456. Физ. сп. Дт = 4",1, 2",8.
457. Сп., Дт —7^,8, 37".
458 Сп., Дт=1",2, а=0",92, Р = 34а,1; комп. В = КЗП II 6723, ампл. 0",6.
4U0

459. КЗП II 6651, ампл. 0^,05.
460. Сп., 10*,8, 38".
461. Физ. сп., Лт = 0т,Ь, а = 0",32, Р=16а, А —сп.-дв. 10d,l.
462. Сп.-дв.
463. Опт. сп. 11*,2, 47".
464. Сп., 6ОТ,6, В8, 52", вероятно, общ. (j,; сп.-дв.: 6^,62 и 11»,2 на расст. 20".
465. Сп.-дв. Спутник звезды у2 на расст. 42".
466. Сп., Am = 8|Я,5, 27".
467. Сп.-дв., 74d,2.
468. Сп. - 8W, 7".
469. ADS 15268, сп. 11», 82\ общ. ц; опт. сп. Ат=6/л,0, 144"; КЗП I 102124.
470. Шеат, медленная неправ, перем., ампл. 0^,9. ADS 16483, Am = 7^,0, 264".
471. Макраб, КЗП I 102226.
472. Альгениб, перем. типа Р Цефея, ампл. 0m,02, P = 0d,15.
473. ADS 16211, Дт=7«,1. 91"; А —сп.-дв. 818d; КЗП I 102199
474. ADS 16182, /±т=8т,0, 64".
475. КЗП I 102151.
476. Сп.-дв. 10d,2.
477. ADS 14909, сп. 9я»,2, K0V, 36", общ. ц.
478. ADS15281,Am = 0<*,5,a = 0",22, Р=11а,5; А=сп.-дв. 5d,97; опт. сп. 10».8. 13*.
479. ADS 16261, физ. сп. 1И,7, 12".
480. Мирфак, КЗП I 100269.
481. Алголь, затм., ампл. 1ОТ,3, P = 2d,867; тройная сп. система P = 2d,87 и
1 а,783; сп. Дт = 8те,3, 82".
482. ADS 2843, 9^,3, 13", общ. \i; опт. сп. 9W,3, 92". КЗП 1 100363.
483. ADS 2888, сп.-дв. 8ОТ,3, В8, 9". Общ. \i. КЗП I 100363.
484. ADS 2324, сп.-дв. 5350d, сп. Дт = 7'*,7, 58".
485. КЗП I 100296.
486. Полу прав, перем., 33 d, ампл. 0mJ.
487. ADS 2738, Am = 8/л,0, 31"; КЗП I 100305.
488. ADS 2157, В = 8^,5, 28",6, общ. ji; сп. C = 9**, АО, 67W.
489. ADS 2368, опт. сп. Am = 9«,5, 24". КЗП I 100260.
490. ADS 2726, сп. 8я1,5, 1",0; А —сп.-дв. и элл. перем. с P = 4d,42 (два сп.),
ампл. 0от,03.
491. ADS 2202, сп., Am=6OT,6, 52"; А —сп.-дв. I515d,6; КЗП I 100243.
492. Медл. периодич. E5d?) или полупр. перем., ампл. 0т,01.
493. КЗП I 100364.
494. Непр. перем., ампл. 0тЛ', сп.-дв. 126d,6 (может быть также больший период),
495. ADS 2081, физ. сп. 10^,0, dM2, 18".
196. ADS 3071, сп. 12», 15", общ. ц,; А—сп.-дв. 283d и КЗП 11 6092, ампл.
0^,14, возм. цикл 2h20m?
497. Сп.-дв. 6270d.
498. КЗП I 100282.
499. ADS 2402, сп. 7л,0, а = 3",5, Р = 408а; КЗП II 6016, ампл. ~2т
500. Am = 8w,4, 51W.
501. Акубенс, ADS 7115, физ. сп. llw, 1Г',5. Вероятно, у? — колеб. блеска и
цвета на 0от,03—0^,06.
502. ADS 6967, опт. сп. Am = 8^,0, 46".
503. ADS 6988, физ. сп. Дт = 2'л,0, 31", обе перем.? А = КЗП I 101000.
504. ADS 6704, сп. 14W, 29", общ. ц.
505. Сп. 13™, 6",4, общ. (л.
506. ADS 1199, сп. И", 1"Д общ. jx; КЗП I 100120.
507. ADS 1615, физ. сп. Д/п = 0л,9, а = 2",66, Р=720а, оба комп. перем.? А =
= КЗП I 100159.
508. Сп. дв.
509. КЗП I 2825, амп. О'М4.
491

510. КЗП 1 101039.
511. ADS 7292, физ. сп. Ат*=2т,7, 2",8.
512. Ампл. ~ 0^,03.
513. ADS 5586, физ. сп. Am=lw,l. 0",9: опт. сп. С=13ОТ, 29\ сп. D = 9W,5,
207".
514. Альфека, затм. и сп.-дв. с P=17d,36, ампл. 0«.l. Еще один спектр. Период
2d,807.
515. Сп.-дв. 10а,5; магнитно-перем. с P=18d,5; АУ = 0да,04, P = 9d,25.
516. ADS 9757, физ. сп. Д/п = 3»,0, а=0",74, Р = 91а,0; сп.-дв. (два сп.); КЗП 1
101523.
517. ADS 9859, сп. \Зт, 2",2, общ. ja.
518. Дт = 8<я,6, 49".
519. Сп.-дв. 1911d,5.
520. &т = 8т, 14".
521. КЗП II 6073, ДК = 0*,15.
522 Антарес, ADS 10074, 6^,8, В4, 3",4, общ. р.; А—полуправ, перем. ампл.,
0*,9, 1733d.
523. Сп.-дв. 5d,6.
524. КЗП I 101607.
525. Дшубба.
526. Акраб, ADS 9913, физ. сп. В = 10/я, 1"; сп. С = Р2 Sco = 5mfl, 14", общ. р;
А — сп.-дв. 6d,8; КЗП I 101548.
527. Сп.-дв.
528 ADS 10009, Ат = 7т,0, 20",7; А —перем. типа рСМа, ампл. 0^,8, P = 0d,247,
сп.-дв. 34d,08.
529. ADS 9862, Am = 6m,Q, 51"; А —сп.-дв., ld,57 (два сп.); КЗП II 102882.
530. Am = 9w,4, 38"; А —сп.-дв.
531. Cjli2Sco (на расст. 346"), общ. [х; А — затм. (типа Р Лиры) и сп.-дв. ld,446,
ампл. 0от,3.
532. КЗП II 7523, ампл. — 0w,04.
533. ADS 9846, Am = 10*,5, 38".
534. ADS 9951, сп. 6ШД А; оба комп.—физ. да.: расст. 42", общ. и; А = 4Л,4,
и B = 6m,4, 1M; С = 6Й|,8 и 0 = 7^,8, 2".
535. КЗП I 101597.
536. ADS 9900 АВ, физ. сп., Am = 0OT,3, 45а,7; на расст. 281" двойная ADS 9Э10:
7да,4, G8V и 8*,1 K0V, 8", общ. ji и я; сп. С = 7|В>2, dG7, T\
А—сп.-дв. 44а,70.
537. КЗП I 101661.
538. КЗП I 101550.
539. КЗП II 8864, AF = 0m,03.
540. Сп.-дв. 3988d, КЗП I 101889.
541. ADS 12766, опт. сп. &m = 8m,8, 33?.
542. Каус Аустралис, Am=llw,3, 32",5.
543. Нунки.
544. ADS 11950, физ. сп. Am = 0OT,2, 0 = 0^,52; Р = 20а,8.
545. ADS 11264, Д/и=10«, 58".
546. Каус Бореалис.
547. Тройная: Дт —0л,1, 0",1 и сп. 6т,0 на расст. 0",4.
548. Сп.-дв.; КЗП I 101708.
549. Физ. en. 9m,2, 4",4; ДК = 0т,07.
550. Сп.-дв.
551. ADS 11996, Дт= 10^,0, 34",5.
552. ADS 11169, Дт = 5/Л,5, 49"; А —затм. (алголь) и си.-да. I80d,4, ампл, 0т,14.
553. Ат = 2*.9, A3, 29", общ. \i.
554. Сп.-дв.
555. Сп.-дв. 2d,l.
492

556. Альдебаран, ADS 3321, сп. B = 13W,5, dM2, 31"; КЗП II 6116, ампл. 0я ,2
557. Нат.
558. Альциона, Дт = Зте,3, 117".
559. Сп.-дв. 133d. КЗП I 633, ампл. 0т,07.
560. Сп.-дв. 141d, общ. \i с 01.
561. Сп. и затм. (алголь) дв. 3d,95, ампл.=0т,5; измен. Vr еще с Р —30d.
562. Сп.-дв. 1655d; КЗП I 100272.
563. Атлас, ADS 2786, Am = 3w,0, 0",6; сп.-дв.; КЗП 1 100333.
564. КЗП II 102439.
565. Электра.
566. Сп.-дв. (два сп.)
567. КЗП II 102443, ампл. ~0"*,1.
568. Общ. fi с б2.
569. Майя.
570. Сп.-дв. 960d.
571. Ампл. ~0'л,1:
572. ADS 3317, сп. 8«.5, 69", общ. р,; А —сп.-дв. 3d,57, КЗП I 100396.
573. Сп.-дв.
574. ADS 3206, физ. сп. Дт = 4от,5, Г',5; сп. \\т, 80", общ. ja.
575. Сп.-дв. ld,505.
576. Тайгета.
577. Сп.-дв.
578. Сп.-дв. 31d,4 (два сп.).
579. Сп.-дв. ld,74.
580. Сп.-дв. 4l97d,7; астрометр. дв. а = 0\05.
581. Шестерная звезда; р1 —сп.-дв.; сп. 14Ш, 2"; E2—физ. дв. DW,8, A2 IV—V и
6^,0, а = 0",411, Р = 43а,07) на расст. 27" от Р1, общ. \i) еще сп. 5'л,2, А2
(дв. с Ат = 0/я,4, 0",1) на расст. 1Г, общ. ц, Vr и я.
582. Сп.-дв. 3849d; астрометр. дв., а = 0",07.
583. Физ. сп. Дт = 0лД Г',4; КЗП I 100087.
584. Сп.-дв. 193d,8; КЗП II 5925, ампл. 0^,08.
585. Д/п = 2даД р = 0",8, общ. \i\ А—~сп.-и затм. дв. ld,67, ампл. 0от,5; еще сп.
7т, 6", общ. \i.
586. Сп.-дв.; КЗП II 5951, ампл. 0^,12.
587. Ампл. ~0w,05.
588. КЗП II 6903, ампл. 0^,04.
589. Am = 7m,8, 31/;.
590. Альдерамин, ADS 14858, Ат = 7т,8 209".
591. КЗП I 102274.
592. Альфирк, ADS 15032, сп. 7т,&, А4п, 14;/; А — перем. типа р СМа, ампл. 0я1,05,
P=0d,190.
593. Сп.-дв.; КЗП 1 102155.
594. ADS 14276, Am = 7m,7, 100".
595. ADS 15271, Am = 8m,3, 20"; А —сп.-дв. и полупр. перем. с периодами 750d и
4675d, ампл. Кл,5.
596. Перем. типа б Set.
597. Сп.-дв. (два сп.) 840d,6.
598. КЗП I 102128.
599. ADS 15600, физ. сп., Am=lOT,9, 7",6 (сп. dF7); А —сп.-дв.
600. ADS 15987, 6'«,3, В7 IV, 4Г', общ. jh; А —цефеида (прототип) 5d,366, ампл.
0«,8.
601. ADS 13524, физ. сп. 8я, 7'г,6.
602. ADS 16538, физ. сп. 7|Я,0, а = 0",84, Р = 150а; А—сп.-дв. 556d,2.
603. Физ. сп. 8й,8, К5 V, 18".
604. Физ. дв. Дт = 0^,2, Г\6.
493

605 Алькес.
606 ADS 8153, физ. сп. 9й, 5",2, общ. |Х.
607 КЗП I 101738.
608. Сп.-дв. 834d.
609. Ахернар.
610. КЗП I 100450.
611. Дв.: 3«,4, A3V и 4|Я,4, А2, 8", общ. ц; сп.-дв. (два сп.); КЗП I 100250.
612. ADS 2904, Am = 9"*,5, 53". КЗП II 6066, ДУ = 0да,03.
613. Am = 4^,6, 86".
614. Физ. дв., Am=l^,0, 0",6; А —сп.-дв 5d,01 (два сп.)
615. Сп. 11я, 6",2, общ. р.
616. ADS 2472, физ. сп., Am = 6да,0, 6",0; опт. сп 11«, 40"; КЗП II 6025,
ампл. 0^,06.
617. Сп.-дв. 17d,9.
618. КЗП I 100247.
619. Дв., Д/я = 4я*|0, Г',3.
620. Перем. типа р СМа, 0d,1735, ампл. 0^,2; Vr измен, с P = 0d,19.
621. Сп.-дв.
622. КЗП I 100453.
623. Физ. дв., Am = 0^,5, 8",6; оба комп., вероятно, перем., А —КЗП I 100352.
624. Сп.-дв. 6d,22 (два сп )
625. ADS 3380, Am = 0^,3, 0",4; КЗП I 100402, ДУ = 0«,07.
626. КЗП II 6050, ампл. 0^,08.
627. ADS 3093. Тройная: 4^,5 и двойная (9^,2, А и 11^,0, Мб, на расст. 3",
248а) на расст. 82", общ. \i.
628. ADS 2850, физ. дв., Am=lOT,3, 7",0.
629. КЗП I 100395.
630. КЗП I 100028.
631. Физ. дв. Ат^О^О, одинак. спектры, а = 2",07, Р=119а,3.
632. (Акрукс), Ат = 0"*,5, 4",4; А —сп.-дв. 59d,3; В —сп.-дв. 56d.
633. Дт=10|ЯД С5—С7 (в сист. МК), 44//; А —перем типа р СМа, 0d,25, ампл.
0^,07.
634. Опт. сп. 6я»,4, А2, 111"; КЗП I 101285, ампл. 0«,06.
635. КЗП II 6902, ампл. 0^,06.
636. КЗП I 1849, ампл. 0^,6, неправ.?
637. Д/я=1л,2, 35", общ. \л.
638. Am =10да,0, 34".
639. Am = 5OT,7, 44", сп.-дв.
640. Am = 9OT,3, 4",5; сп.-дв. (два сп.) 24d,5.
641. Фомальгаут.
642. Сп. 10», G3, 5",5, общ. \х.
643. Am = 3'",4, 30", общ. ^х.
644 Дт = 7/в,0, 20"; сп.-дв. (два сп.).
645. Физ. сп. 8Л,5, 4",5, КЗП 1 102214.
646. КЗП II 102765.
647. Am = 7«,5, 30".
648. Am = 4«,7, A5, 83".
649. ADS 16021, опт. сп. Am = 8*f0, 36*.
650. Сп.-дв.; КЗП I 102179.
651. ADS 15758, опт. сп., Ат = 6«,0, 29"; А —сп -дв.; КЗП 1 102156.
494

ТАБЛИЦА 51
Список звезд ярче V = 4m,52, расположенных в порядке возрастания
прямых восхождений.
(Найдя обозначение звезды и ее звездную величину, обратитесь к габл 61,
где приведены другие данные о звездах, здесь указана лишь
переменность (v) звезды, либо подозрение на переменность (у?))
Коордичаты
а 1950
h m
00 05,8
06,5
06,9
10,7
12,1
15,7
16,9
17,5
23,2
23,7
23,8
29,3
30,1
34,2
34,2
35,9
36,6
37,7
41,1
42,0
44,7
46,1
46,1
53,7
54,0
54,5
56,2
01 00,3
01,5
03,9
06,1
06,3
06,6
06,9
08,0
08,9
21,5
22,5
26,2
28,8
29,2
33,9
34,9
35,5
38,8
40,5
6 1950
+28°49'
+58
—46
+ 14
-19
+36
—09
-65
—77
—43
—42
—63
+62
+53
+33
+29
+30
+56
— 18
+48
+24
+57
+07
+60
+38
+23
—29
+07
+85
-46
— 10
—55
+46
+35
+54
+29
-08
+59
—43
+ 15
—49
+41
+48
—57
+05
+50
52
01
54
13
30
06
10
32
57
35
14
39
37
27
02
35
16
16
00
00
33
19
27
24
09
38
37
59
59
27
31
59
21
53
49
26
59
34
05
20
09
23
29
14
26
V
т
2,06
2,27
3,88
2,84
4,46
4,52
3,55
4,23
2,80
3,94
2,40
4,36
4,16
3,66
4,36
4,38
3,28
2,23
2,02
4,50
4,06
3,44
4,44
2,39
3,87
4,42
4,31
4,28
4,26
3,31
3,45
3,94
4,25
2,05
4,34
4,51
3,59
2,68
3,41
3,62
3,95
4,10
3,57
0,47
4,44
4,06
У?
У
У?
У?
у?
У?
У?
У?
У?
У
У
У^
У?
У
У?
У
У?
У?
У
Название
21
И
88
7
25
8
15
17
29
30
31
18
16
22
34
24
63
27
37
38
71
2
31
42
43
33
45
37
99
50
51
106
a And
pCas
s Phe
Y Peg
Cet
о And
i Cet
CTuc
P Hyi
xPhe
a Phe
61 Tuc
x Cas
?Cas
n And
s And
6 And
a Cas
pCet
о Cas
I And
r\ Cas
6 Psc
Y Cas
|л And
r\ And
a Scl
e Psc
UMi
P Phe
ц Cet
? Phe
Ф And
p And
GCas
x Psc
GCet
6 Cas
Y Phe
T] Psc
6 Phe
v And
And
a Eri
v Psc
ф Per
Координаты
a1950
h m
01 41,7
42,8
48,8
49,0
50,2
50,8
50,8
51,6
51,9
54,0
57,2
57,6
57,8
59,1
59,5
02 00,8
04,3
06,6
10,3
14,3
14,7
16,8
20,9
24,9
25,2
25,5
36,9
38,7
38,8
40,7
40,8
41,7
42,2
42,8
44,9
47,0
47,0
47,0
47,4
50,7
54,0
56,4
59,7
03 00,2
01,2
02,0
6 1950
—16°12'
+08 54
f 89 02
— 10 35
-j-29 20
+63 26
+ 19 03
—46 33
+20 34
—51 51
—61 49
—21 19
+70 40
+72 11
+02 31
+42 05
+23 14
+34 45
+08 37
+33 37
—51 45
-03 12
—68 53
+67 11
—47 56
+08 14
+00 07
—40 04
—68 29
+03 02
+49 01
— 14 04
+09 54
-18 47
+29 02
—32 37
+55 41
+27 03
+38 07
+52 34
—09 06
—40 30
+03 54
—23 49
+53 19
+38 39
v
m
3,50
4,26
2,02 у
3,72 у?
3,42
3,38 у?
3,88 Ф
4,41 у?
2,65 у?
3,70 у?
2,86
4,01
4,50
3,98
3,82 у?
2,10
2,00 у?
3,00
4,37
4,01
3,56
2,0 у
4,08
4,51 у
4,25
4,29
4,06 у
4,11
4,10
3,47
4,13
4,25
4,27
4,46
4,51
4,46
3,77
3,63 у?
4,23
3,95 у?
3,87 у?
2,91 у?
2,53 у?
4,09
2,93
3,39 у
Название
52
110
1
ЪЪ
2
45
5
6
59
18
50
113
57
13
4
65
9
68
73
82
86
13
89
87
1
39
15
41
16
18
3
92
11
23
25
т
0
a
t
а
8
Y1'
р
1
а
V
А
а
a
Р
?i
Y
Ф
0
б
i
к
I2
б
i
8
Y
0
п
М-
х1
Р
Г)
с
X
01.
a
X3
Y
Р
Cet
Psc
UMi
Cet
Tri
Cas
2 Ari
Phe
Ari
Eri
Hyi
Cet
Cas
Cas
Psc
2 And
Ari
Tri
Cet
Tri
Eri
Cet
Hyi
Cas
Eri
Cet
Cet
Eri
Hyi
Cet
Per
Cet
Cet
Eri
Ari
For
Per
Ari
Per
Per
Eri
2 Eri
Cet
Eri
Per
Per
495

Продолжение табл. 54
Координаты
а 1950 !
h m
03 04,9
05,4
06,1
08,8
09,9
17,3
17,3
17,9
20,7
22,1
24,5
25,0
27,0
28,1
30,6
31,6
32,9
34,3
39,4
40,9
41,2
41,8
41,9
42,2
42,8
43,4
43,6
43,8
44,5
44,7
44,9
46,2
46,7
47,6
48,0
51,0
51,8
54,5
55,7
55,7
57,9
04 00,2
Ю,5
01,7
02,8
05,0
09,4
Н,2
6 1950
+40°46'
+49
+44
+ 19
-29
—21
+28
-43
+49
+08
+09
+59
+47
+ 12
-09
—21
+48
+00
+47
-09
+32
+42
+23
+24
+24
+23
—64
— 12
+23
—23
+65
+29
—37
—36
—74
+31
-03
+39
-13
+35
+ 12
—62
+05
+21
+50
+47
—06
+48
25
40
32
11
56
52
16
41
51
34
46
49
46
38
48
02
15
38
56
08
25
57
19
13
48
58
15
57
24
22
54
46
21
24
44
06
52
39
39
21
18
51
57
13
35
58
17
V
т
2,12
4,05
3,77
4,34
3,85
3,70
4,47
4,27
1,80
3,60
3,75
4,21
4,35
4,10
3,73
4,28
4,23
4,28
3,01
3,54
3,83
3,77
3,70
4,30
3,87
4,18
3,84
4,42
2,87
4,23
4,48
3,62
4,27
4,17
3,23
2,85
4,45
2,89
2,94
4,04
3,41
4,51
3,91
4,37
4,29
4,03
4,05
4,14
V
V?
V?
V?
V?
V?
V?
V?
V?
V?
V
V?
V?
V?
и?
У?
V?
О?
V?
V
V?
V
V?
Название
26
27
57
16
999
33
1
2
35
35
5
18
19
37
10
39
23
38
41
17
19
20
23
26
25
27
27
44
32
45
34
46
35
38
37
47
38
51
Р
i
X
6
а
X1
*)
е
а
о
1
о
f
е
X1
6
6
о
V
q
Р
ц
X
1
g
W
е
У
1
1
У
V
Per
Per
Per
Ari
For
1 Eri
Ari
Eri
Per
Tau
Tau
Cam
Per
Tau
Eri
> Eri
Per
Tau
Per
Eri
Per
Per
Tau
Tau
Tau
Tau
Ret
Eri
Tau
3 Eri
Cam
Tau
Eri
Eri
Hyi
Per
Eri
Per
Eri
Per
Tau
Ret
Tau
А1 Таи
А,
Per
MX Per
о1 Eri
И-
Per
Координаты
a 1950
h m
04 12,3
12,8
13,0
13,8
14,7
15,6
16,0
16,9
20,0
22,2
22,4
22,6
23,3
2J,5
25,7
25,7
25,8
31,5
32,9
32,9
33,0
33,2
33,6
33,8
35,4
35,9
36,2
38,3
38,9
39,2
43,0
47,1
47,9
48,5
49,2
50,4
51,6
53,3
53,6
53,7
56,0
58,4
59,0
59,0
05 03,0
03,3
05,4
06,8
0 1950
—42C
+08
—07
—62
—51
—59
—33
+ 15
+ 17
—34
+22
+ 17
+22
+ 15
+ 19
+ 15
+ 15
-29
+ 10
—55
+ 16
+41
—30
—03
+ 12
— 14
—62
—19
—41
+22
-03
+06
+08
+05
+66
—05
+02
+53
+ 13
+33
+01
+43
+41
+60
+41
—22
—05
—08
25'
46
44
36
37
25
55
31
26
08
11
49
42
30
04
51
46
52
04
09
25
10
40
27
25
24
11
46
58
52
21
52
49
31
16
32
22
40
26
05
38
45
00
22
10
26
09
49
V
m
3,86
4,30
4,44
3,34
4,24
4,44
3,56
3,65
3,76
3,96
4,22
4,28
4,28
4,50
3,54
3,83
3,39
4,51
4,26
3,26
0,86
4,27
3,82
3,92
4,27
3,87
4,41
4,34
4,45
4,29
4,02
3,19
4,35
3,68
4,29
4,40
3,73
4,47
4,06
2,69
4,46
2,99
3,73
4,03
3,18
3,19
2,79
4,27
V?
v>
V?
V?
V?
V?
V
V
V?
V?
V?
V?
v>
V
V
0?
u?
V?
V?
Название
49
40
41
54
61
43
65
68
69
71
74
77
78
50
88
87
58
52
48
90
53
54
94
57
1
2
3
9
61
8
7
9
3
10
7
8
10
10
2
67
69
а Ног
u Tau
o2 Eri
a Ret
у Dor
e Ret
яз4 Eri
у Таи
6 Таи
гз3 Eri
х Таи
Таи
v Таи
Таи
8 Таи
В1 Таи
В2 Таи
v1 Eri
d Таи
a Dor
а Таи
e Per
и2 Eri
v Eri
с1 Таи
1 Eri
R Dor
Eri
a Cae
t Tau
\i Eri
jx3 Ori
я2 Ori
я4 Ori
a Cam
со Eri
jx6 Ori
Cam
o2 Ori
i Aur
jx6 Ori
e Aur
? Aur
P Cam
t] Aur
8 Lep
P Eri
I Eri
*) Курсивные номера перед обозначением созвездия — это номера BS (см. стр. 381).
49а

Продолжение табл. 51
Координаты
а 1950
h m
05 10,
10,
10,
ю,
12,
13,
15,
17,
21,
22,
22,
23,
26,
28,
29,
29,
29
30
32
32
33
33
33
34
34
36
37
38
42
44
44
45
45
46
48
48
49
49
51
52
54
55
55
55
56
56
57
57
59
06 01
04
09
0
7
7
9
1
0
2
3
5
0
4
1
1
1
3
4
4
5
1
4
0
2
7
2
,7
2
,8
2
4
,7
,7
,4
\\
,0
,9
,2
,2
,4
,5
,1
,4
,8
,9
,2
,3
,5
,6
,6
,1
,7
,1
0 1950
—11°56'
+02 48
—16 16
—13 00
—08 15
+45 57
—06 54
— 13 14
—07 51
-02 26
+06 18
+28 34
—20 48
+05 55
+ 18 33
—35 30
—00 20
— 17 51
+09 27
+09 54
—06 56
—62 31
—01 14
+09 16
+21 07
—02 38
—34 06
—01 58
—22 28
—65 45
—14 50
—09 41
+39 10
—51 05
+39 08
—56 11
-20 53
—35 47
+20 16
+07 24
— 14 И
+54 17
—35 17
+44 57
+45 56
+37 13
—02 05
—42 49
+09 39
+23 16
+ 14 47
+ 14 13
V
т
4,
4,
з,
4,
0,
0,
з,
4,
4,
з,
1,
1,
2,
4,
4
3
2
2
4
3
2
3
1
4
3
3
2
1
3
4
3
2
4
3
3
4
3
3
4
0
3
3
4
1
4
2
4
3
4
4
4
4
44
45
29
36
13
08
59
29
12
35
64
65
84
20
35
87
24
57
41
39
77
40
69
09
,03
,80
,64
,77
,60
,34
,55
,05
,50
,84
,97
,50
,85
,12
,41
,42
,72
,72
,36
,90
,25
,65
,52
,96
,13
,15
,42
,48
V?
и?
О?
V?
V
V?
v7
V
V
V?
V?
V
V?
V?
V?
V
V
V?
V?
ttf
Название
3
17
5
4
19
13
20
6
29
28
24
112
9
32
119
34
11
37
39
44
46
40
123
48
50
13
14
53
29
32
15
54
58
16
33
34
35
37
i Lep
р Ori
(X Lep
х Lep
P0ri
a Aur
tOri
К Lep
e Ori
ц Ori
у Ori
P Tau
P Lep
A Ori
CE Tau
8 Col
6 Ori
a Lep
Ф1 Ori
Я Ori
i Ori
P Dor
e Ori
Ф2 Ori
С Tau
a Ori
a Col
?Ori
у Lep
6 Dor
I Lep
x Ori
т Aur
P Pic
v Aur
у Pic
6 Lep
PCoI
XxOri
a Ori
x\ Lep
6 Aur
у Col
p Aur
л Aur
Э Aur
2113 Ori
61
1
67
70
f|Col
[xOri
Gem
v Ori
I Ori
Координаты
a 195C
h m
06 11,
12,
12,
14,
15,
18,
19,
20,
20,
21,
22,
26,
26,
26,
29,
30,
33
34
34
35
36
40
41
42
42
45
47
48
48
48
49
51
52
53
53
56
59
07 01
01
01
06
08
09
09
И
12
12
12
15
15
16
16
9
2
4
8
2
4
9
3
5
1
8
0
3
4
8
2
9
5
8
7
2
9
2
5
9
3
7
0
,7
8
,5
9
,1
,0
,9
,7
,7
,1
,1
,5
,4
,0
,2
,3
,1
,0
,2
,8
,2
,4
,6
,6
6 1950
+22°ЗГ
+29
-06
—35
+59
—30
+22
—33
—17
+04
—52
+20
—32
—07
—23
+07
-52
— 19
+ 16
-18
—43
+25
+ 13
+ 12
— 16
+02
-61
—32
—50
—53
+34
—11
—24
+58
— 16
—28
—27
+20
-23
— 15
—26
+30
—70
—00
—46
—44
—26
—26
+ 16
—37
—24
—24
31
15
07
02
02
32
25
56
37
40
15
33
00
23
22
56
13
27
12
09
11
17
57
39
28
53
27
33
34
01
58
07
29
59
54
52
39
46
33
19
20
25
24
40
33
16
41
38
00
28
52
v
m
3,28
4 35 и?
3,96
4,37 у?
4,48u?
3,02
2,87
3,85
1,97 у
4,31
—0,73
4,14
4,48
3,76
4,33u
4,50
4,38
3,92у?
1,92
4,42
3,17
2,98
4,49
3,36u?
-1,46
4,46
3,26
3,95 v?
2,92
4,40
3,60
4,08
3,92 vl
4,35
4,37 и?
1,50
3,43 V?
3,7у
3,01
4,12
1,84 у?
4,40 у?
3,61 v?
4,15
4,49
3,1»
4,3и
3,82 у
3,58
2,70 v?
4,5»?
4,40 и?
Название
44 х Aur
7 т] Gem
5 у Моп
xCol
2 Lyn
1 ?СМа
13 ix Gem
б Col
2рСМа
8 еМоп
а Саг
18 v Gem
>.СМа
И р Моп
4|1СМа
13 Моп
NCar
7 v* CMa
24 у Gem
8 v3 CMa
v Pup
27 e Gem
30 Gem
31 6 Gem
9 a CMa
18 Mon
a Pic
13 x CMa
t Pup
A Car
34 G Gem
14 6 CMa
16 ol CMa
15 Lyn
20 i CMa
21 8 CMa
22 a CMa
43 t Gem
24 o2 CMa
23 у CMa
25 6 CMa
46 t Gem
ya Vol
22 6 Mon
I Pup
L2 Pup
27 EW CMa
28 со CMa
54 X Gem
я Pup
29 UW CMa
30 т CMa
497

Продолжение табл. 51
Координаты
I
а 1950
h m
07 16,9
17,1
22,1
22,6
24,4
25,4
25,9
27,6
31,4
31,9
32,8
36,7
36,8
38,9
40,2
41,4
41,8
42,3
42,4
43,5
46,0
47,2
47,7
50,5
50,9
51,8
54,7
55,5
08 00,0
01,8
05,4
06,1
06,8
07,8
08,0
08,0
09,6
12,3
13,8
16,7
19,4
19,8
21,5
22,2
23,2
25,2
26,1
35,0
35,9
36,1
38,1
0 1950
-67е
+22
-29
+27
+08
+09
+31
—43
+32
—22
+27
+05
—26
—09
+29
+24
—28
+28
—72
-37
-25
—24
-46
—40
-38
—47
—22
-52
+02
—39
—24
-02
— 19
—68
—47
—47
-39
—40
+09
-36
+43
—76
—59
—77
-03
-65
+60
+05
—42
+03
-35
52'
05
12
54
24
14
53
12
00
11
01
21
41
26
00
31
50
09
29
51
49
44
15
27
44
58
45
51
28
52
10
50
06
28
12
12
28
12
20
30
21
46
21
19
45
58
53
53
49
31
08
V
т
3,97
3,53
2,44
3,79
2,89
4,30
4,18
3,25
1,58
4,45
4,06
0,37
3,80
3,93
4,29
3,57
3,95
1,14
3,94
3,61
4,52
3,35
4,11
3,73
4,49
4,24
4,20
3,46
4,38
2,25
2,81
4,32
4,40
4,34
4,27
1,83
4,45
4,44
3,53
4,45
4,25
4,06
1,85
4,34
3,90
3,76
3,36
4,14
4,14
4,43
3,98
V?
и?
У?
V?
V?
У?
и?
V?
V?
V?
V?
V?
V?
Название
6 Vol
55 6 Gem
31 т] СМа
60 i Gem
3 р CMi
4 у CMi
62 р Gem
a Pup
66 а1,2 Gem
2906 Pup
69 i) Gem
10 а CMi
к Pup
26 a Mon
75 a Gem
77 x Gem
3 Pup
78 p Gem
С Vol
с Pup
о Pup
7 I Dup
P Pup
a Pup
b Pup
J Pup
11 e Pup
X Car
GCMi
I Pup
15 p Pup
29 I Mon
16 Pup
e Vol
Y1 Vel
y2 Vel
h1 Pup
h2 Pup
17 p Cnc
q Pup
31 Lyn
a Cha
e Car
9 Cha
30 Mon
P Vol
1 о UMa
4 6 Hya
e Vel
5 a Hya
P Pyx
Координаты
1
a 1950
h m
08 38,9
39,0
39,5
40,6
41,6
41,6
41,8
42,6
43,3
43,7
44,0
44,1
44,3
45,8
48,4
52,8
53,9
55,8
55,8
57,4
58,2
09 00,2
01,7
02,4
05,0
05,4
06,2
09.6
10,1
11,8
12,7
14,8
15,7
15,8
18,0
20,6
21,7
25,1
27,2
27,6
28,7
28,9
29,5
29,7
30,1
31,6
33,0
35,0
37,3
38,5
43,0
6 1950
-52е
-46
—59
+03
— 13
—33
+ 18
-42
—54
+28
— 13
—06
—45
+06
-27
+06
-60
+ 12
+48
+41
-51
+47
-66
-46
72
+51
—43
-58
-62
+02
—69
-57
+37
-59
+34
-54
+26
—08
—35
+63
—40
+23
+51
-56
+81
+52
—59
—49
—00
+ 10
+24
45'
28
35
35
22
00
20
28
31
57
22
36
51
U
31
08
27
03
14
59
04
21
12
54
24
48
14
46
07
32
31
20
01
04
36
48
24
26
44
17
15
11
54
49
33
16
00
08
55
07
00
V
m
3,60y?
3,83 v?
4,32 o?
4,30y?
4,32
3,69 y?
3,94
4,07
1,96
4,02 u?
4,32
3,38
3,91
4,37
4,01
3,10
3,84
4,26y?
3,14u?
3,97
4,45
3,60
4,00
3,75
4,47
4,48
2,21 v?
3,43u?
3,96
3,88 v?
1,68
4,34 u?
3,82
2,24 ц?
3,13 и?
2,50
4,46 у?
1,97 у?
4,51
3,67 и?
3,60 и?
4,31 о?
3,18
3,12
4,30
4,51
4,08
4,35
3,91 и?
3,52
2,98
Название
о Vel
b Vel
d Car
7 -л Hya
D Hya
a Pyx
47 6 Cnc
d Vel
6 Vel
48 i1 Cnc
12 D Hya
11 8 Hya
a Vel
13 p Hya
У Pyx
16 ? Hya
с Car
65 a Cnc
9 i UMa
10 UMa*)
w Vel
12 x UMa
a Vol
с Vel
G Car
15 f UMa
A, Vel
a Car
i Car
22 9 Hya
P Car
g Car
38 Lyn
i Car
40 a Lyn
к Vel
1 и Leo
30 a Hya
8 Ant
23 h UMa
я|> Vel
4 X Leo
25 9 UMa
N Vel
3751 Cam
26 UMa
h Car
M Vel
35 t Hya
14 о Leo
17 8 Leo
*) Перешла в созвездие Рыси в связи с уточнением границ созвездий, но сохранила
традиционное обозначение.
498

Продолжение табл 51
Координаты
а1950
h m
09 43,9
45,9
47,5
49,1
49,9
55,1
10 04,5
04,6
05,3
05,4
05,7
08,2
12,6
12,6
13,9
14,1
15,4
17,2
19,0
19,4
23,4
23,7
24,9
25,0
26,0
30,2
30,2
33,7
34,9
35,2
37,3
41,2
43,1
44,6
45,3
47,2
50,5
51,5
52,9
57,3
57,9
58,8
59,7
11 00,7
06,4
06,9
09,2
11,5
11,6
14,1
15,5
15,8
61950
-62° 17'
—64
+59
— 14
+26
54
+35
+ 17
+ 10
—00
+ 12
-12
-69
—41
+23
+43
—61
+20
—55
+41
—73
— 16
—30
+36
—58
+09
—61
—57
—78
—47
—55
—64
—59
—49
—80
— 15
+34
—58
+25
— 18
—41
+56
+20
+62
-58
+44
—22
+20
+ 15
—03
+31
+33
50
16
37
15
20
29
00
15
08
13
06
47
52
40
10
05
06
47
45
47
35
49
58
29
34
26
17
21
58
21
08
25
09
17
56
29
35
01
02
57
39
27
01
42
46
33
48
42
23
49
22
п
з,
2,
з,
4,
з,
з,
4,
3,
4,
4,
1,
3,
з,
з,
з,
з,
з,
1,
4,
3
3
3
4
4
3
3
3
4
4
3
4
2
—0
2
4
3
3
3
4
4
4
2
4
1
3
3
4
2
3
4
3
3
V
i
40 и
96
81
И
88
53
49 у?
53 у
37
50
35 у?
61
31
85
44
45
42 у?
98 у
50
05 у?
98?
79
25 у?
21
82 у?
85 у?
28 у
45
Юу?
84
,27
,76
8 у
,69
,45
,П
,80
,78 у?
,32
,07
,39
,37 у?
,42
,79 у >
,9 у?
,01
,48
,56 у?
,35
,47
.79
,48
Название
29
39
24
21
30
31
15
32
41
36
33
41 "
34
42
31
47
46
54
7
48
60
50
52
11
68
70
74
53
54
1
и
D
и1
ф
*П
А
а
а
X
[0
1
q
[X
Car
Car
UMa
Hya
Leo
Vel
LMi
Leo
Leo
Sex
Leo
Hya
Car
Vel
Leo
UMa
Car
1 Leo
Vel
UMa
I Car
a
p
s
P
p
r
T
p
X
e
Ц
Iх
6
V
Hya
Ant
LM
Car
Leo
Car
Car
Cha
Vel
Vel
Car
Car
Vel
2 Cha
Hya
LMi"
u
a
i
p
b
a
X
P
e
ф
I
V
Car
Leo
Crt
Vel
UMa
Leo
UMa
Car
UMa
Crt
Leo
Leo
Leo
UMa
UMa
Координаты
i
a 1950 |
h r
1 16,
18,
18,
21,
22,
28,
30,
33,
34,
43,
43,
43,
44,
46,
47,
48,
48
50,
51,
12 00
02
04
05
05
05
07
09
12
13
13
14
15
15
17
18
23
24
25
27
28
29
29
31
31
31
34
35
38
39
43
44
50
n
8
6
7
3
4
5
5
5
4
2
3
4
1
5
2
1
6
4
2
5
7
3
5
8
8
5
0
5
0
2
8
4
7
3
6
8
4
,3
,3
,4
,5
,5
,4
,4
,8
,2
,0
,7
,1
,2
,8
,3
6 1950
— 14°
+06
—54
+ 10
-17
+69
-31
-62
—00
—66
+06
+48
—60
+ 14
—63
+02
—44
-33
+53
—63
+09
-64
-50
-50
—24
-22
-52
—58
+57
-17
-67
—79
—63
—00
—60
—62
+28
-49
-16
-56
—71
— 15
+70
+41
-23
-68
—48
—48
—01
—67
-59
-48
30'
18
13
48
25
36
35
45
33
27
49
03
54
51
31
03
54
38
58
02
01
20
23
27
27
20
05
28
19
16
41
02
44
23
08
49
33
57
14
50
51
55
04
38
07
52
16
41
Г1
50
25
40
V
m
3,
4,
3,
3,
4,
3,
3,
3,
4,
3,
4,
3,
4,
2
4,
3
4
4,
2
4
4
4
4
2
4
2
3
2
3
2
4
4
4
3
3
0
4
3
2
1
3
4
3
4
2
2
3
2
2
3
1
4
56
05
88
94 y?
08
85 v>
54
13
30
64(y?)
04 iP
72 y?
10
14 y?
31
60
46
28
44 y?
32
12
14
47
65 y?
02
98 y?
96
82 y?
31 u?
58 y?
16 У?
25 y?
04
,90y?
,58y?
,79
,37
,91
94 y?
,62y?
,86
,32y?
,89y?
,27
,64 y?
,71 y?
,86
,17
,74y?
,04
,23 у
,33
Название
12 6 Crt
77 a Leo
я Cen
78 i Leo
15 у Crt
1 A, Dra
I Hya
A, Cen
91 v Leo
I Mus
3 v Vir
63 x UMa
4522 Vel
94 p Leo
j Cen
5 p Vir
В Cen
P Hya
64 у UMa
01 Cru
9 о Vir
t] Cru
4618 Cen
6 Cen
1 a Crv
2 e Crv
p Cen
6 Cru
69 6 UMa
4 у Crv
s Mus
P Cha
t Cru
15 л Vir
8 CrU
a1,2 Cru
15 у Com
a Cen
7 6 Crv
Y Cru
у Mus
8 т| Crv
5 x Dra
8 p CVn
9 p Crv
a Mus
t Cen
у Cen
29 у Vir
P Mus
P Cru
e Cen
499

Продолжение табл. 51
Координаты
а1950
h m
12 50,7
51,6
51,8
53,1
53,7
58,8
59,7
13 04,0
07,4
09,5
16,2
17,8
20,6
21,9
21,9
22,6
23,2
27,0
28,1
32,1
36,7
42,8
44,9
45,6
46,5
46,5
46,6
47,1
48,9
52,3
54,4
55,2
55,6
58,6
59,1
14 00,3
03,0
03,0
03,5
03,7
10,2
13,4
13,4
14,5
16,2
16,4
16,8
17,5
18,7
19,9
23,0'
23,5
б1950
—39°54'
-56
+56
+03
+38
—71
+11
-49
—05
+28
—22
—36
—64
+55
+55
— 10
+55
—23
-39
-00
—53
—32
+ 17
+49
—41
—34
—42
+ 16
-32
+ 18
-47
—41
—44
—45
+01
-60
—40
+64
—26
—36
— 10
+ 19
—06
+46
—45
— 13
—56
—37
—83
39
—45
-4-52
54
14
40
35
17
44
38
16
08
54
27
17
11
11
54
15
01
09
20
13
48
42
34
26
12
14
03
45
39
03
51
34
22
47
08
56
37
27
08
03
27
46
19
50
09
09
39
26
17
09
05
т
4,27
4,03
1,77 у
3,38 у?
2 84 и
3,61
2,84 у?
4,27
4,38
4,26
3,00 и?
2,73
4,52
2,06 у?
3,95 и?
0,97 и
4,02 у?
3,5 v
3,88 и?
3,38
2,30
4,23
4,50 ?
1,86 и?
3,41 и?
4,19 и?
2,94и
4,07 у?
4,32
2,68
2,55
3,83 у?
3,87
4,34
4,26
0,59
4,36
3,65 у?
3,28
2,06
4,21
—0,05 у?
4,09 и?
4,18 и?
3,55 о?
4,52 и?
4,32
4,05
4,31
4,42
4,35
4,06 и?
Название
77
43
12
47
51
43
46
79
67
80
79
1
4
85
2
5
3
8
93
11
49
5
98
16
99
19
100
1
•
23
п Сеп
u Cru
е UMa
6 Vir
a2CVn
6 Mus
е Vir
?2 Cen
9 Vir
p Com
V Hya
i Cen
m Cen
?AUMa
"B UMa
a Vir
g UMa
RHya
d Cen
I Vir
8 Cen
Cen
t Boo
x\ UMa
v Cen
g Cen
li Cen
и Boo
к Сеп
T] Boo
t Cen
Ф Cen
и1 Cen
d2 Cen
t Vir
P Cen
X Cen
a Dra
я Hya
6 Cen
x Vir
a Boo
t Vir
X Boo
i Lup
Я Vir
v Cen
ф Cen
6 Oct
a Cen
t2 Lup
9 Boo
Координаты
a1950
h m
14 27,6
29,2
29,7
30,1
32,3
32,5
34,5
36,2
38,4
38,6
38,8
38,8
40,4
40,6
41,6
42,8
43,7
47,3
48,1
48,4
50,8
54,6
55,2
55,9
00,1
00,4
1501,1
01,7
05,5
08,4
08,7
13,5
13,6
14,2
14,3
14,8
15,0
18,1
18,6
19,3
19,4
20,8
22,6
23,8
25,8
30,9
31,8
32,1
32,4
32,6
32,7
34,0
61950
+75
-50
+30
+38
—41
+29
—49
-60
—64
—47
+ 13
—37
—05
—34
—78
+27
+02
-27
— 15
—43
+74
-04
-42
—41
+40
+02
-25
—46
-45
—48
-51
+33
—58
—68
-09
-29
47
—40
-36
—44
-59
+72
+37
4-59
+29
+31
—41
—66
+ 10
+26
— 14
-27
Э55'
14
35
32
56
58
13
38
46
10
56
55
27
58
50
17
06
45
50
22
22
09
56
54
35
17
05
51
05
33
55
30
37
30
12
59
42
28
05
31
09
01
33
08
17
32
00
09
42
53
37
58
V
m
4,25
4,41
3,59 v?
3,02 v
2,31 v?
4,47 v?
4,05 v?
0,06
3,19
2,30у
3,78 и?
4,00
3,88
4,05
3,82
2,37
3,73 у?
4,41
2,75 у?
4,33
2,08 и?
4,49
2,68
3,13w?
3,50 у?
4,40
3,27 у?
3,89
4,05
3,87
3,40
3,49 у?
4,06
2,88 и?
2,61
4,33 и?
4,27
3,22 и?
3,56
3,37
4,50
3,05 и?
4,32 у?
3,28у
3,68у
4,13
2,78
4,10
3,80у
2,24 и
3,91
3,57
Название
5
25
27
28
30
107
36
109
58
9
7
16
42
ПО
20
49
27
2
(
i
13
51
12
3
4
13
5
38
39
a
р
у
ц
а
9
а
а
а
ь
м-
5
a
е
Е
a
о
р
р
X
р
a
я'
Я
X1
б
р
р
М-
6
Р1
UMi
Lup
Boo
Boo
Cen
Boo
Lup
Cen
Cir
Lup
Boo
Cen
Vir
Cen
Aps
Boo
Vir
Hya
2 Lib
Lup
UMi
Lib
Lup
Cen
Boo
Vir
Lib
Lup
Lup
Lup
Lup
Boo
Cir
TrA
Lib
Lup
Lup
Lup
Lup
i Lup
V
У
1
р
е
У
е
б
a
У
и
Cir
UMi
Boo
Dra
CrB
CrB
Lup
TrA
Ser
CrB
Lib
Lib
600

Продолжение табл. 51
501

Продолжение тибл. 51
») Или 1 Aql
?) Или 6 Aql.
502

Продолжение табл. 51
503

Продолжение табл. 51
Координаты
950
h m
23 06,8
07,5
11,7
13,3
14,5
14,6
15,3
16,1
20,3
22,9
23,4
25,4
^1950
—21е
—45
—06
—09
—58
+ 03
-09
-32
-20
+23
—20
+06
27'
31
19
22
31
01
27
48
22
08
55
06
V
т
3,64
3,90
4,22
4,25
3,98
3,69
4,40
4,41
3,98
4,41
4,40
4,28
Название
88
90
91
6
93
98
68
99
10
с2 Aqr
tGru
Ф Aqr
я)I Aqr
у Тис
yPsc
\|J Aqr
yScl
Ы Aqr
и Peg
b2 Aqr
6Psc
Координаты
^ЭбО
h m
23 30,3
35,1
35,7
37,3
37,4
37,9
39,5
40,1
51,9
56,7
57,3
59,4
d1950
—38°06'
+46
+42
+77
+05
+44
+01
— 14
+57
+06
—65
—06
11
59
21
21
03
30
49
13
35
53
18
V
m
4,37 u?
3,82
4,29 w?
3,21 u?
4,13
4,14
4,51
4,51
4,31>?
4,01
4,49
4,41 v?
Название
16
17
35
17
19
18
105
7
28
30
PScI
bAnd
t And
yCep
iPsc
x And
XPsc
со2 Aqr
pCas
wPsc
eTuc
Psc
ТАБЛИЦА 52
Северный Полярный Ряд
Фотоэлектрические визуальные величины (V), спектры (Sp) и показатели
цвета {В — V) и (U — В) звезд Северного Полярного Ряда (по Джонсону, 1955 г.);
г-—красные звезды, s — звезды дополнительного списка.
*
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
V
4,36
5,27
5,58
5,79
6,49
7,И
7,51
8,08
8,81
9,06
в — V
+0,02
—0,03
+0,23
+0,25
+0,10
+0,18
—0,01
+0,40
+0,31
+0,28
и - в
+0,02
—0,11
+0,13
+0,07
+0,07
+0,08
-0,07
—0,04
+0,11
+0,04
Si-
А2
В9
F0111
АЗр
А5
A3
В9
F4II1
F2III
А9
*
13
16
19
\г
2г
Зг
\г
8г
\Ъ
2s
3s
V
10,27
11,20
12,22
5,07
6,38
7,49
8,23
10,40
12,50
6,28
6,39
B — V
+0,34
+0,48
+0,56
+ 1,63
+ 1,57
+ 1,44
+ 1,06
+ 1,09
+ 1,34
+0,35
+0,43
и — в
+0,25
+0,07
+0,13
+ 1,97
+ 1,79
+ 1,59
+ 1,00
+0,86
—
—0,01
—0,08
Sp
А7
—
M0II1
мни
К2Ш
G91I1
—
—
F21I1
F4V
504

К табл. 52. Карты области Северного Полярного гяда. / — область от CeitpHoro полюса до скло-
склонения -f-85°, // — до 88°, /// — область размером 0°,2 на 0°,б около Северного полюса.
606

ТАБЛИЦА 53
Яркие члены звездного скопления Плеяды
Визуальные звездные величины V, показатели цвета (В — V) и (U — В)
(в системе Джонсона и Моргана) по фотоэлектрическим определениям Джонсона
и Митчелла A958 г.) и спектры членов скопления Плеяд
Номера по карте
ID
22)
33>
44)
55>
66>
7?)
8
98)
109>
ЦК»
12
12'
13П>
14
1512)
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
V
т
2,87
3,64
3,71
3,88
4,18
4,31
5,09
5,45
5,46
5,65
5,76
6,16
6,29
6,43
6,60
6,74
6,81
6,82
6,95
7,18
7,26
7,35
7,52
7,54
7,66
7,77
7,85
7,96
7,97
8,04
8,10
8,11
8,12
8,17
8,25
8,27
8,28
8,37
8,58
8,60
8,69
8,95
8,99
9,05
9,07
9,10
9,25
9,29
B-V
т
-0,09
-0,08
-0,11
—0,07
—0,06
-0,11
—0,08
—0,07
—0,04
-0,07
—0,04
—0,05
-0,02
-0,02
—0,03
+0,06
+0,06
+0,02
h-0,12
-0,16
гО,О5
+о;ю
+о,ю
+0,08
+0,12
+0,15
+0,20
+0,32
+0,18
+0,21
+0,22
+0,36
+0,22
+0,27
+0,26
+0,36
+0,36
+0,30
+0,34
+0,35
+0,46
+0,39
+0,44
+0,49
+0,46
+0,44
+0,55
+0,46
и -в
т
—0,33
-0,36
—0,41
-0,40
-0,43
—0,46
—0,28
-0,32
—0,33
-0,36
—0,23
—0,19
—0,15
—0,12
+0,02
—0,07
+0,09
_
h0,08
-0,05
гОЛ2
+о;п
+0,08
+0,12
+0,12
+0,16
—
+0,13
+0,18
+0,13
+0,28
+0,09
—
+о,и
—
+0,08
+0,11
—
—
—
+0,08
—
+о,ю
+0,02
+0,03
Спектр
B7III
B8III
B6III
B7III
B6IV
B6V
В8
B8V
B7IV
B8V
B8V
B9V
АО
B9Vj
АО
АО
В9
B9V:
АО
АО
АО
АО
А1
А!
А2
А1
А1
А4
А2
А2
A3
АО
АО
А5
A3
А6
А4
А4
A3
А6
F5
F0
F1
F6
F0
F4
F5
F4
506

Продолжение табл. 53
Номера по карте
48
49
50
51
52
53
54
V
9,45
10,02
10,13
10,20
10,42
10,55
11,34
B-V
+0,52
+0,56
+0,62
+0,73
+0,64
+0,67
+0,86
и - в
+0,11
—
Спектр
F2
F9
F9
GO
GO
GO
F9
!) 25 Ti Таи'(Альциона), 2) 25 f Таи (Атлас), 3) 17 b Таи (Электра), 4) 20 с Таи (Майя),
») 23 d Таи (Меропа), в) 19 е Таи (Тайгета), 7) 28 h Tau (Плейона) — неправильная пере-
переменная BU Таи, •) 16 g Таи (Целено), 9) 18 m Таи, 10) 21 к Таи (Астеропа I), ll) 221 Таи
т
(Астеропа II), !2) Близкий спутник 10,7.
43"
4ОЛ
39
aff
20'
10'
50'
iff
30'
20'
W
23°0
If
Mill
•
1
•32
15
•
•12
•
45 •
•30
•
• •
•
• •
43
• 46
•
•
•
ч
•
•
•
•
•
•
• •
16* *
•
37
•
* .20
•
•
•25
•
• ••
•
I i IT"»
•
•
•
•
52
17 #•
•54
•
•21
•
47
•
•
I > * 1*1
•
•
• •
•
•11
h •
JB
•26 »/s
41
•
9
\ +•
' ' ' ' 'mlh ' ^
§5 • -
/{?*• ~
. i
•
• •
• • •
33
•
•
Луна
111111111
4
h
40"
39"
30'
го'
W
SO'
30'
w
/0'
?3°00'
К табл. 53. Карта звездного скопления Плеяд (координаты 1900 г.). Для сравнения показаны раз-
размеры лунного диска. Всего известно 2130 членов скопления до 17т . Все они принадлежат глав-
главней, последовательности диаграммы спектр — светимость. (Фотографию qm на стр. 163)
507.

ТАБЛИЦА 54
Фотометрические стандарты в системе UBV
(звездные скопления) (по Publ. Nav. Obs. 17, pt. 7, 1961, Washington)
NGC225 @h40m,5+61°31', 1950), Cas
*
1
2
3
4
5
6
8
9
10
11
V
m
9,26
9,64
9,67
9,75
9,87
9,99
10,13
10,29
10,63
10,67
B- V
m
0,16
0,20
0,17
1,65
0,97
0,15
0,51
0,52
0,28
0,27
v — в
m
—0,23
—0,14
-0,15
—
0,39
—0,05
0,44
0,03
—0,02
0,12
*
12
13
14
15
16
17
18
21
29
V
m
10,89
10,92
11,02
11,02
11,42
11,48
12,04
12,55
13,93
B — V
m
0,23
0,60
0,63
0,94
0,29
0,35
0,40
1,02
0,79
и - в
m
0,04
0,06
0,20
0,54
0,21
0,08
0,28
—
0,33
Trumpler 2 B 33 ,+55°4', 1950), Per
1
2
3
5
6
8
9
10
V
m
7,38
8,45
8,52
8,60
8,89
9,36
9,74
10,26
в — v
m
1,79
0,36
0,18
0,27
0,21
0,26
0,23
0,21
(/ —В
m
1,90
0,22
—0,21
—0,13
—0,24
—0,06
—0,13
—0,13
11
12
13
14
15
16
25
26
27
V
m
10,52
10,60
10,79
11,25
11,59
11,96
13,50
13,86
14,19
B — V
m
0,40
0,31
0,26
0,60
0,48
0,51
0,90
0,69
0,43
и — в
m
0,07
0,06
0,34
0,28
0,29
0,22
0,46
—0,33
503

. щ3 • Г* .78
• 6
27* .-76 N^225
• / ' #7/ • •77
• 4 *4
• • .5
•73
• •
у 74
7ОГ
5» ' 25т
т '27 *
.76
• 77
J
ff* 75r
К табл. 64. Фотометрические стандарты в системе UBV (звездные скопления).
509

Продолжение табл. 54
NGC 752 (lh54m,7+37°25\ 1950), And
Фотоэл. фотометрия по Н. Johnson (ApJ 117, 356, 1953)
*
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
№№
по
Дж
75
311
77
300
209
41
238
218
171
117
96
V
т
8,95
9,04
9,35
9,58
9,70
9,80
9,95
10,06
10,16
10,23
10,35
B-V
т
+ 1,01
+ 1,03
+ 1,02
+0,41
+0,05
+0,49
+0,45
+0,46
+0,44
+0,44
+0,38
и — в
т
+0,77
+0,82
+0,79
+0,02
—0,01
+0,07
+0,04
+0,04
+0,05
+0,05
+0,06
Спектр
кош
кош
кош
F3
АО
F5
F4
F5
F4
F5
F2
*
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
по Дж.
187
58
219
234
263
222
135
55
197
88
157
V
т
10,41
10,46
10,52
10,66
10,91
10,94
11,20
11,40
11,58
11,73
12,56
B-V
т
+0,42
+0,40
+0,41
+0,43
+0,38
+0,38
+0,45
+0,44
+0,45
+0,49
+0,60
и - в
т
0,00
+0,02
0,00
0,00
+0,02
+0,00
—0,02
—0,02
—0,05
—0,02
—0,04
Спектр
F4
F4
F3
F5
F2
F2
F4
F5
F5
F5
GO
NGC 1502 D 03 ,0+62°1Г, 1950), Cam
*
1
2
3
4
5
6
7
8
9
V
т
7,93
7,93
9,56
9,61
9,61
9,66
9,80
10,49
10,72
B-V
т
0,07
1,19
0,43
0,32
0,55
0,57
0,54
0,50
0,50
и — в
т
0,01
0,77
—0,36
0,13
—0,32
—0,38
—0,32
—0,30
—0,23
*
10
11
12
13
14
15
21
23
25
V
т
10,72
10,91
11,36
11,39
11,59
12,25
12,93
13,56
14,24
В- V
т
0,62
0,50
0,58
0,65
0,59
0,70
0,93
0,74
1,27
и — в
т
—0,11
—0,19
—0,09
—0,04
—0,02
0,45
0,69
0,39
0,42
510

.• 720 I.
N&Z752
• • ••.
NBC 7502
•3
* ' * p ^
• •*" ^
• • . .^- 5#/ -27
7O'
К табл. 54. Фотометрические стандарты в системе Ui3V (звездные скопления).
511

Продолжение табл. 5.4
NGC 1647 Dh43m,2+18°59/, 1950), Таи
*
1
2
3
5
6
7
8
9
V
т
8,61
9,09
9,34
9,68
10,09
шло
10,33
10,70
т
0,36
0,20
0,32
0,23
0,41
0,34
0,90
0,32
и - в
т
—0,05
-0,09
0,01
-0,17
0,12
0,00
0,45
0,17
*
10
11
12
13
14
16
19
20
V
т
11,00
11,11
11,36
11,61
11,71
12,45
12,81
13,62
в — V
т
0,40
0,85
0,52
0,58
0,43
0,89
0,67
0,92
и — в
т
0,34
0,41
0,36
0,49
0,34
0,43
0,49
0,29
NGC 2169 F 05 ,7+13°58', 1950), Ori
•
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
V
т
8,61
9,09
9,34
9,34
9,68
10,09
10,10
10,33
10,70
11,00
11,11
В — V
т
0,36
0,20
0,32
0,90
0,23
0,41
0,34
0,90
0,32
0,40
0,85
и — в
т
—0,05
—0,09
0,01
0,57
-0,17
0,12
0,00
0,45
0,17
0,34
0,41
*
12
13
14
15
16
17
18
19
21
23
V
т
11,36
11,61
11,71
11,79
12,45
12,66
12,74
12,81
13,94
14,12
В — V
т
0,52
0,58
0,43
0,53
0,89
0,68
0,76
0,67
0,88
0,92
U — в
т
0,36
0,49
0,34
0,44
0,43
0,49
0,31
0,49
0,27
0,29
612

' №C 7647 * '*3
J, !7S
ш9щ.72 » • # •'
• • *
tn •* * .Р/7 * #^
• /и • ^^
/^ • *'* • •
.Л7 • '
70*
•^ 7.
74
. - • I ** - :
К табл 54. Фотометрические стандарты в системе UBV (звездные скопления).
17 И. Г. Куликоьский 613

Продолжение табл. 54
NGC 2287 Fh44m,9—20°42', 1950), СМа
*
2
3
4
б
6
7
8
9
10
11
12
V
т
9,09
9,34
9,34
9,68
10,09
10,10
10,33
10,70
11,00
11,11
11,36
В -V
т
0,20
0,32
0,90
0,23
0,41
0,34
0,90
0,32
0,40
0,85
0,52
и - в
т
—0,09
0,01
0,57
-0,17
0,12
0,00
0,45
0,17
0,34
0,41
0,36
*
13
14
15
16
17
18
19
20
22
23
V
т
11,61
11,71
11,79
12,45
12,66
12,74
12,81
13,62
14,11
14,12
B — V
т
0,58
0,43
0,53
0,89
0,68
0,76
0,67
0,92
0,86
0,92
и — в
т
0,49
0,34
0,44
0,43
0,49
0,31
0,49
0,29
0,25
0,29
NGC 2422 G 34 ,3—14°22', 1950), Pup
*
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
V
т
5,70
6,72
7,81
7,83
7,93
8,79
8,82
10,17
10,45
10,50
в — V
т
—0,12
—0,04
—0,06
1,23
1,05
0,01
—0,01
0,25
0,16
0,17
и — в
т
-0,71
—0,31
—0,36
1,10
0,81
—0,Ю
—0,16
0,18
0,13
0,16
*
11
12
13
14
15
16
17
19
20
V
т
10,51
10,52
10,73
10,94
10,95
11,80
12,00
12,86
13,85
B—V
т
0,07
0,15
0,22
0,54
0,32
0,67
0,39
0 61
0,63
и -в
т
0,04
0,11
0,17
0,05
0,17
0,25
0,09
0,12
0,13
514

А/
N&O2287 /в I • • • »
• I , •
•/У
• 76
*•
ЛУ'
N
•7
' .• . ' -73
N&C2422
¦ •'""'¦ v
К табл. 54. Фотометрические стандарты в системе UBV (звездные скопления).
17*

Продолжение табл. 54
NGC 6475 A7h50m,7—34°48', 1950), Sco
*
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
V
т
5,60
5,89
5,96
6,17
6,38
6,45
6,88
6,97
7,16
7,37
7,48
7,61
7,77
8,21
в — V
пг
1,14
—0,08
—0,01
—0,03
0,00
0,02
0,06
0,04
0,03
0,10
0,11
0,00
0,08
0,04
U — в
m
1,01
-0,64
—0,10
—0,35
—0,06
—0,07
—0,06
—0,21
—0,20
—
0,00
—0,16
—
0,01
«г
15
16
17
18
21
22
23
24
25
26
27
28
29
32
V
m
8,49
8,80
8,93
8,99
9,20
9,30
9,56
9,74
10,15
10,19
10,30
10,51
11,09
12,34
В — V
пг
0,11
0,17
0,36
0,22
0,19
0,21
0,45
0,46
1,78
0,44
0,38
0,48
0,53
0,36
и - в
пг
0,06
0,12
0,10
0,11
0,11
0,15
0,11
0,12
—
0,06
0,15
0,10
0,07
—
1С 4665 A7 43 ,8+5°44', 1950), Oph
Фотоэл. фотометрия A. Hogg и G. Kron (LOB № 534, 1955).
Номера по каталогу Е. Kopff (Mitt. Bergedorf 8,96,1943)
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
№№ по
Копфу
62
73
64
105
99
72
69
68
23
26
76
32
121
117
67
81
119
V
m
6,86
7,13
7,36
7,49
7,53
7,76
7,88
7,94
8,06
8,07
8,21
8,33
8,61
8,73
8,80
8,86
8,90
В -V
пг
+0,011
+0,031
+0,016
+0,031
+ 1,631
—0,004
+ 1,031
+0,441
+0,061
+ 1,261
+0,121
+0,041
+0,371
-f-1,596
+0,226
+0,121
+0,686
и - в
пг
—0,58
—0,50
—0,47
—0,42
+ 1,70
—0,56
+0,82
—0,00
-0,15
4-1,23
—0,32
—0,15
+0,31
+ 1,87
+0,17
-0,27
+0,18
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
№№ по
Копфу
50
115
91
24
39
36
89
95
120
27
63
78
101
S8
57
48
V
пг
9,09
9,15
9,33
9,34
9,38
9,64
9,84
9,88
10,16
10,32
10,56
10,66
10,76
10,87
11,13
11,58
в - v
пг
+0,251
+0,436
+ 1,736
+ 1,251
+0,296
+ 1,26
+0,231
+ 1,68
Г1,126
г-0,271
-0,356
г0,551
-1,14
+0,431
+0,481
+0,49
и — в
m
+0,13
+0,17
+2,10
+ 1,26
+0,21
+0,16
+0,93
+0,17
+0,24
+0,40
—
+0,18
+0,07
616

ШЧ л •
76* 9 • .• . •;
зХ~ * я-а
. . 32
.70
N0C6475
75'
• ''25
7
°щ • 33 •
•/7 гш. -в ¦ . ¦
\Я7
* fiOph
JC4B65 • # * ^
К табл 54. Фотометрические стандарты з системе UBV (звездные «копнения).
51?

Продолжение табл. 54
NGC 6709 A8h49m,l + 10°17/, 1950), Aql
1
2
5
6
7
8
9
10
12
13
15
V
т
9,07
9,15
10,33
10,42
10,60
10,66
10,74
10,88
11,06
11,14
11,43
В — V
т
1,31
1,55
0,17
0,24
0,20
0,23
0,22
0,18
0,24
1,17
0,25
и — в
т
1,07
—
—0,20
0,17
—0,26
—0,16
—0,06
—0,08,
—0,04
0,92
—0,06
*
16
17
18
20
22
24
25
26
27
28
V
т
11,61
11,67
11,71
12,80
13,19
13,23
13,96
14,19
14,67
15,01
Я — V
т
0,16
0,20
0,28
0,86
0,70
0,47
0,73
0,72
0,78
0,69
?/ — В
—0,10
—0,10
0,03
0,42
0,21
0,32
0,31
0,21
0,17
0,19
NGC 6910 B0h21m,3+40°37/, 1950), Cyg
*
1
2
3
5
6
7
8
9
10
11
V
т
7,36
8,12
8,54
10,05
10,34
10,42
10,55
10,64
10,84
10,95
В—V
т
1,17
0,05
0,89
0,19
0,92
0,84
0,20
0,29
0,76
1,20
и — в
т
1,09
—0,70
—0,16
0,09
—0,04
—0,17
0,18
0,12
-0,21
1,13
*
13
15
17
18
19
21
22
24
27
V
т
11,77
12,27
12,72
12,87
12,99
13,92
14,30
14,70
14,88
в — V
т
0,82
0,73
0,87
1,00
0,81
0,94
0,82
0,93
0,95
и — в
т
-0,07
-0,06
-0,09
0,01
-0,03
0,28
0,31
0,53
0,49
513

N&CS709 'у I .
• 70
• • ••••. *•
\v., / • ^. •..
... .'fa/9/i '5
• *25 •
•; . • * .:
•20
Ю'
•2
78
. 22 \Л/
•..-. ••:>-.v ¦
К табл. 54. Фотометрические стандарты в системе UBV (звездные скопления).

Продолжение табл. 54
NGC 7092==М39 B1Ь30Ш,4+48°13\ 1900), Cyg.
Фотоэл. фотометрия Джонсона (ApJ 117, 353, 1953), №№ по Эббигхаузену
(ApJ 92, 434, 1940)
*
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
№№ по
Эббигх.
33
26
1
5
17
24
38
30
9
31
39
V
т
6,56
6,83
7,35
7,85
7,97
8,06
8,23
8,62
8,54
8,68
8,81
В — V
т
0,00
—0,04
—0,02
+0,04
+0,06
+0,03
+0,05
+0,01
+0,74
+0,04
+ 1,17
С/ — В
т
+0,02
—0,05
+0,01
-0,01
+0,08
-0,06
+0,01
+0,02
+0,26
+0,07
+ 1,12
Спектр
B9,5IV
B9,5V
A0V
A0V*)
A2V
B9IV
A1V
A0V
G7
A0V
КО
*
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
№№ no
Эббигх.
19
35
4
20
27
16
10
40
21
11
V
m
8,92
9,03
9,15
9,50
9,78
10,14
10,33
10,60
10,77
10,95
B-V
m
+0,09
+0,08
+0,16
+0,18
+0,32
+0,30
+0,40
+0,38
+0,60
+0,50
и -в
m
+0,12
+0,09
+0,11
+0,13
+0,09
+0,05
+0,02
+0,30
+0,16
0,00
Спектр
A2V
A2V
A2V
A5V:
F2V
A4
A3
Al
F8
F3
*) Сп. двойная.
. h_._m
NGC 7160 B1 52 ,3+62°22', 1950), Сер
*
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
V
m
6,69
7,04
7,90
8,92
9,34
9,83
10,01
10,50
10,81
11,11
11,18
B~V
m
0,24
0,26
0,07
0,17
0,18
0,23
0,15
0,44
0,28
1,45
0,30
и - в
m
-0,57
—0,56
—0,73
—0,46
—0,49
—0,33
—0,49
0,02
-0,11
1,39
0,13
*
12
13
14
15
16
17
18
19
21
25
28
30
V
m
11,41
11,48
11,52
11,62
11,68
12,07
12,14
12,24
12,53
13,02
13,47
14,48
B —V
m
0,55
0,29
0,36
0,55
0,26
0,34
0,34
0,39
0,46
0,57
0,74
1,53
и -в
m
0,09
0,06
0,23
0,46
0,12
0,28
0,42
0,28
0,38
0,51
0,35
0,74
520

L
70%
I
%
л
75
7Or
К табл. $4- фотометрические стандарты в системе (/J3V (звездные скопления).

Продолжение табл. 54
NGC 7686 B3h27m,8+48°51\ 1950), And
1
2
3
4
б
7
8
9
10
11
12
V
т
6,17
7,74
8,95
9,53
10,22
10,37
10,92
11,03
11,07
11,15
11,37
В — V
т
1,46
0,96
1,23
1,00
0,45
1,26
1,23
1,77
1,39
0,39
0,74
U -в
0,68
1,14
0,69
0,17
1,24
1,10
—
1,48
0,10
0,26
14
15
16
18
21
24
25
32
33
35
V
т
11,53
11,54
11,63
12,48
12,62
12,91
13,48
13,91
14,32
14,93
В— V
т
0,95
0,66
0,36
0;52
0,79
0,63
1,19
0,47
0,79
0,78
С/-В
т
0,54
0,12
0,10
—0,02
0,25
0,07
1,06
—0,03
0,21
0,08
'33
|.
J5
•32 \35 .
2 •,
NGO768S
7ОГ
К табл. 54. Фотометрические стандарты в системе UBV (звездные скопления).
522

523

524

625

526

ТАБЛИЦА 66
Некоторые яркие двойные звезды с резким различием цветов (см. рисунок)
Звезда
у And
8 BOO
I Boo
ос CVn
i Cnc
Г) Cas
PCyg
у Del
x Gem
a Her
6 Her
T| Per
a Sco
p Sco
mA
2,3
2,7
4,9
2,9
4,2
3,5
3,1
4,3
3,6
3,5
3,1
3,8
0,9
2,6
mB
5,1
5,1
6,8
5,6
6,8
7,4
5,4
5,3
8,0
5,4
8,3
8,5
6,8
5,1
p
9",8
3,0
5,3
20
30
11,5
34,5
10,4
7,0
5,3
8,9
28,6
3,4
13,6
e
64°
338
223
228
307
302
54
277
238
114
236
300
261
24
Цвета компонентен
желтый-зеленый
желтый-зеленый
желтый-фиолетовый
желтый-фиолетовый
желтый-голубой
желтый-красный
оранжевый-голубой
желтый-зеленый
оранжевый-зеленый
оранжевый-зеленый
белый-фиолетовый
оранжевый-голубой
красный-зеленый
белый-зелено-желтый
SHer
у Per
Ж- желтьш
г - голубой
3 - зялешй
N - храсши
б - бельш
о - ораяжевьш
К табл. 56. Расположение и цвета некоторых дбойных звезд.
527

Список короткопериодических цефеид (RR) и затменных переменных (Е), рекомен-
Звезда
Сокращенное
обозначение и тип
Амплитуда
Координаты 1950,0
RT Андромеды
SW Андромеды
SX Б Медведицы
TU Б. Медведицы
ТХ Б. Медведицы
ЕН Весов
CY Водолея
RS Волопаса
TV Волопаса
TW Волопаса
UY Волопаса
ТХ Геркулеса
UX Геркулеса
VX Геркулеса
А К Геркулеса
Z Гончих Псов
RS Гончих Псов
RZ Дракона
SX Дракона
XZ Дракона
SW Змееносца
V 451 Змееносца
VY Змеи
TV Кассиопеи
RR Кита
XZ Лебедя
CV Лебедя
V 477 Лебедя
RR Лиры
Z Лисички
UV Льва
W М. Медведицы
X Овна
SS Овна
КО Орла
V 822 Орла
U Пегаса
AT Пегаса
RT Персея
RY Персея
AR Персея
V Рыб
SZ Рыб
U Сеаерной Короны
Т Секстанта
U Стрелы
RW Тельца
U Цефея
SU Цефея
RT Ящерицы
SW Ящерицы
AR Ящерицы
СМ Ящерицы
RT And
SW And
SX UMa
TU UMa
ТХ UMa
EH Lib
CY Aqr
RS Boo
TV Boo
TW Boo
UY Boo
TX Her
UX Her
VX Her
А К Her
Z CVn
RS CVn
RZ Dra
SX Dra
XZ Dra
EA
RR
RR
RR
EA
RR
RR
RR
RR
RR
RR
EA
EA
RR
EW
RR
EA
EB
EA
RR
SW Oph EA
V 451 Oph EA
VY Ser RR
TV Cas
RR Cet
XZ Cyg
CV Cyg
V 477 Cyg
RR Lyr
Z Vul
UV Leo
W UMi
X Ari
SS Ari
КО Aql
V 822 Aql
U Peg
AT Peg
RT Per
RY Per
AR Per
V Psc
SZ Psc
U CrB
T Sex
U Sge
RW Tau
U Сер
SU Сер
RT Lac
SW Lac
AR Lac
CM Lac
EA
RR
RR
EW
EA
RR
EA
EA
EA
RR
E
EA
EA
EW
EA
EA
EA
RR
EA
EA
EA
RR
EA
EA
EA
EB
EB
EW
EA
EA
9,34—10,24 ph
9,34-10,76 В
10,62-11,16 V
9,28—10,24 V
7,06-8,76 V
4-11
10,01 V
11 ,50 Л
И ,27 В
54 В
9,48
10,62
9,77
10,84
10,76—12 ;08 В
10,6-
8,33-
9,05-
9,89-
8,83-
11,0-
8,4-
10,0-
9,8-
9,59-
-12,0 ph
-9,08 ph
-10,21 V
-11,20 V
-9,32 В
-12,0 ph
-9,92 ph
-10,9 ph
-11,6 f
-10,64 V
10,6—11 ,7 ph
7,86—8,46 ph
9,99-10,90 В
7,3—8,39 ph
9,33—10,33 ph
9,12—10,53 В
10,80-11,40 V
8,3—9, 18 ph
7,20-8,57 В
7,38—9,20 В
9,60—10, 18 В
8,7—9,8 ph
9,25—10,48 В
10-11 ph
8,3—9,3 ph
6,7-7,1 ph
9,7-10,31 ph
9,5—10,34 V
10,6-12,0 v
8,5—10,7 ph
9,93—10,80 V
9,0-12,0 v
8,02—8,69 В
7,04-8,35 ph
10,03-10,61 В
0,31-9,92 ph
8,03—12 ,52 В
6,63-9,79 ph
10,0—11,0 ph
10,0-10,8 ph
10,2—11 ,23 ph
6,87—7,69 ph
8,53—9,57 В
h m
23 08,9
0 21,1
13 24,3
11 27,2
10 42,4
14 56,4
22 35,2
14 31 ,4
14 14,6
14 43,2
13 56,3
17 17,0
17 51 ,9
16 28,5
17 11,7
12 47,6
13 08,3
18 22,4
18 03,8
19 09,4
16 13,8
18 26,9
15 28,5
00 16,6
01 29,6
19 31 ,4
19 52,5
20 03,5
19 23,9
19 19,6
10 35,7
16 21,2
03 05,8
02 01 ,4
18 44,8
19 28,7
23 55,4
22 10,9
03 20,2
02 42,3
04 13,6
23 31 ,9
23 10,8
15 16,1
09 50,9
19 16,6
03 00,8
00 57 ,8
21 45,1
21 59,5
22 51,4
22 06,6
21 58,0
+ 52°45'
+ 29 07
+ 56 31
+ 30 21
+ 45 50
—0 45
+ 1 16
+ 31 58
+ 42 36
+ 41 14
+ 13 12
+ 41 56
+ 16 57
+ 18 28
+ 16 24
+ 44 03
+ 36 12
+ 58 53
+ 58 24
+ 64 46
-06 61
+ 10 52
+ 01 51
+ 58 52
+ 01 15
+ 66 16
+ 37 66
+ 31 50
+ 42 41
+ 25 29
+ 14 32
+ 86 19
+ 10 16
+ 23 46
+ 10 43
-02 13
+ 15 40
+ 08 11
+ 46 24
+ 47 56
+ 47 17
+ 07 39
+ 02 -24
+ 31 50
+ 02 18
+ 19 31
+ 27 59
+ 81 36
+ 57 04
+ 43 39
+ 37 40
+ 45 30
+ 44 19
Для U Sge: h — 9m,57, fe— 10w,16; для RW Tau: fc— 10w,97, k- 1 lw,18. /- 1 lw,66,
528

дуемых для наблюдений в бинокль или небольшую трубу (карты см. стр. 530- -534)
Световые элементы
эпоха
24
33282,7758
18132 ,7913
38508,755
38510,756
39193,310
33438,6090
39053,6156
28972,6633
24609,521
26891,268
36734,455
30325,202
19876,4782
21750,4827
36757,6601
39172,602
33016,819
29448,787
32273,276
27985,648
36369 ,493
34165,4900
31225,341
20117,7446
17501 ,4421
36933,981
24454,4160
32846,244
38241,460
25456,117
38440,7275
33457,761
37583,568
30948,318
33888,366
29779,30
36511,6688
37497,5211
33188,335
27070,708
38729,726
35030,681
36114,565
16747,964
38483,707
29111 ,3228
34423,3596
38291 ,502
29550,675
21913 ,509
37572,5723
26624,378
27026,316
период
d
+ 0,62893098-?
+0,44227922-?
+0,3071529 •?
+0,557659 • ?
+3,063243 •?
+ 0,08841322-?
+0,06103835-?
+0,3773369 •?
+0,3125590 •?
+0,53227315-?
+0,6508446 •?
+2,059810 •?
+1,5488563 •?
+ 0,45537282-?
+ 0,421 52502-Я
+0,6537975 •?
+4,797871 •?
+ 0,55087668-?
+5,1692 •?
+0,4764944 •?
+2,446030 •?
+2,1965962 •?
+0,71409384-?
+ 1 ,81261036-?
+0,5530253 •?
+0,466579 •?
+0,9834308 •?
+2,3469977 •?
+0,5668054 •?
+2,454926 •?
+0,6000855 ¦?
+1,7011576 •?
+ 0,651139 -Е
+0,4059897 •?
+2,863954 •?
+2,6477 •?
+0,37478192-?
+1,146105 •?
+ 0,84940710-?
+6,8635663 •?
+ 0,42.55494 •?
+3,765766 -Е
+3,96637 •?
+3,45220416-?
+0,324698 -Е
+3,3806184 •?
+2,7688463 -Е
+2,493041 -Е
+0,9014011 -Е
+5,074001 •?
+ 0,3207281 1-Е
+1,983216 •?
+ 1 ,6046916 •?
Звезды сравнения
а
т
8,55
8,21
10,23
9,28
7,07
8,76
10,42
9,07
9,24
—
8,04
7,67
8,98
8,83
7,90
8,10
9,73
10,22
8,82
9,05
6,80
8,81
6,57
8,06
8,65
10,36
7,70
6,78
6,01
7,64
8,79
7,32
7,33
9,82
7,96
8,81
8,15
9,79
9 , 16
8,00
6,80
9,49
5,96
7,12
6,38
8,96
8,3
7,96
6,08
7,65
Ь
т
8,98
8,80
11 ,02
10,15
7,62
9, 18
10,95
9,93
10,04
9,98
__
8,65
7,77
9,82
9,28
8,46
8,56
10,53
10,71
9,38
9,38
7,41
9,06
7,46
8,82
9,15
10,70
8,46
6,94
7,03
8,24
9 ,88
7,72
7,97
10,81
9,16
10,51
8,51
10,25
9,78
9,13
7,88
9,99
6,30
7,82
6,73
9,25
9,1
8, 16
6,32
7,85
с
т
9,27
9,32
11 ,20
10,88
7,92
9,50
И ,66
10,59
10,30
10,42
_
9,26
8,52
10,79
—
8,92
8,80
10,75
9,99
9,70
8,22
9,69
7,79
9,23
9,56
11,12
8,90
7,50
7,17
9,25
8,07
8,13
9,88
1 1 ,00
9,02
10,88
10,12
9,67
8,44
10,45
7,00
8,34
7,20
9,88
10,0
9,17
6,67
8,31
d
т
9,65
10,18
11,45
9,12
10,12
11 ,25
11,35
11,02
9,01
11,99
—
9,42
9,05
10,90
10,32
10,34
8 ,70
9,93
7,95
9,49
9,68
И ,38
9,30
7,80
7,35
9,44
8,50
8,56
11,41
1 1 ,61
10,35
10,27
9,08
7,78
9,22
7,80
10,34
9,46
7,12
8,51
е
т
10,01
11 ,17
_
—
10,39
II ,38
—
_
9,24
—
10,17
9,32
1 1 ,31
10,65
9,72
10,05
8,23
9,76
9,89
8,39
8,48
10,23
10, 16
8,75
12,09
9,66
_
10,70
„
8, 12
9,38
8,41
10,79
7,83
8,61
f
т
10,20
—
11 ,57
—
_
9,50
—
10,95
9,51
11 ,53
11,12
10,50
10,02
10,10
8,59
9,28
__
10,68
9,50
12,40
10,5
1 1 ,29
—
8,52
10,09
9,12
10,95
_
9,01
б
.
—
—
—
,
—
—
11 ,16
9,88
11 ,01
—
10,41
8,98
9,96
12 ,93
11 ,30
—
9,45
10,35
9,54
_
9,03
т— 1 2т,40; для U Сер: /i—10™,16; для CM Lac: ft — 9т,1 9. k~9W,47; полужирн. — фотогр.
529

<•
• ф
ф
•# md
•Ъ
V
•а
25'
ч
Сш
аф «
em
А •
о •.
D0'
• а
#
Фа
t
•
•
т 13ь20т
¦ i
сГ.'О
\
* •
I
13ъ!6т
, i
i
"ей/
RT йндромеды
SW Дндромеды SX Большой Медведицы
•
0
t i
TU Большой Медведицы ТХ Большой Медведицы
1°
-0°
EH Весов
22п28т
* • •
4
•с ,
©
tt Г87'
СУ Водолея
RS
13ь5Ч-т *
Волопаса
13h52m 13h50m
• • *
' О
I
TV Волопаса
-13°
Т W Волопаса U Y Волопаса ТХ Геркулеса
К табл. 57. Карты окрестностей переменных звезд. Север вверху.
530

• ** *• * •
.. • «. I'M".
• ' d ь
•0 . •
* * /^
* ••( W'
• "• V so1
ьт % *
С
. •c
UX Геркулеса . VX Геркулеса
fflftgM 1^Лт И^П™
п
f* e*
т ft'
1ZOf
13n4n
—J—
А К Геркулеса
Т
©
Ь-.
© *
*а.
10 i
. >
о 7П 1R А "^
I
\
•
• •
I
18ь0п 17 5l
i • i»
• •
•
•
• •
•i • i
RZ Дракона
• о . • •
• •. •
• : ,d
" • ъ- :''
# /. • р^/
. • •• •
i 1 1
-
SX Дракона
XZ Дракона
-
а'.
TV
Р
о
1
1
|
ffm
•
i i
1
а
*
1
i
-
•
-
Ь28т }
i '*
•
am
• 0
• •
I
-oe
VY Змеи TV /гаеа/олея R R Кита
К табл. 57. Карты окрестностей переменных звезд. Север вверху.
531

©
Q m d*
' ъ
or
•
•
•
XZ Лс1едя
* %
• •
•
A
i
0*
• •
•
a
• # .
Ч001
•
a
• ^
# 0
•G
0 *•
#
*
8
•a
*
о
• *
A20'
RP\ /^76/
Z Лисички-
UV Льва
•
m
©
#
• 9
©
О
4»
2*0m
•
-
©
-
-*¦
-23'
ЪЪ.Овна
о © • . '
7\ • * ^ .
10°
—3°
д..
© • •
КО ^7z? V^// Орла U /7^^zz
К т$бл 57. Карты окрестностей переменных звезд. Север вверху.
532

•о '• * ''
. • . ft
•' -7 • .»#
*с •' */ :
• •
AT Пегаса .
RT Персея
КУ Персея
Z3n28T
1 Г
®
•
- •
• 1
7
•
•
ЕЗп2Ь
•
•
• •
•
. • 1
•
•
# •
G
•
#
; * •
* * •^—
(по'
AR Персея
ЧРыб
SZ Рыб
.d •
® /if'
•• • rt* - '
• 0
'¦••.:/ : v:
Т Секстанта.
U С nip ель/
а*
81°
sin
. * .0
" RW Тельца и ^я* SU
К табл 57. Карты окрестностей переменных звезд. Север вверху.
533

e . . •
* •
•
•
'•: *
.-. о *. -*V
•е •
•и • • • «
• •
• . . • 1mm~3',Z
•
RT Ящерицы
22ь20т'
С*
* .•
-SO'
30'
AR
SW Ящер а и 6/
• • *
•• • •
• •
•
• * #
V
#
-i 4
l| 0
e • •
-¦ I'
СМ Ящерицы
К табл. 57. Карты окрестностей переменных звезд. Север вверху.

ТАБЛИЦА Б8А
Список некоторых ярких переменных звезд разных типов
В таблице даны: название переменной, координаты 1950 г., звездные величи-
величины в максимуме и в минимуме блеска в системе V> В, v (визуальной) или ph
(фотографической), начальная эпоха и период (т. е. световые элементы). Для по-
полуправильных и неправильных переменных указан средний период и спектраль-
спектральный класс. Звездочкой отмечены те переменные, наблюдения которых особенно
желательны. В примечаниях даны дополнительные сведения.
Список и карты окрестностей звезд типа U Близнецов и вспыхивающих пере-
переменных (для некоторых — величины звезд сравнения) составлены Н. Е. Курочки-
ным.
Звезда
«I960
Звездная
величина
Световые элементы
1. Цефеиды (даны начальные эпохи максимума блеска)
V 572 Aql
Y) Aql»
RT Aur
RU Cam2'
SU Cas
SZ Cas*
DL Cas*
CR Сер
б Сер
X Cyg*8>
SU Cyg**>
DT Cyg4>
W Gem*
? Gem6>
T Mon*e>
AU Peg
S Sge*
Y Sgr
SZ Tau*
T Vul
SV Vul
R Aqr 7>
T Сер 8)
0 Get* 9)
1 Cyg* i°
R Hya*
R Leo
h
20
19
06
07
02
02
00
22
22
20
19
21
06
07
06
21
19
18
04
20
19
m
00,0
49,9
25,4
16,3
47,5
23,5
27,2
44,4
27,3
41,4
42,8
04,4
32,1
01,1
22,5
21,7
53,7
18,4
34,3
49,3
49,5
+00°34'
+00
-f 30
+69
+68
+59
+59
+59
+58
+35
+29
+30
+ 15
+20
+07
+ 18
+ 16
— 18
+ 18
+28
+27
53
32
56
41
14
57
11
10
24
09
59
22
39
07
04
30
53
27
04
19
m m
11—11,5 ph
4,1—5,4 В
5,5—6,6 В
9,3—10,4 V
6,4—7,0 В
10,9—11,6 В
9,7—10,6 В
10,8—11,4 В
3,9—5,1В
6,6—8,4 В
6,9—8,0 В
6,1—6,6 В
6,6—7,4 V
3,7—4,2 V
5,6—6,6 V
9,0—9,4 V
5,8—7,0 В
6,0—7,1 В
7,1-7,7 В
5,4—6,1 V
6,7—7,7 V
24 36789,74 + 3,778-Е
32926,749 + 7,17664bE
20957,466 + 3,728261-Е
37356,9 + 22,055-Е
37645,789 + 1,949298 Е
36810,92 +13,6274-Е
36819,66 + 8,00027-Е
38373,272 + 6,23260-Е
27628,86 + 5,366341-Е
25739,90 +16,3866-Е
33095,911 + 3,845678-Е
24305,124 + 2,49934-Е
37627,34 + 7,91413-Е
34416,78 +10,15082-Е
32245,36 +27,0205-Е
28729,76 + 2,39787-Е
35688,25 + 8,382173-Е
35364,22 + 5,77335 Е
37626,21 + 3,14887-Е
37939,60 + 4,435578 Е
38268,9 +45,035 Е
2. Долгопериодические переменные (даты максимума блеска)
23
21
02
19
13
09
41,2
08,9
16,8
48,6
27,0
44,9
—15
+68
—03
+32
-23
+ 11
34
17
12
47
01
40
5,8—11,5 v
5,4—11,0 v
2,0—10,1 v
3,3—14,2 v
3—11 v
4,4—11,3 v
34656
39492
38457
38037
37743
37339
+386,92-Е
+387,79- Е
+331,65-Е
+406,84-Е
+388,0- Е
+312,57-Е
3. Затменные переменные (дата минимума блеска)
WW
AR
RZ
Aur
Aur11'
Cas
06
05
02
29
15
44
,2
,0
,4
+32
+33
+69
30
43
26
5
5
6
,7-6
,8—6
Н—7
,4
,5
,9
ph
ph
ph
32945,53930
26742,434
37143,9886
+2,
+4,
+ 1,
52501922
13466057
E
E
1952472-E
535

Продолжение табл. 58А
Звезда
TV Cas
U
и
Y
V
V
\V
Сер 12)
CrB
Cyg*
367 Cyg* i3)
477 Cyg
Del
ТХ Her I*)
6
P
U
V
p
Lib
Lyr 16)
Oph*
451 Ophi6)
Per*
a
h
00
00
15
20
20
20
20
17
14
18
17
18
03
I960
m
16,6
57,8
16,1
50,1
46,1
03,5
35,4
17,0
58,3
48,2
14,0
26,9
04,9
^1960
+58°52'
+81
+31
+34
+39
+31
+ 18
+41
-08
+33
+01
+ 10
+40
36
50
28
06
50
06
56
19
18
16
52
46
Звездная
величина
m m
7,3-8,4
6,6-9,8
7,0-8,4
7,2-7,8
7,4-8,0
8,3—9,2
9,7—12/
8,3-9,1
4,9-6,0
3,3—4,2
5,9—6,6
7,9-8,5
2,1-3,4
ph
ph
ph
ph
В
ph
1 ph
ph
В
V
V
ph
V
Световые элементы
24
20117,7446
38291,502
16747,964
09534,3195
34266,296
32846,244
18048,6187
30325,202
22852,3598
98590,514
08279,641
34165,4900
39479,647
+ 1,81261036-?
+ 2,493041-?
+ 3,45220416-?
+ 2,996333b ?
+ 18,5972-?
+ 2,3469977-?
+ 4,80604313-?
+ 2,059810-?
+2,32735297-?
+ 12,9081434-?
+ 1,6773460-?
+ 2,1965962-?
+ 2,86739-?
4. Полуправильные и неправильные переменные
Звезда
UU Aur 17>
АЕ Aur 18>
W СМа*
Y CVn ">
\i Сер 20>
W Cyg 2D
AF Cyg 22)
U Del 23)
RY Dra
UX Dra
Z Eri 24>
BU Gem
X Her 25)
a Her 26)
g Her
U Нуа
R Lyr
U МОП 27)
a Ori 28)
TW Peg 29)
p Per*
a
06
05
07
12
21
21
19
20
12
19
02
06
16
17
16
10
18
07
05
22
03
I960
33,1
13,0
05,7
42,8
42,0
34,2
28,7
43,2
54,5
23,4
45,5
09,3
01,0
12,4
27,0
35,1
53,8
28,4
52,5
01,7
02,0
+38
+34
— 11
+45
+58
+45
+46
+ 17
+66
+76
— 12
+22
+47
+ 14
+41
— 13
ИЗ
—09
+07
+28
+38
29
15
51
43
33
09
03
54
16
28
40
55
23
27
59
07
53
40
24
07
39
Звездная
величина
8,2—10,(
5,4-6,1
8,7—9,7
5,2—6,6
3,6—5,1
G,8—8,9
7,4—9,4
5,6-7,5
9,4-11,
5,9—6,5
7,0-8,6
6,1—7,5
7,5—8,6
3,0—4,0
5,7—7,2
7,0-9,2
3,9—5,0
6,1-8,1
0,4—1,3
7,0—9,2
3,3-4,0
Ъ ph
V
Ph
V
V
ph
ph
V
\ph
V
ph
V
ph
V
ph
ph
V
ph
V
V
V
Эпоха Средн.период
235d :
неправильная
неправильная
158,0
неправильная
2430684 130,85
— 94,1
-110
172,5:
168
80
неправильная
95,0
—100
70 ±
450 ±
2435920 46,0
2430347 92,26
2410600 2070
2430370 956,4
±40
Спектр
N3 (С5,4)
09,5 V
N
N3 (С5,4)
М2е1а
М4е — Мб
М5е
M5II —III
С3,4
С7,3
M4III
МПа
Мбе
M5II — 1Ь
M6III
N2 (С7,3)
M5III
F8e Ib —
— КОр Ib
М2 lab
Мб —М7
M4III
536

Продолжение табл. 58А
5. Переменные звезды типа U Близнецов
Звезда
SS Аиг
SSCyg
U Gem
V 350 Ori
RU Peg
SW UMa*
C1950
h m
06 05,8
21 38,8
07 52,1
05 35,5
22 09,2
08 33,0
^1960
+47°46'
+43 08
+22 08
—09 45
+ 12 12
+53 39
Звездная
величина
m m
10,5-14,8 v
8,2—12,1 v
8,8—14,2 v
10,4—12,5 ph
9,0—13,1 v
10,8—16 ph
Средний
период
E58d)
E1,6)
A01,8)
65,7
D59)
Спектр
Pec
Al —dGep
sdB5e + dK
АО
sdBe + G8IVn
Pec
6. Вспыхивающие переменные звезды
Звезда
АЕ Aqr
DO Сер* 30>
UV Cet
EV Lac
AD Leo
V 371 Ori31>
EQ Peg*
a
20
22
01
22
10
05
23
I960
34,0
24,4
36,4
42,5
14,2
28,6
26,8
^1960
—01 14
+57 12
—18 13
+43 49
+20 22
+01 53
+ 19 23
Звездная величина
9,7-11,7
10,3—11,4
7—12,9
9,5—11,5
9,4—10,9
11,0—12,9
9,8—10,2
V
V
V
ph
в
Ph
V
Спектр
K5eIV-V + B
dM4,5e
dM5,5e
dM4,5e
M4,5Ve
dM3e
dM4e+dM5,5e
Примечания. 1) На протяжении 170 лет период (P) менялся дважды. 2) В 1965 г.
колебания почти прекратились и с тех пор амплитуда звезды не превышает 0т,2. 3) Р ме-
меняется. 4) Р меняется. 5) Р меняется. 6) Р меняется. 7) Средние: максимум 6т,5, мин.
10т,3; много неправильностей; комбинированный спектр. 8) Ср. макс. 6w,0, мин. 10w,3.
9) Комп. виз. дв. звезды ADS 1778; второй KOMn. = VZ Cet. 10) Ср. макс 5т,2, мин. 13т,4.
11) Минимум II 6W,4, d=0:, м. б. вращение линии апсиде периодом в 40 000 Р при неболь-
небольшом эксцентриситете, Р с 1942 г. изменился. 12) Медленное изменение Р. 13) Мин. II 7т,8;
компоненты м. б. физ. переменные. 14) Р меняется. 15) Мин. II 3,8; Р и форма кривой блеска
меняются. 16) Движение линии апсид. 17) Ср. зв. велич., возможно, меняется с периодом
3 500^* 18) Редкий класс белых неправ, перем. звезд. 19) Колебания с большими неправиль-
неправильностями; циклы 250d , 90е*- 20) Два наклад, периода: 904е* и 730е* и измен, ср. блеска
с Р=13а,5. 21) Накладывается вторичное колебание с элементами: Макс. 2430573,37 +
+ 119^,81 «Я 22) Иногда колебание происходит с удвоенным Р; ср. велич. меняется?
MaKC.=2430200 + 960d.?. 23) Ср. блеск меняется с P—ll00d. 24) Существует второй
цикл ~746d. 25) Ср. велич. меняется с P = 746d. 26) ADS 10418 А, сп. 5W,4, G0 11 —111
на раесг. 4",7. На медленное колебание блеска с Р~6а накладываются колебания с
р=50 — 130d с ампл. от 0т,3 до lw,0. 27) Ср. велич. меняется с P = 2320d. 28) Наклад,
волны продолж. от неск. недель до неск. месяцев. 29) Небольшие колеб. с РвоУО^ на*
клад, на основное колебание. 30) ADS 15972A. 31). Во время вспышек спектр Бе — Ае.
537

•V
•
f
во
•
•
•
•
Сер
•
§ ЯК) **#
®АК
•
<
•
•
©f
6,19
9 I—
•
•
• • •
• -
•
•
•
• •
• #
;
• •
( • ® •
•
V
т
щ
К табл. 58А. Карты окрестностей переменных DO Сер и EV Lac.
538

т
к
•
V 371 On
* 9 •
1 • 1
i © i
i i
l i«i
•
*•
©
• • .
•
5,67
К табл. 58А. Карты окрестностей переменных AD Leo и V 371 ОН.
539

К табл. 58А. Карта окрестностей переменной EQ Peg.
ТАБЛИЦА 58Б
Звезды сравнения (tnvis) для переменных типа U Gem и вспыхивающих
переменных звезд (см. карты на стр. 541—543)
Звезда
U Близнецов
SW Б. Медведицы
SS Возничего
SS Лебедя
V 350 Ориона
RU Пегаса
UV Кита
АЕ Водолея
а
т
11,45
10,17
10,98
8,51
10,5
8,6
7,3
9,8
ь
т
11,64
11,28
11,19
8,6
11,2
11,2
9,1
10,0
с
т
11,70
11,56
11,30
8,9
11,6
11,2
10,4
10,5
d
т
12,02
11,75
12,10
9,62
12,1
11,5
12,0
10,9
е
т
12,6
12,16
12,93
9,86
12,0
12,0
11,2
т
13,0
12,55
13,18
10,92
12,5
12,6
11,4
g
т
13,13
13,60
13,21
11,01
12,7
13,0
12,2
h
т
13,76
14,70
16,00*)
11,44
13,1
13,1
12,7
т
14,5
12,31
14,0
14,4
*) Фотографическая звездная величина.
540

К табл. 58Б. Карты окрестностей переменных U Gem, SW UMa и SS Aur (штриховыми линиями
отмечены области, охваченные более подробными картами справа).
541

Фа
Ф
•к
0
ш
SSCyg
•
•
•
^ , 1 1
i i
• •
• •
• ••
•
• %7,0 А
•
• d' -
•
•в *с
•ь •
RU Peg
К табл. 58Б. Карты окрестностей переменных SS Cyg, V 350 Orj и RU Peg.
542

К табл. 58Б, Карты окрестностей переменных UV Get и АЕ Aqr.
543

ТАБЛИЦА 59
Яркие галактические рассеянные скопления
(в скобках неуверенные значения)
*) Ясли (Praesepe).
NGC — номер по каталогу Дрейера, М —по каталогу Мессье, D — угловой
диаметр, тр^ инт. — интегральный блеск скопления, Dnc—диаметр в парсеках,
трн — ЯРК- зв- — средняя звездная величина пяти ярчайших звезд скопления,
спектр ярк. зв.—спектр, классы самых ярких звезд.
544

ТАБЛИЦА 60
Звездные ассоциации
ОВ -ассоциации
Обозначение
Cas OBI
Per OBI
Per OB2
Aur OBI
Ori OBI
Mon OBI
Mon OB2
Car OBI
Sco OBI
Sgr OBI
Sgr OB6
Cyg OB3
Сер ОВ2
Lac OBI
Сер ОВ1
Cas OB2 + OB5
125°
135
160
173
206
202
207
287
343
7
14
73
101
98
105
114
b
—1°
—5
17
0
—18
+ 1
—1
0
+1
—1
0
+2
+5
—15
—1
0
N
28
180
100
15
1000
50
—
90
70
60
120
200
80
70
150
160
Г, КПС
2,7
1,9
0,4
1,1
0,5
0,5
1,4
0,9
1,3
1,3
1,7
1,8
0,7
0,6
2,5
2,7
Характерный объект
NGC 381,366
X и h Per
I Per
X Aur
NGC 1976, - Ori
NGC 2264
NGC 2244
NGC 3293, 1С 2602
NGC 6231
NGC 6530,6531
NGC 6561
NGC 6871, IC4996
v Сер
10 и 12 Lac
NGC 7380
NGC 7510
Т-ассоциации
Обозначение
Per T2
Tau Tl
Таи Т2
Tau T3
Aur Tl
Ori Tl
Ori T2
Ori T3
Ori T4
Mon Tl
Sco Tl
Sgr T2
Oph Tl
Aql Tl
Cyg Tl
Cyg T3
161°
169
179
173
172
193
209
206
197
203
354
6
38
37
85
94
b
—18°
—16
—20
— 15
—7
—12
—19
— 17
—11
+2
+ 18
—1
+8
9
0
—5
N
15
12
11
46
13
42
399
93
27
141
26
50
20
18
21
19
d или
axb
0°,4
3
6X1
5
9X5
4
4
4
3
3
9
1X0,5
15X10
20X13
1
0,2
r, nc
380
200
170
170
170
400
400
400
400
800
210
1300
300
200
600
1200
Характерный
объект
1С 348
RY Tau
T Гаи
UZ Tau
RW Aur
CO Ori
T Ori
a Ori
FU Ori
NGC 2264
a Sco
M 8
V 426 Oph
V 374 Aql
1С 5070
1С 5146
18 П. Г. Куликовский
545

546

!»¦ Ш

§48

ш

§so

551

ТАБЛИЦА 64А
Галактические источники радиоизлучения
(с потоками излучения S больше 1,5-10~24 вт\мггц на одной из частот: 178,400,
1400 и —3000 Мгц)
В таблице даны: №№ по общему каталогу дискретных радиоисточников (GC)
(ApJ Suppl. № 93, 1965), Паркскому каталогу радиоисточников (PKS) (Austr.J.of
Physics 17—19, 1965—66), 3-му Кэмбриджскому каталогу (ЗС) (Mem. Roy. Astron.
Soc, vol. CXIII, p.V, 163, 1962) либо каталогу Вестерхаута (W) (BAN 14, №488,
1958), a1950, 61950, потоки (в единицах 10~24 вт1м2гц) для четырех указанных
частот, созвездие или обозначение, идентификация с оптическими объектами. Поч-
Почти ко всем строчкам таблицы в примечаниях даны дополнительные сведения.
GC
98
119
174
194
195
213
223
280
284
294
973
334
994
1011
1055
484
492
495
497
498
504
508
513
517
521
523
526
527
528
539
553
556
571
601
607
611
613
617
621
628
ЗС или
W или
PKS
\V3
PKS
144
145
157
163
PKS
W23
W33
W35
W41
W43
392
400
409,1
W66
W69
W70
W73
W75
«1950
h m
2 22,7
3 20,7
4 57,5
5 31,6
5 32,8
6 14,1
6 29,4
8 21,3
8 32,8
8 57,6
10 21,5
10 42,5
11 12,6
12 10,6
14 03,8
16 10,8
16 36,0
17 03,2
17 11,1
17 19,8
17 22,3
17 30,7
17 42,6
17 57,4
18 00,9
18 07,8
18 11
18 15,3
18 16,3
18 17,6
18 31,6
18 44,7
18 53,6
19 21,5
20 17,3
20 20,6
20 29,9
20 30,4
20 33,5
20 37,6
20 45
+61°51'
—37 25
+46 26
+21 59
—05 25
+22 44
+04 52
—42 52
—45 37
-47 25
—57 32
—59 30
—60 38
—62 34
—61 31
—60 48
—46 27
+09 16
—38 23
—35 40
—34 14
—32 31
—28 56
—23 26
—24 24
—19 38
— 17 50
— 12 00
-13 45
— 16 12
—08 42
-02 06
+01 14
+ 14 24
+45 25
+40 03
+39 04
+43 50
+41 42
-f41 59
150 30
Потоки
178
3,9
—
2,5
14,2
0,9
2,2
2,5
^—
—
—
—
—
—
—
—
—
—
3,3
—
—
—
100
—
—
—
.—
—
1,1
4,2
5,4
2,3
—
0,2
1,6
0,7
4,1
400
2,3
1,4
1,3
10,7
2,3
2,3
2,0
—
1,5
—
—
—
—
11,9
—
3,3
1,1
5,1
0,5
-30
4,9
2,0
3,6
1,5
1,3
2,4
2,4
4,4
3,2
2,9
1,1
11,7
2,4
0,3
4 9
6,4
1,7
1400
1,5
1,5
8,4
5,2
1,8
2,6
1,8
9,2
2,5
5,8
5,8
3,7
2,7
3,8
2,3
0,06
1,0
4,0
5,5
2,6
-35
4,0
2,2
1,9
2,5
2,5
7,0
0,8
3,3
2,0
7,1
1,0
4,0
2,4
2,5
2,3
2,9
1,9
3000
—
0,7
6,5
4,5
1,0
3,0
—
—
—
—
—
—
—
—
2,5
4,0
0,2
65
1,0
1,6
1,7
2,2
1,5
6,0
1,7
1,4
—
—
—
Созв.
или
обозн.
Cas
For A
Aur
Tau A
Ori
Gem
Mon
Pup A
VelX
Vel
Car
r| Car
Car
Cru
Cen
TrA
Ara
Oph
Sco
Sco
Sco
Sco
Sgr A
Sgr
Sgr
Sgr
Sgr
Sge
Sge
Sge
Set
Aql
Aql
Aql
Cyg
Cyg
Cyg
Cyg
Cyg
Cyg
Cyg
Идентификация
1С 1795
NGC 1316
NGC 1952
NGC 1976
1С 443
NGC 2244
NGC 3372
NGC 6334
NGC 6357
Центр Гал.
NGC 6514
NGC 6523
NGC 6604
NGC 6611
NGC 6618
3C 390.2
W44
552

GC
630
636
644
698
ЗС или
W или
PKS
W80
PKS
461
a,
h
20
20
21
21
23
23
650
m
47,6
53,4
10,6
53,0
21,2
56,5
0
+30° 18'
+43
+52
—69
+58
—61
52
16
56
32
12
178
4
2
1
,3
,2
13
Потоки
400
1,1
3,6
1,5
2,5
56
3,0
1400
0,9
3,8
—
28
—
Продолжение табл. 64А
3000
—
—
—
16
—
Созв.
или
обозн.
Cyg
Cyg
Cyg
Ind
Cas A
Phe
Идентификация
Примечания:
98 Обл. Н II. Диам. 2—3° на низк. част., 20' — на высокой, источник из
луч. ОН. 1С 1795.
174 Остаток SN. Опт. и радиодиаметр —2°.
194 Ml, Крабовидн. тум. — ост. SN 1054 г.; разм. 6'Х4'; в центре находится
пульсар NP0532 (см. стр. 555).
195 М42, тум. Ориона, НИ, d ~ 4' (во всяком случае для v^= 960 Мгц), ист.
излуч. ОН.
213 Ост. SN.
223 Обл. II, «Розетка», диам. опт. и радио —1°,3.
280 Тум., опт. раз. 5О'Х8О'; м. б. ост. SN.
284 Ост. SN, имеется пульсар PSR 0833 (см. стр. 555).
294 Обл. НИ.
334 Тум. НИ; опт. разм. 21О'Х21О', на част. 1440 Мгц 63'Х57'.
497 Обл. НИ. Опт. разм. 5О'х25',на част. 960 Мгц диам. 12'; ист. излуч. ОН.
498 Обл. НИ, опт. разм. 170'X55', на част. 1420 Мгц два комп.:
34' (80% потока) и 3' B0%); ист. излуч. ОН.
504 Обл. НИ, опт. разм 11О'Х8О\ на част. 960 Мгц диам. 1°,4, на 2700 Мгц —
15'.
508 Неск. отд. источников, один преобл. (во всяком случае на v^ 1000 Мгц),
совп. с началом новой галакт. сист. координат.
513 М20 —«Трехдольная» тум. Н II и нетепл, ист., размер 35'х20' на част.
1430 Мгц.
517 М8 (Lagoon), опт. разм. 6О'х35\
519 НИ, опт. разм. 120'ХЗО', на част. 2700 Мгц — ЗО'Х 15'.
523 НИ, опт.разм. 60'ХбО', на част. 2700 Мгц— 13'ХП', источн. изл. ОН.
526 НИ, диам. 140', на част. 960 Мгц — 0°,8.
527 НИ, диам. 25', на част. 960 Мгц 15'х15'.
528 М 17, НИ («Омега»), опт. разм. 70'ХбО', на част. 960 Мгц — 4',5.
553 Источн. излуч. ОН.
556 Ост. SN?.
571 НИ, диам. 40', на част. 1420 Мгц два комп.: d=40' (88% потока) и 3'
A2%).
601 Часть источника рентген, лучей Лебедь XR-1.
607 НИ, часть ист. Лебедь XR-1. d=180', на част. 960 Мгц — 1°,8хО°,6.
611 НИ, часть ист. Лебедь XR-1, на част. 960 Мгц d=l°,2.
613 НИ, Симеиз 207, опт. 64'х56\ часть ист. Лебедь XR-1.
617 НИ, часть ист. Лебедь XR-1.
621 Симеиз 218, опт. разм. ЗО'Х22', часть ист. Лебедь XR-1, источн. изл. ОН.
628 Ост. SN?—слаб, волокна туманности с центром в очень широкой обл, НИ.
630 Ост. SNII, опт. d=30'. «Петля в Лебеде».
636 НИ между NGC7000 («Северная Америка») и 1С 5067-70 («Пеликан») на
част. 178 Мгц, d=l°,8.
698 Ост. SNII. 200 небольш. конденсаций с Vr от—4000 до + 6000 км/сек.
553

ТАБЛИЦА 64Б
Внегалактические источники радиоизлучения
В таблицу включены наиболее яркие источники (с потоками больше 1,5х
ХЮ~24 вт/м2гц на одной из частот: 178, 400, 1400, ~3000 Мгц), а также ряд
замечательных источников. Столбцы таблицы соответствуют аналогичным столб-
столбцам предыдущей таблицы. Потоки даны в единицах 10~26 вт/м2гц.
GG
27
155
186
302
379
405
489
496
591
ЗС
—
84
120
123
—
PKS
218
231
273
274
279
295
348
353
405
454.3
СТА 102
\
0
0
3
4
4
5
5
9
9
12
12
12
13
14
16
17
19
22
22
i
40
55
13
30
33
18
22
15
51
26
28
53
22
09
48
17
57
51
30
Tl
,2
,0
,5
,5
,9
,4
,0
,7
,7
,5
,3
,5
,6
,5
,7
,9
,8
,5
,1
+40°
—73
+41
+05
+29
-45
-69
\\
+69
+02
+ 12
-05
—42
+52
+05
—00
+40
+ 18
+ 11
57'
00
20
15
34
50
00
53
55,
20
39
31
46
28
05
56
35
54
28
2
178
200
—
62
6
180
—
210
13
72
1050
20
78
350
180
8300
16
5
i
,6
5
,8
,2
,1
Потоки
400
80
550
20
5,
100
160
4000
130
55
480
13
600
51
160
140
4100
15
7
5
5
8
,1
1400
20
550
14,
4,
45
66
40
8,
41 <
200
10,
1830
24
50
50
1400
12,
6,
1
5
7
4*
8
7
3000
10*
5*
20
33
20
5,6
38*
100
11,2*
200
11,8
20
30
600
10*
5
Созв.
And A
Tuc
Per A
Tau
Tau
Pic A
Men
HyaA
UMa
Vir
Vir A
Vir
Cen A
Boo
Her A
Oph
Cyg A
Peg
Peg
Иденти-
Идентификации
NGC 224
MMO
NGC 1275
БМО
M82
NGC 4486
NGC 5128
Примечания:
27 M31, Туманность Андромеды. Опт. разм. 200/х90/.
ЗС 84 Сейфертовская галактика \2т. R~65 Mnc. Имеется по крайней мере
4 компонента; с оптическим ядром совпадает компактный источник
сантиметрового излуч. Оптически ядро переменное.
ЗС 120 N —галактика \7т, оптически переменная, 2 = 0,032.
155 На част. 1420 Мгц 2 комп. диам. по 5" на расст. 12",5.
186 Гал. 19т, 2 = 0,035. На част. 960 Мгц 2 комп. по 2' на расст. 4',6.
302 Тесная двойная гал. Е, ~16OT, z = 0,053.
ЗС 231 М "82, знаменитая взрывающаяся гал. с мощным оптич. синхротрон-
ным поляризов. излучением.
ЗС 273 Квазар, 2 = 0,158, т~\2т. Два компонента на расст. 20"; в одном
из них имеются источн. с угл. разм. < 0",0001.
379 М 87, гал. \0т, Е2 в скопл. Девы. г~0,041 (знаменитый выброс
разм. 20" с частичной поляриз., опт. излуч.).
ЗС 279 Квазар, 2 = 0,538, mv=: 17^,5.
405 Пекул. гал. ~7/л, эмисс, 2 = 0,015, в центре 2 комп. диаметром
3,5 кпс на расст. 8 кпс друг от друга, + крупномасштабная структура
~1000 кпс. Сильная линейная поляризация радиоизлучения.
ЗС 295 Гал. 20^,9, 2 = 0,461. Наибольшая радиосветимость среди галактик.
489 Гал. Е1 (или SO) 18й1, диам. 4", 2 = 0,154.
496 ГаЛ. 15т, на расст. ~65 Мпс.
591 Гал. 15'л,3 с эмисс. спектром, разм. 18"хЗО", 2 = 0,057,
ЗС 454.3 Квазар, 2 = 0,895.
СТА 102 Квазар 17т,3. 2=1,037.
# —переменный поток радиоизлучения. Все квазары, включенные в табл., опти-
оптически переменные.
554

ТАБЛИЦА 64В
Список пульсаров, открытых до начала 1971 г,
(по Y. Terzian, Aresibo Obs., Препринт CRSR № 365, 1970 и по IAU Circ.
№№ 2295 и 2287)
Пульсар
МР 0031
МР 0254
СР 0329
МР 0450
МР 0525 *)
NP 053P)
NSR 0628 3)
РР 0736 *)
PSR 0740
СР 0808
МР 0818
АР 0823
PSR 0833 в)
СР 0834 в)
МР 0835
PSR 0904
МР 0940
РР 0943
СР 0950
МР 0959
СР 1133
МР 1154
АР 1237
МР 1240
МР 1359
МР 1426
МР 1449
PSR 1451
HP 1508
МР 1530
АР 1541
МР 1604
PSR 16427)
МР 1700
МР 1706
МР 1727
МР 1747
PSR 1749 8)
МР 1818
JP 1845
МР 1857
JP 1858
МР 1911
СР 1919
PSR 1929
JP 1933
МР 1944
JP 1946
JP 1953
JP 2003
АР 2016
PSR 2020
JP 2021
PSR 2045е)
JP 2111
PSR 2218
АР 2303
JP 2319
с
h
00
02
03
04
05
05
06
07
07
08
08
08
08
08
08
09
09
09
09
09
l'l
11
12
12
13
14
14
14
15
15
15
16
16
17
17
17
17
17
18
18
18
18
19
19
19
19
19
19
19
20
20
20
2 0
20
21
22
23
23
«...
m
31
54
29
50
25
31
28
36
40
08
18
23
33
34
35
04
40
43
50
59
33
54
37
40
59
26
49
51
08
30
41
04
42
00
06
27
47
49
18
45
57
58
11
19
29
33
44
46
53
03
16
20
21
45
11
18
03
19
s
37
24
11
22
45
32
53
51
48
58
06
51
39
26
34
40
20
31
51
27
45
17
21
43
35
22
29
03
23
10
37
15
35
50
56
49
14
10
44
40
15
37
52
32
38
10
00
00
00
32
50
46
40
18
30
15
6
-07°
—54
+ 54
-17
+ 21
+ 21
—28
-40
—28
+ 74
-13
+ 26
-45
+ 06
-40
+ 77
-56
+ 10
+ 08
-54
+ 16
-62
+ 25
-63
-50
-66
-65
-68
+ 55
-53
+ 09
-00
-03
+ 17
-16
-47
—46
-28
—04
—04
-26
+ 03
—04
+ 21
+ 10
+ 16
+ 17
+ 35
+ 29
+ 31
+ 28
+ 29
+ 51
-16
+ 46
+ 47
+ 30
+ 60
I960
37'
24
50
58
58
33
34
38
40
47
00
20
40
05
09
37
07
09
36
32
42
30
38
23
12
37
40
56
06
28
00
00
24
47
47
52
09
55
25
12
30
30
44
27
36
40
45
00
38
55
30
10
18
06
47
33
56
30
30
50
36
07
02
49
59
31
30
25
I
11°
271
145
215
184
185
236
253
243
140
235
197
264
220
260
135
279
225
229
279
242
297
253
302
314
313
315
314
91
326
18
12
14
37
7
344
347
2
26
29
10
37
33
56
47
52
55
71
66
69
68
69
88
32
89
98
98
112
b
-69°
-55
— 1
-33
-7
—6
-16
—9
—2
+ 32
+ 13
+ 32
—3
+ 26
+ 0
+ 34
—2
+ 43
+ 44
+ 1
+ 69
—0
+ 86
—0
+ 11
—5
—5
-8
+ 52
+ 3
+ 46
+ 36
+ 26
+ 32
+ 14
—9
-1
+ 5
— 1
-13
— 1
—6
+ 4
—4
—2
-4
+ 5
+ 1
0
—4
5
+ 8
—33
— 1
—8
—27
— 1
0
0
о
о
3
)
0
0
)
0
1
0
[
0
[
0
1
1
0
1
0
0
0
0
0
0
1
0
0
0
1
0
0
0
0
0
0
0
0
0
1
0
0
0
0
0
2
0
0
0
1
1
0
1
2
P, сек
942950780
448
7145185076
549690
74591
,03309932409
,2444149
,374918324
,167
,292241325
,238123
,53065960347
,089209298267
,2737631515
,765
,57902
,662
,097707
,25306504020
,436551
,18791104904
,400
,382448573
,388
,690
,788
,180
263376764
,739677616
368852
,74839
,4218158
,38768739
,000
,653050423
,829683
,742349
5625533260
,598072601
,597731
,612214
,655444
,825933659
,337301133
,2265170227
,35873517339
,440609
,717306
,426676
, 111206
,55795339979
,344
,529195240
,9615663519
,014686
,538467383
,575869
,256483
Имп.
мсек.
25:
10
7
20:
148
3
50:
22
< ю
40
25:
13
2
38
20
< 80
30
50
15
50
40
—
60
60:
20:
10
5;
25
15
25:
100:
20:
20
14
30
20
5
20:
20
25
120
14
30
6
7
20
21
20
25
14
15
40
29
<30
30
140
г*),
кпс
0,2le
0,2 4е
2,00bd
0,33а
2,00b
2,00с
0,33а
l.OOf
0, 19а
>0,25а
0,63а
0,50с
0,43а
l,20f
2,30b
0,3 0е
0,29е
2,30Ь
0-,21е
2,70f
0,20е
2,20f
0,50а
1 ,50Ь
1,70Ь
0,40а
0,25е
0,67а
1 ,20а
0,25а
1 ,30а
0,33а
1,50Ь
1 ,50Ь
1 ,60b
2,40b
<3,00(а)
1 ,00а
0,75f
0,42а
0,27а
l,43f
0,70а
1 ,00(а)
0,35(а)
1 ,00(а)
0,47а
0,33а
0,38а
l.OOf
2,50b
>0,40f
0,80(а
z,
кпс
-0,
—0,
—0,
-0,
-0,
-0,
—0,
—0,
+ 0,
+ 0,
+ 0,
-о,
+ 0,
+ 0,
—
-0,
+ 0,
+ 0,
+ 0,
+ 0,
—о,
+ 0,
—0,
+ 0,
-о,
—о,
-о,
+ 0,
+ 0,
+ 0,
+ 0,
+ 0,
+ 0,
-о,
-о,
-о,
+ 0,
-о,
—0
+ 0
-0
-0
—0
+ 0
+ 0
0
-0
+ 0
-0
—0
-0
—0
-0
20
20
04
18
24
17
10
16
10
06
33
03
19
02
12
20
20
04
20
00
20
04
10
13
15
06
02
02
86
14
57
08
24
29
03
25
06
09
03
02
05
05
08
01
00
03
05
18
02
35
18
01
¦) Расстояния оценены из разных предположений: а) </ге > = 0,03 ли — 8; Ь) принадлежит
спиральной ветви; с) по оптич. идентификации; d) по поглощению в 21 см; е) /3=200 пс (при
6>35°); 0 <пе > = 0,10 см-3 (при малых b и при Н II).
Примечания: 1) 1°,5 от Крабовидной туманности, но м. б. вылетел из нее; 2) сов-
совпадает с центром Краба, v-излучение? Пульсации (также два субимпульса) в видимых лучах
звезды V=\6m,5, ДР= + 36,5-10-9 сек/сутки; 3)ДР= + 8,6-10-9 сек/сутки\ А) ДР = -}-1,7-1 О-9
сек/сутки; 5) ост. SN отожд. с радиотуманностью Vel X, ДР= + 1 0,8-1 О-9 сек/сутки;
6) ДР= + 0,59-10~9 сек/сутки; 7) АР= + 0,54-10~9 сек/сутки; 8) ДР = + 0,7 1 • 1 о~9 сек/сутки;
9) ДР = + 0>96- Ю-9 сек/сутки.

ТАБЛИЦА 65
Местная группа галактик
Название, созвез-
созвездие
Галактика
NGC 147 Cas
185 Cas
205 And
221 (М32) And
224 (M31) And
598 (M33) Tri
6822 Sgr
1С 1613 Cet
MMO Dor
Scl
For
БМО Tuc
Leo A (III)
Leo I
Leo В (II)
Название созвез-
созвездие
Галактика
NGC 147 Cas
185 Cas
205 And
221 (M32) And
224 (M31) And
598 (M33) Tri
6822 Sgr
1С 1613 Cet
MMO Dor
Scl
For
БМО Tuc
Leo A (III)
Leo I
Leo В (II)
«1960
h m
17 42,5
0 30,4
0 36,1
0 37,6
0 40,0
0 40,0
01 31,1
19 42,1
01 02,3
0 51
0 57,5
02 37,5
05 24
09 56,6
10 05,8
11 10,8
(m — M —
24,2
24,2
24,2
24,2
24,2
24,3
23,5
24,1
18,5
20,2
21,8
18,3
25,2
21,8
21,8
&I9I0
—28
+48
+48
+41
+4C
+41
+30
— 14
+01
—73
—33
—34
—69
+31
+ 12
+22
A)D
' В
°59'
°14
04
25
36
00
24
53
51
10
58
44
50
00
33
26
X,
Mn
0,
+0,
+0,
+0,
+0,
+0,
+0,
—o,
+0,
—o,
—o,
-o,
-o,
+0,
o,
+0,
0°,0
119,8
120,8
120,7
121,2
121,2
133,6
25,4
129,9
302,8
287,8
237,3
280,5
196,9
226,0
220,1
30
54
54
52
52
52
52
18
33
03
01
01
03
33
00
01
Y,
Mn
-o!
—o,
-o,
—o,
—o,
-o,
—o,
—o,
—o,
—o,
-o,
—o,
+0,
+0,
+o!
b
0°,0
-14,3
—14,5
—21,1
—22,0
—21,6
—31,3
— 18,4
—60,6
—44,3
—83,2
—65,7
—32,9
+52,4
49,1
+67,2
00
18
18
26
27
26
37
21
57
ЭЗ
11
20
02
93
19
22
Тип
5b или Sc
dE4p
dEO
E6p
E2
Sb I—II
Sc II—III
Ir IV—V
Ir V
Ir IV—V
dE3p
dEp
SBc III—IV
z,
Mnc
0,00
+0,18
+0,17
+0,16
+0,15
+0,15
0,00
+0,42
—0,02
—0,01
—0,02
—0,12
-0,03
—0,48
—0,13
—0,
06
Ir
dE4p
Ir—dE4
—мв
18,8
14,4
14,7
15,8
15,6
20,3
18,3
14,8
14,2
16,0
11,2
12,9
18,1
12,3
10,7
9,1
Спектр
GO
А8
G3
G5
G2
Em
F0
A7
—
—
Диаметр,
C0 кпс)
18' X12х
14X12
26X16
12X8
245X75
83X53
20X20
23X23
220x220
45X40
50X35
430x430
7X4
14X10
11X10
n
10,
10,
8,
9,
4,
6,
9,
10,
2,
9,
9,
o,
13,
И,
12,
км/сек
—
—10
—6
+ 17
—68
— 11
+73
-129
—13
—70
+ 16
8
i
6
3
9
1
3
3
3
1
8
2
1
6
1
3
9
1,
1,
3,
1,
1,
I,
Расст.,
Mnc
0,01
0,69
0,69
0,69
0,69
0,69
0,72
0,50
0,66
0,05
0,11
0,23
0,05
1,10
0,23
0,23
aw
3-10"
4-10»
3-10"
8-10»
4.10»
9-108
5-109
3.10«
5-107
6-109
1 • 10е
—
Еще входят в местную группу несколько шаровых скоплений, слишком да-
далеких от центра Галактики. Возможными членами могут быть: 1С 10 Cas, \\m,7t
Ir IV, на расст. 1,26 Mnc, Sex В, Ir IV—V, 12^,0, Sex A, Ir V, 11«,7, на расст.
1,00 Mnc и еще 3—4 карликовые системы. Основные данные Ж. де Вокулера
(препринт, 1970) оценки масс по ван ден Бергу (JRAS Сап 62, № 4, 5, 1968),
лучевые скорости исправлены за пекулярное движение Солнца к апексу и за его
участие во вращении Галактики.
556

ТАБЛИЦА 66А
Некоторые скопления галактик
Созвездие
а19Б0
h m
12 25
23 18
8 18
3 15
12 56
11 43
10 24
7 04
14 30
10 55
"i960
+ 12°
+8
+21
+41
+28
+57
+ 11
+35
+32
+58
Расст.
в
Мпс *)
12
7
9
11
14
23
36
42
70
73
Лучевая
скорость
в
км/сек
+ 1200
+3800
+4900
+5250
+7500
+ 11800
+19600
+24000
+39500
+42000
™ph
галактик
т
+ 12,5
+ 15,5
+15,4
+ 16,4
+ 17,0
+18,0
+ 19,0
+ 19,5±
+21 ±
+21 ±
Число
галак-
галактик
>2500
100
150
500
800
300
400
400
400
400
Диа-
Диаметр
скопл.
Дева
Пегас
Рак
Персей
Волосы Вероники
Б. Медведица (I)
Лев
Близнецы . . .
Волопас ....
Б. Медведица (II)
*) При Н = 100 jcm/сек/Мпс.
16°
2°
1°,5
2°
4°
40'
35'
ТАБЛИЦА 66Б
Яркие члены скопления галактик в созвездии Девы
Скопление в Деве представляет собой овальное пятно 16°Х 10°, площадь
которого равна ~0,6% всей площади северной полусферы. В нем сосредоточено
22% галактик ярче 12ОТ, в том числе десять ярких галактик, имеющих следую-
следующие номера NGC (частично скопление распространяется на созвездие Волосы Ве-
Вероники):
Галактика
NGC 4212
4216
4254
4303
4321
Тип
Sc
Sb
Sc
Sc
Sc
mph
m
11,7
10,9
10,4
10,0
10,1
Галактика
NGC 4374
4406
4472
4486
4501
Тип
SO
E
E
E
Sb
mph
m
10,2
10,1
9,3
9,6
10,1

НЕКОТОРЫЕ АСТРОФИЗИЧЕСКИЕ ДАННЫЕ
ТАБЛИЦА 67
Поглощение света в земной атмосфере
г
0°
10
20
25
30
35
40
45
50
55
F (z)
1,000
1,015
1,064
1,103
1,154
1,220
1,304
1,413
1,553
1,742
Amt-
0,00
0,00
0,01
0,02
0,03
0,04
0,06
0,09
0,12
0,17
г
60
62
64
66
68
70
72
73
74
75
F {z)
1,995
2,123
2,274
2,447
2,654
2,904
3,209
3,388
3,588
3,816
Amt.
0,23
0,26
0,30
0,34
0,39
0,43
0,52
0,56
0,60
0,65
2
76
77
78
79
80
84
85
86
87
F iz)
4,075
4,372
4,716
5,120
5,60
8,90
10,40
12,44
15,36
0,71
0,77
0,83
0,91
0,99
1,52
1,77
2,12
2,61
Разность поглощений на данном видимом зенитном расстоянии г и в зени-
зените Amv основана на коэффициенте прозрачности р — 0,835. Данные приведены
для / = 0° и давлении в 760 мм. При давлении В мм разность поглощений рав-
равна табличной, умноженной на В мм/760 мм. Для любого другого значения р по-
поправка за поглощение вычисляется по формуле: Ат2 — Ат0 — 2,5 \g p [T7 (г)— 1],
где F (г)— масса воздуха, проходимого лучом, выраженная в единицах массы воз-
воздуха в направлении на зенит, а Ато — 0т,2\ для визуальных лучей и 0от,44 для
фотографических. Разность для фотографических лучей вдвое больше, но для точ-
точных фотометрических работ используется только до г 40—45°.
558

ТАБЛИЦА 68А
Средняя рефракция
(по Бесселю) при температуре *° = +10°С и барометрическом давлении ?=760 л*л*
г
0°
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
R
О'ОО"
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
15
16
17
18
0 19
2
18°
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
R
0'19"
20
21
22
24
25
26
27
28
30
31
32
34
35
36
38
39
41
0 42
2
36°
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
R
042"
44
45
47
49
51
52
54
56
0 58
1 00
1 02
1 05
1 07
1 09
1 12
1 14
1 17
1 20
2
54°
55
56
57
58
59
60,
60,
61,
61,
62,
62,
63,
63,
64
64
65
65
66
0
5
0
5
0
5
0
5
0
5
0
5
0
R
Г20"
23
26
29
33
37
41
43
1 45
1 47
1 49
1 52
1 54
1 56
59
2 01
2 04
2 07
2 10
г
66е
66
67
67
68
68
69
69
70
70
71
71
72
72
73
73
74
74
75
,0
5
0
5
0
5
0
5
0
,5
,0
,5
,0
,5
,0
,5
,0
,5
,0
2'
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
3
3
3
3
3
3
R
10"
13
16
20
23
27
31
35
39
43
48
52
57
02
08
14
20
27
34
2
75е
75
75
76
76
76
77
77
77
78
78
78
79
79
79
80
82
85
90
0'
20
40
0
20
40
0
20
40
0
20
40
0
20
40
0
0
0
0
3'
3
3
3
3
4
4
4
4
4
4
4
4
5
5
5
6
9
35
R
34"
39
44
49
55
01
07
13
20
27
35
43
51
00
09
19
33
52
24
ТАБЛИЦА 68Б
Поправка к средней рефракции R за температуру t° воздуха
Nv R
-30°
—25
—20
— 15
— 10
— 5
0
+ 5
+ 10
+ 15
+20
+25
+30
+35
+40
0'
0"
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
1
+ 10"
+ 8
+ 7
+ 6
+ 5
+ з
+ 2
+ 1
0
1
2
— 3
— 4
— 5
— 6
2'
+20"
+ 17
+ 14
+ 12
+ 9
+ 7
+ 4
+ 2
0
— 2
— 4
— 6
— 8
—10
— 12
3
+30"
+26
+22
+ 17
+ 14
+ 10
+ 7
+ з
0
— 3
— 6
— 9
—12
—15
—18
4'
+40"
+35
+29
+24
+ 19
+ 14
+ 9
+ 4
0
— 4
— 8
—12
—16
-20
—23
5'
+51"
+44
+37
+30
+24
+ 17
+ П
+ 6
0
— 5
—11
— 16
—20
—25
-30
6'
+62"
+53
+45
+37
+29
+21
+ 14
+ 7
0
7
— 13
— 19
-25
—31
—36
559

ТАБЛИЦА 68 В
Поправка к средней рефракции R за барометрическое давление В в мм
В \v
660
670
680
690
700
710
720
730
740
750
760
770
780
790
800
0'
0"
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
г
—8"
—7
—6
—6
—5
—4
—3
—2
—2
j
0
+ 1
+2
+2
+3
2'
-16"
— 14
— 13
-11
— 9
— 8
— 6
5
— 3
2
0
+ 2
+ з
+ 5
+ 6
3'
—24"
—21
— 19
—17
— 14
— 12
9
— 7
— 5
— 2
0
+ 2
+ 5
+ 7
+ 10
4'
—32"
—29
—25
—22
— 19
— 16
— 13
-10
— 6
— 3
0
+ з
+ 6
+ 10
+ 13
5'
—40"
—36
—32
-28
-24
-20
— 16
— 12
— 8
— 4
0
+ 4
+ 8
+ 12
+ 16
—48"
—43
—38
—33
—29
—24
— 19
— 14
— 10
— 5
0
+ 5
+ 10
+ 14
+ 19
ТАБЛИЦА 69
Распределение энергии в спектре Солнца
Поток радиации вне атмосферы в эрг-смсек^1 А (по Джонсону, 1960 г.)
уз
Х(А)
2200
2300
2400
2500
2600
2700
2800
2900
3000
3100
3200
3300
3400
3500
3600
3700
3800
3900
>
3,0
5,2
5,8
6,4
13
25
24
52
61
76
85
115
111
118
116
133
123
112
Виз.
МА)
4000
4200
4400
4600
4800
5000
5200
5400
5600
5800
6000
6200
6400
6600
6800
154
192
203
216
216
198
187
198
190
187
181
174
166
159
15J
ик
Я (А)
7000
7500
8000
8500
9000
10000
11000
12000
13000
14000
15000
16000
18000
20000
25000
30000
35000
40000
45000
50000
60000
70000
144
127
112,7
100,3
89,5
72,5
60,6
50,1
46,6
32,8
26,7
22,0
15,2
10,79
5,09
2,68
1,53
0,95
0,61
0,42
0,21
0,12
560

ТАБЛИЦА 70
Основные линии солнечного спектра, наблюдаемого с поверхности Земли
S"
я
1
о
А
а
В
С(Нв)
а
j)
D
D
р
Е2
ь2
Ь3
ь4
в А
7621,3
7594,1
7184,6
6870,2
6562,816
6278,1
5895,944
5889,977
5875,618
5316,8
5316,6
5270,3
5269,56
5183,621
5172,700
5169,0
/ 5167,510
\ 5167,330
1тенс.
?
3—25
?
}
0—15
40
?
20
30
2
2
4
7
8
30
20
4
5
15
Элемент
О2*>
*)
Н2О*>
О2*>
н
Na
Na
Не **>
ре+ ***)
Sc, Fe +
Fe, Ca
Fe
Mg
Mg
Fe+
Fe
Mg
к
К
к
к
к
0
ж
ж
ж
3
3
3
3
3
3
3
3
3
юзнач.
S
F(Hp)
d
G(H )
f T
G
g
H
К
L
M
N
в А
4861,344
4404,763
4383,559
4340,477
4325,8
/ 4307,914
\ 4307,749
4226,742
/ 4101,750
\ 4101,685
4063,607
4045,827
3968,494
3933,684
3820,438
3734,876
3581,210
1тенс.
?
30
10
15
20
8
6
3
20
40
3
20
30
700
1000
25
40
30
Элемент
н
Fe
Fe
H
Fe
Fe, Ti h
Ca
Ca
H
Fe
Fe
Fe
Ca +
Ca +
Fe, С
Fe
Fe
CO
Г
С
с
с
с
(
с
(
(
(
(
(
(
с
с
с
с
)
)
)
)
)
)
)
)
)
)
*) Теллурические линии (линии поглощения земной атмосферы, от слова Tellurls-
Земля); их интенсивность зависит от состояния атмосферы.
**) Линия, испускаемая только хромосферой.
***) + обозначает однажды ионизованный атом.
ТАБЛИЦА 71
Относительная спектральная чувствительность глаза
Длина волны
в А
3800
3900
4000
4100
4200
4300
4400
4500
4600
4700
4800
4900
5000
5100
5200
5300
5400
5500
5600
5700
Дневное
зрение
(колбочки)
0,00004
0,00012
0,0004
0,0012
0,0040
0,0116
0,023
0,038
0,060
0,091
0,139
0,208
0,323
0,503
0,710
0,862
0,954
0,995
0,995
0,952
Ночное
зрение
(палочки)
__
0,0185
0,040
0,076
0,132
0,213
0,302
0,406
0,520
0,650
0,770
0,900
0,985
0,960
0,840
0,680
0,500
0,350
0,228
Длина волны
в А
5800
5900
6000
6100
6200
6300
6400
6500
6600
6700
6800
6900
7000
7100
7200
7300
7400
7500
7600
7700
Дневное зрение
(колбочки)
0,870
0,757
0,631
0,503
0,381
0,265
0,175
0,107
0,061
0,032
0,017
0,0082
0,0041
0,0021
0,00105
0,00052
0,00025
0,00012
0,00006
0,00003
Ночное
зрение
(палочки)
0,140
0,083
0,0490
0,0300
0,0175
0,0100
0,0058
0,0032
0,0017
0,00087
0,00044
0,00021
0,00010
,
—
561

ТАБЛИЦА 72
Визуальные абсолютные звездные величины звезд различных
последовательностей диаграммы Герцшпрунга — Рессела
к
о
05
07
09
ВО
В2
В5
В8
АО
А2
А5
А8
F0
F2
F5
F7
GO
G2
G5
G8
ко
К2
К5
К7
МО
М2
М4
Мб
Л8
Л
S&
^S
la —
—8,
—8,
-8,
—8,
—8,
—8,
—8
—8
—8
—8
-8
—8
—9
9
—
3
1
2
3
3
4
5
5
6
7
8
9
,9
,0
,0
Сверхгиганты
la
M
—6,
—6,
—6,
—7,
—7,
-7,
—7,
-7,
—8,
~8,
-8
—8
—8
-8
-8
-8
—8
—8
-8
-8
—
—7
7
—7
1
2
2
8
0
2
1
5
7
1
5
4
2
0
0
0
0
,0
,0
,0
,0
lab
м
-6,
—6,
-6,
-6,
—6,
—6,
-6,
-6,
—
—6,
—6,
—6
—6
-6
-6
—6
—6
-6
—6
—5
-5
—5
—5
—5
1
2
2
3
3
5
6
7
9
6
6
5
4
3
2
2
,1
,1
,0
9
,8
,7
,6
,6
Ib
-6,
-5,
—5,
-5,
—5,
—5,
—4,
-4,
4
-4,
-4,
—4
-4
—4
—4
—4
4
—4
—4
—4
4
—4
—4
1
8
7
7
6
2
0
8
8
8
7
6
6
6
6
6
,6
с
,6
у
,8
,<
,<
К
Яркие 1
ганты
II
-
М
—6,
—5,
—4,
—4,
—
—
2
—2,
-2,
2
—2,
о
л,
—2
—2
—2
—2
—2
—2
2
—2
2
2
—2
2
0
4
8
4
9
7
6
5
5
3
2
1
0
0
,0
,0
,0
,0
,3
с
»и
с
ьные 1
Нормал
гиганты
III
_
М
-5,
—5,
—3,
—2,
-1,
(+0,
7
0
6
2
0
1)
(+0,7)
+ U
+ 1.
+ 1.
+ 1,
+ 1,
+ 1
(+1
—
(+1
(+1
+ 1
+0
+0
-0
-0
—0
1
3
5
6
7
7
0)
0)
,6
,2
,8
,0
,1
,6
,8
нты 1
Субгига
IV
_
М
—5,
-4,
з
— 1,
—0,
+о,
+1.
+1,
+2,
+2,
+2,
+2,
+2
+3
+3
+3
+з
+з
—
3
8
1
8
7
3
0
4
0
2
4
5
6
0
0
1
,2
ев А
« са и
Главна?
последо
тельное
V
Af
—5,6
-5,2
-4,7
-4,2
—2,5
-1,0
+0,0
+ 1,0
+1,6
+2,1
+2,5
+2,7
+3,1
+3,6
+4,0
+4,6
+4,8
+5,2
+5,5
+5,8
+6,3
+7,5
+8,3
+8,9
+ 10,
+ 11,
(+13,
(+16
3
4
2)
5)
Я
к
Субкар,
ки *)
1
VI
_
—
—
—
_
м
+2,3
+2,9
+3,3
+3,6
—
—
—
—
+5,7
+6,0
+6,3
+6,6
+6,9
+7,7
+9,7
—
+ 10,9
+ 12,1
+ 12,8
(+14,0)
а
ее
Белые i
лики
VII
М
+ю,
+ю,
+ 10,
+ю,
+11,
+11,
+ 12,
+ 12
+ 13
+ 13
+ 13
+ 14
+ 14
+ 14
+ 15
+ 15
+ 15
—
—
—
—
—
—
2
4
6
8
2
7
3
8
0
3
7
0
4
,6
,0
,2
,4
¦) Некоторые полагают, что последовательность субкарликов совпадает с нижней гра-
границей главной последовательности после учета различия показателя цвета этих звезд и
звезд с нормальным содержанием металлов (карликов).
562

ТАБЛИЦА 73
Болометрические поправки в зависимости от спектрального класса
и класса светимости
Спектр Sp
Главная
05
ВО
В2
В5
В8
АО
А5
F0
F5
GO
G5
ко
К5
МО
М5
Болометр,
поправка B.C.
последовательность V
М
—4,6
-3,0
—2,6
-1,6
—1,0
—0,68
—0,30
—0,10
0,00
—0,03
—0,10
—0,20
—0,58
—1,20
-2,1
Спектр Sp
Гиганты
GO
G5
ко
К5
МО
М5
Болометр,
поправка В.С
III
М
-0,1
-0,3
—0,6
-1,0
-1,7
-3,0
Сверхгиганты la, b
ВО
АО
F0
GO
G5
ко
К5
МО
М5
-3,0
—0,7
-0,2
-0,3
—0,6
—1,0
—1,6
—2,5
—4,0
ТАБЛИЦА 74
Эффективные температуры звезд в зависимости от спектрального
класса и класса светимости
Спектр
TV)
TV)
TV)
Главная последоват V
ВО
вз
В5
АО
А5
F0
F5
F8
GO
G5
ко
К5
МО
М2
Мб
37800°
20250
14820
9710
8400
7650
6650
5963
5270
4900
4350
3860
3530
3480
26500
15500
13800
9500°
8220
7180
6570
6230
5940
5670
5290
4410
3750
3400
2950
15600°
И 000
8700
6600
6150
6000
5520
5120
4400
—
Спектр 1
TV) |
TV)
TV)
Гиганты 111
GO
G5
КО
К5
МО
М5
F0
GO
G5
КО
К5
МО
М5
5400°
4700
4100
3500
2900
5050J
4760
3820
3680
2800
Сверхгиганты I
6400
5400
4700
4000
3400
2800
—
7400
5900
5330
4850
3820
3680
2800
5300°
4650
4200
3550
3340
2710
5000
4290
3320
3210
1) по Пиловскому (см. LB, 393).
2) по Джонсону А&Ар 4, 1966, 196—197.
8) по Андерхилл HdPh 61, 83.
*) по Аллену (Астрофиз. величины 2-е изд., Лондон
1963).
563

ТАБЛИЦА 75
Нормальные показатели цвета (В — V)o и (U — В)о звезд в зависимости
от спектра и класса сзетимости
Спектр
Главная
послед. V
Нормальные
гиганты III
Яркие
гиганты II
Сверхгиганты I
Белые
карлики VII
(B-VH\(U~BH
(B-Vo) (U-B)Q
(B-V)o (U-B)Q
(B-VH\ (l/-B
(B-V)o
05
08
BO
B2
B5
B8
АО
A2
A5
A7
FO
F5
GO
G5
КО
КЗ
K5
МО
М2
М5
т
—0,34
—0,32
-0,30
-0,26
—0,18
—0,12
-0,02
+0,05
+0,15
+0,19
+0,29
+0,42
+0,58
+0,68
+0,81
0,97
+ 1Л5
+1,40
+ 1,49
+ 1,58
т
-1,17
-1,14
—1,08
—0,87
—0,58
-0,34
—0,02
+0,05
+0,09
+0,"
+0,02
—0,01
+0,05
+0,21
+0,48
+0,
+ 1,08
+ 1,23
+1,16
+ 1,24
т
—0,34
—0,32
—0,29
-0,24
—0,18
—0,12
—0,02
+0,03
+0,15
+0,18
+0,27
+0,42
+0,66
(+0,81)
+0,99
+ 1,28
+ 1,50
+ 1,54
+ 1,57-
5
т
— 1,17
— 1,14
— 1,09
—0,90
—0,60
(-0,34)
(—0,03)
+0,05
+0,10
+0,13
+0,10
+0,07
(+0,27)
+0,50
+0,85
+ 1,42
+ 1,80
+ 1,84
+ 1,85
т
-0,34
0,32
¦0,28
—0,23
—0,16
-0,Ш
—0,04
+0,02
+0,12
+0,18
+0,25
+0,38
+0,72
+0,90
+ 1,10
+ 1,40
+ 1,54
—1,17
— 1,13
— 1,10
—0,95
—0,70
(—0,43)
(—0,09)
+0,24
(+0,37)
+0,55
+ 1,00
(+1,56)
(+1,82)
т
—0,34
-0,30
—0,22
—0,16
—0,10
—0,04
—0,02
—0,02
+0,06
+0,11
+0,18
+0,36
0,70
+ 1,04
+ 1,30
+ 1,52
+ 1,58
+ 1,76
-1,17
-1,14
-1,07
-0,94
-0,76
-0,58
-0,34
+0,20
+0,30
+0,49
+0,80
(+U5)
+ 1,74
+ 1,75
+ 1,95
—0,28
0,00
+0,07
+0,16
+0,22
+0,29
+0,42
+0,56
+0,68
+0,81
+0,96 (+0,37)
— 1,02
—0,79
—0,63
—0,58
—0,58
—0,56
—0,20
ТАБЛИЦА 76
Массы, радиусы, средние плотности звезд и ускорения силы тяжести
на их поверхности (в единицах солнечных)
^^ Классы
^"«^ светим.
Спектр ^ч.
05
08
ВО
В5
АО
А5
F0
F5
G0
G5
ко
К5
МО
М2
М5
М8
3)
V
50
23
17,5
6,5
3,2
2,1
1,8
1,5
1,1
0,9
0,8
0,65
0,5
0,4
@,2)
@,1)
1 массы
III
2,5
3,0
3,5
4,5
5,0
5,5
F)
1
50
25
16
13
12
10
10
12
13
15
17
20
R.
V
18
7,5
4,0
2,6
1,8
1,4
1,2
1,0
0,9
0,8
0,7
0,6
0,5
0,3
0,1
радиусы
III
16
10
6
4
6
10
16
25
D0)
I
20
30
40
50
60
80
100
130
200
400
500
800
Логарифм средней
плотности, р
V
-2,1
— 1,4
—0,99
—0,73
—0,45
—0,15
—0,10
—0,02
+0,06
+0,11
+0,20
+0,29
+0,5
+0,8
+ 1J
in
-2,0
—2,5
-3,1
—3,6
-4,1
—2,2
-3,0
—3,6
—4,0
-4,3
—4,7
—5,0
-5,1
—5,8
—6,6
-6,9
-7,4
Логарифм величи-
величины ускорения, g
V
—0,90
—0,52
—0,39
—0,33
—0,18
—0,01
+0,00
+0,00
+0,03
+0,04
+0,07
+0,09
+0,2
+0,3
+0,8
Ш 1 I
— 1,2
— 1,5
— 1,9
—2,2
—2,5
—0,9
—1,6
—2,0
—2,3
—2,5
—2,8
-3,0
—3,1
-3,5
—4,0
-4,2
-4,5
Примечание.
О,О13«0.
Массы белых карликов: ?Ш=@,6±0,3) ОЛ©; их радиусы;

НЕКОТОРЫЕ ЗВЕЗДНО-АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ДАННЫЕ
ТАБЛИЦА 77
Соотношение между абсолютной звездной величиной Alv и светимостью L,
выраженной в единицах светимости Солнца (AIqv = + 4м,77)
My
т
-9,0
-8,8
—8,6
—8,4
—8,2
-8,0
—7,8
—7,6
—7,4
—7,2
-7,0
-6,9
-6,8
-6,7
-6,6
-6,5
-6,4
-6,3
-6,2
-6,1
-6,0
-5,9
-5,8
—5,7
-5,6
-5,5
-5,4
-5 3
-5,2
—5,1
— 5,0
—4,9
—4,8
—4,7
—4,6
-4,5
—4,4
—4,3
-4,2
—4,1
—4,0
—3,9
-3,8
-3,7
L
320000
270000
224000
186000
155000
129000
107000
89000
74000
62000
51000
47000
43000
39000
36000
32000
30000
27000
24600
22400
20400
18600
17000
15500
14100
12900
11700
10700
9800
8900
8100
7400
6800
6200
5600
5100
4700
4300
3900
3600
3200
3000
2700
2460
My
т
-3,7
-3,6
-3,5
-3,4
-3,3
-3,2
-3,1
-3,0
—2,9
—2,8
—2,7
—2,6
—2,5
—2,4
—2,3
—2,2
-2,1
—2,0
— 1 ,9
-1 ,8
— 1 ,7
—
,6
,5
1 ,4
1 ,3
1 ,2
,1
1 ,0
-0,9
-0,8
-0,7
-0,6
— 0,5
-0,4
-0,3
—0,2
-0,1
0,0
+ 0,1
+ 0,2
+ 0,3
+ 0,4
+ 0,5
+ 0,6
L
2460
2240
2040
1860
1700
1550
1410
1290
1170
1070
980
890
81»
740
680
620
560
510
470
430
390
355
324
295
270
246
224
204
186
170
155
141
129,
117,
107,
97,
89,
81 ,
74,
67,
61 ,
56,
51 ,
46,
0
2
1
6
2
3
1
8
6
2
4
8
My
т
+ 0,6
+ 0,7
+ 0,8
+ 0,9
+ 1 ,0
+ 1 ,1
+ 1,2
+ 1 ,3
+ 1 ,4
+ 1 ,5
+ 1 ,6
+ 1 ,7
+ 1 ,8
+ 1,9
+ 2,0
+ 2,1
+ 2,2
+ 2,3
+ 2,4
+ 2,5
+ 2,6
+ 2,7
+ 2,8
+ 2,9
+ 3,0
+ 3,1
+ 3,2
+ 3,3
+ 3,4
+ 3,5
+ 3,6
+ 3,7
+ 3,8
+ 3,9
+ 4,0
+ 4,1
+ 4,2
+ 4,3
+ 4,4
+ 4,5
+ 4,6
+ 4,7
+ 4,8
+ 4,9
L
46,8
42,7
38,9
35,5
32,4
29,5
27,0
24,6
22,4
20,4
18,65
17,00
15,50
14,13
12,90
11 ,72
10,71
9,76
8,92
8,13
7,41
6,78
6,16
5,62
5,14
4,68
4,26
3,89
3,55
3,24
2,86
2,70
2,46
2,24
2,04
1 ,86
1,70
1 ,55
1 ,41
1,29
1 ,17
1 ,07
0,98
0,89
My
т
+ 4,9
5,0
5,1
5,2
5,3
5,4
5,5
5,6
5,7
5,8
5,9
6,0
6,1
6,2
6,3
6,4
0,5
6,6
6,7
6,8
6,9
7,0
7,1
7,2
7,3
7,4
7,5
7,6
7,7
7,8
7,9
8,0
8,1
8,2
8,3
8,4
8,5
8,6
8,7
8,8
8,9
9,0
9,1
+ 9,2
L
0,89
0,81
0,74
0,68
0,62
0,56
0,51
0,47
0,43
0,39
0,36
0,32
0,30
0,27
0,25
0,22
0,20
0,19
0,17
0,16
0,14
0,13
0,12
0,107
0,098
0,089
0,081
0,074
0,068
0,062
0,056
0,051
0,047
0,043
0,039
0,036
0,032
0,030
0,027
0,025
0,022
0,020
0,0186
0,0170
My
т
+ 9,2
9,3
9,4
9,5
9,6
9,7
9,8
9,9
10,0
10,1
10,2
10,3
10,4
10,5
10,6
10,7
10,8
10,9
11 ,0
11,1
11 ,2
1
1
1
1
1
,3
,4
,5
1 ,6
,7
,8
,9
12,0
12,1
12,2
12,3
12,4
12,5
12,6
12,7
12,8
12,9
13,0
13,1
13,2
13,3
+ 13,4
L
0,0170
0,0155
0,0141
0,0129
0,0117
0,0107
0,0098
0,0089
0,0081
0,0074
0,0068
0,0062
0,0056
0,0051
0,0047
0,0043
0,0039
0,0036
0,0032
0,0029
0,0027
0,0025
0,0022
0,0020
0,0019
0,0017
0,00155
0,00141
0,00129
0,00117
0,00107
0,00098
0,00089
0,00081
0,00074
0,00068
0,00062
0,00056
0,00051
0,00047
0,00043
0,00039
0,00036
My
т
+ 13,4
13,5
13,6
13,7
13,8
13,9
14,0
14,1
14,2
14,3
14,4
14,5
14,6
14,7
14,8
14,9
15,0
15,2
15,4
15,6
15,8
16,0
16,2
16,4
16,6
16,8
17,0
17,2
17,4
17,6
17,8
18,0
18,2
18,4
18,6
18,8
19,0
19,2
19,4
19,6
19,8
20,0
L-10*
36
32
30
27
25
22
20
19
17
155
141
129
1 17
107
098
089
081
068
056
047
039
032
027
022
019
016
013
11
09
07
06
05
043
036
030
025
020
017
014
012
010
008
565

566

567

ТАБЛИЦА 79
Перевод разностей звездных величин двух звезд в отношения блеска
Сотые
доли
0^,00
02
04
06
08
10
12
14
16
18
20
22
24
26
28
30
32
34
36
38
40
42
44
46
48
50
52
54
56
58
60
62
64
66
68
70
72
74
76
78
80
82
84
86
88
90
92
94
96
98
1,00
1,0000
1,0186
1,0375
1,0568
1,0765
1,0965
1,1169
1,1376
1,1588
1,1803
1,2023
1,2246
1,2474
1,2706
1,2942
1,3183
1,3428
1,3677
1,3932
1,4191
1,4454
1,4723
1,4997
1,5276
1,5560
1,5849
1,6144
1,6444
1,6749
1,7061
1,7378
1,7701
1,8030
1,8365
1,8707
1,9055
1,9409
1,9770
2,0137
2,0512
2,0893
2,1281
2,1677
2,2080
2,2491
2,2909
2,3335
2,3768
2,4210
2,4660
2,5119
2,5119
2,5586
2,6062
2,6546
2,7040
2,7542
2,8054
2,8576
2,9107
2,9648
3,0200
3,0761
3,1333
3,1915
3,2509
3,3113
3,3729
3,4356
3,4995
3,5645
3,6308
3,6983
3,7670
3,8371 .
3,9084
3,9811
4,0551
4,1305
4,2073
4,2855
4,3652
4,4463
4,5290
4,6132
4,6989
4,7863
4,8753
4,9659
5,0582
5,1523
5,2481
5,3456
5,4450
5,5463
5,6494
5,7544
5,8614
5,9704
6,0814
6,1944
6,3096
Звездные
6,3096
6,4269
6,5464
6,6681
6,7920
6,9183
7,0469
7,1779
7,3114
7,4473
7,5858
7,7268
7,8705
8,0168
8,1658
8,3176
8,4723
8,6298
8,7902
8,9536
9,1201
9,2897
9,4624
9,6383
9,8175
10,0000
10,1859
10,3753
10,5682
10,7647
10,9648
11,1686
11,3763
11,5878
11,8032
12,0226
12,2462
12,4738
12,7057
12,9420
13,1826
13,4277
13,6773
13,9316
14,1906
14,4544
14,7231
14,9968
15,2757
15,5597
15,8489
величины
зт
15,849
16,144
16,444
16,749
17,061
17,378
17,701
18,030
18,365
18,707
19,055
19,409
19,770
20,137
20,512
20,893
21,281
21,677
22,080
22,491
22,909
23,335
23,768
24,210
24,660
25,119
25,586
26,062
26,546
27,040
27,542
28,054
28,576
29,107
29,648
30,200
30,761
31,333
31,915
32,509
33,113
33,729
34,356
34,995
35,645
36,308
36,983
37,670
38,371
39,084
39,811
4т
39.8Н
40,511
41,305
42,073
42.855
43,652
44 463
451290
46 132
46[989
47*863
48;753
49,659
50,582
51;523
52,481
53 456
54 450
56,494
57,544
58,614
59 704
6°,8!
61'944
63,096
б4 269
65,464
66 681
67,920
69,183
70,469
71,779
73>\\\
74,473
75,858
77,268
78,705
80,168
81,658
83,176
84>^
86 Ж
87,902
89,536
91,201
92,897
94,624
96,383
98,175
100,000
5т
100,00
101,86
103,75
105,68
107,65
109,65
111,69
113,76
115,88
118,03
120,23
122,46
124,74
127,06
129,42
131,83
134,28
136,77
139,32
141,91
144,54
147,23
149,97
152,76
155,60
158,49
161,44
164,44
167,49
170,61
173,78
177,01
180,30
183,65
187,07
190,65
194,09
197,70
201,37
205,12
208,93
212,81
216,77
220,80
224,91
229,09
233,35
237,68
242,10
246,60
251,19
Сотые
доли
0^,00
02
04
06
08
10
12
14
16
18
20
22
24
26
28
30
32
34
36
38
40
42
44
46
48
50
52
54
56
58
60
62
64
66
68
70
72
74
76
78
80
82
84
86
88
90
92
94
96
98
1,00
568

ТАБЛИЦА 80
Нахождение звездных величин компонентов двойной звезды тг и т2 по hi
суммарному блеску т и разности блеска: Am = m2 — tn1; m1 = m+/(Am),
W2 = m1 + Am. Нахождение общей звездной величины двух звезд т по разности
блеска Am и звездной величине более яркой звезды т1
Am
т т
0,00—0,01
,02— ,03
,04— ,05
,06— ,07
,08— ,09
Л0— ,11
,12— ,13
,14— ,16
,17— ,18
,19— ,20
,21— ,22
,23— ,24
,25— ,27
,28— ,29
,30- ,31
,32— ,34
,35— ,36
,37— ,39
,40— ,41
,42— ,43
,44— ,46
,49— ,51
,52— ,54
0,55—0,56
f (Am)
т
0,75
,74
,73
,72
,71
,70
,69
,68
,67
,66
,65
,64
,63
,62
,61
,60
,59
,58
,57
,56
,55
,53
,52
0,51
Am
т т
0,57—0,59
,60— ,62
,63— ,65
,66— ,67
,68- ,70
,71— ,73
,74— ,76
,77— ,79
,80— ,83
,84— ,86
,87— ,89
,90— ,92
,93— ,96
0,97—0,99
1,00—1,03
1,04—1,07
1,08—1,10
1,11 — 1,14
1,15—1,18
1,19—1,22
1,23—1,26
1,31 — 1,35
1,36—1,39
1,40—1,44
f (Am)
т
0,50
,49
,48
,47
,46
,45
,44
,43
,42
,41
,40
,39
,38
,37
,36
,35
,34
,33
,32
,31
,30
,28
,27
0,26
Am
т т
1,45—1,49
1,50—1,54
1,55-1,59
1,60-1,65
1,66—1,70
1,71—1,76
1,77—1,82
1,83—1,89
1,90—1,96
1,97—2,03
2,04—2,11
2,12—2,19
2,20—2,28
2,29—2,39
2,38—2,48
2,49—2,59
2,60—2,72
2,73—2,86
2,87—3,02
3,03—3,21
3,22—3,43
3,72—4,08
4,09—4,64
4,65—5,83
5,84—оо
f (Am)
т
0,25
,24
,23
,22
,21
,20
,19
,18
,17
,16
,15
,14
,13
,12
,11
,ю
,09
,08
,07
,06
,05
,03
,02
,01
0,00
569

670

671

т

ш

ш

675

СЧЕТ ВРЕМЕНИ. ПЕРЕВОДНЫЕ ТАБЛИЦЫ
ТАБЛИЦА 82
Перевод промежутков среднего времени в промежутки звездного *).
Поправка звездного времени для разных долгот **)
Ср.
или
К
h
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
Поправка
т s
0 09,856
0 19,713
0 29,569
0 39,426
0 49,282
0 59,139
1 08,995
1 18,852
1 28,708
1 38,565
1 48,421
1 58,278
2 08,134
2 17,991
2 27,847
2 37,704
2 47,560
2 57,417
3 06,273
3 17,129
3 26,986
3 36,842
3 46,699
3 56,555
Ср.
или
m
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
По-
Поправка
s
0,161
0,329
0,493
0,657
0,821
0,986
1,150
1,314
1,478
1,643
1,807
1,971
2,136
2,300
2,464
2,628
2,793
2,957
3,121
3,285
3,450
3,614
3,778
3,943
4,107
4,271
4,435
4,600
4,764
4,928
Ср.
или
к
m
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
По-
Поправка
s
5,093
5,257
5,421
5,585
5,750
5,914
6,078
6,242
6,407
6,571
6,735
6,900
7,064
7,228
7,392
7,557
7,721
7,885
8,049
8,214
8,378
8,542
8,707
8,871
9,035
9,199
9,364
9,528
9,692
9,856
Ср.
или
^в
S
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
По-
Поправка
s
0,003
0,005
0,008
0,011
0,014
0,016
0,019
0,022
0,025
0,027
0,030
0,033
0,036
0,038
0,041
0,044
0,047
0,049
0,052
0,055
0,057
0,060
0,063
0,066
0,068
0,071
0,074
0,077
0,079
0,082
Ср.
или
^в
S
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
По-
Поправка
s
0,085
0,088
0,090
0,093
0,096
0,099
0,101
0,104
0,107
0,110
0,112
0,115
0,118
0,120
0,123
0,126
0,129
0,131
0,134
0,137
0,140
0,142
0,145
0,148
0,151
0,153
0,156
0,159
0,162
0,164
*) Поправка прибавляется к среднему времени.
**) По аргументу восточной долготы даны поправки, которые надо отнять от звездного
времени в среднюю полночь в Гринвиче, чтобы получить звездное время в местную сред-
среднюю полночь.
576

ТАБЛИЦА 83
Перевод промежутков звездного времени в промежутки среднего *)
Поправки для перевода промежутков звездного времени в промежутки средне-
среднего и для приведения звездного времени в среднюю полночь на другой долготе
(поправка за долготу).
Для первой задачи: поправки вычитаются из соответствующих промежутков
звездного времени. Окончательная поправка есть сумма поправок к табличным
значениям. Например, для промежутка в 4h32m15s звездного времени поправка
равняется 39\318 + 5S,242 + 0s,041 = 44s,601.
Для второй задачи: из звездного времени в среднюю полночь в Гринвиче
вычитается поправка, соответствующая восточной долготе места, выраженной
в единицах времени, и прибавляется для западной долготы. Пример: пусть звезд-
звездное время в гринвичскую полночь какого-нибудь дня 7 45m32s. Каково звездное
время в местную среднюю полночь этого же дня в месте, для которого 3\, = 37°32'45"
вост. долготы или, по табл. 91, >. = 2h30mlls? Суммарная поправка 19s,659-f-
4-4s,9l5 + 0s,030 = 24\604. Звездное время в местную полночь будет 7h45m32s—
—25s = 7h45m07s
т
СО И
lh
2
3
4
5
6
7
8
9
10
И
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
Поправка
0m09s,830
0 19 ,659
0 29 ,489
0 39 ,318
0 49 ,148
0 58 ,977
1 08 ,807
1 18 ,636
1 28,466
1 38 ,296
1 48,125
1 57 ,955
2 07 ,784
2 17 ,614
2 27 ,443
2 37 ,273
2 47 ,102
2 56 ,932
3 06 ,762
3 16 ,591
3 26 ,421
3 36 ,250
3 46 ,080
3 55,910
везд-|
ое 1
со я
lm
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
Поправка
0s,164
0,328
0,491
0,655
0,819
0,983
1,147
1,311
1,474
1,638
1,802
1,956
2,130
2,294
2,457
2,621
2,785
2,949
3,113
3,277
3,440
3,604
3,768
3,932
4,096
4,259
4,423
4,587
4,751
4,915
везд-
ое
со я
31т
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
Поправка
5s,079
5,242
5,406
5,570
5,734
5,898
6,062
6,225
6,389
6,553
6,717
6,881
7,045
7,208
7,372
7,536
7,700
7,864
8,027
8,191
8,355
8,519
8,683
8,847
9,010
9,174
9,338
9,502
9,666
9,830
везд-
ое
со и
Г
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
Поправка
0f003
0,005
0,008
0,011
0,014
0,016
0,019
0,022
0,025
0,027
0,030
0,033
0,036
0,038
0,041
0,044
0,046
0,049
0,052
0,055
0,057
0,060
0,064
0,066
0,068
0,071
0,074
0,076
0,079
0,082
везд-
ое
со к
31s
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
Поправка
0s 085
0,087
0,090
0,093
0,096
0,098
0,101
0,104
0,107
0,109
0,112
0,115
0,117
0,120
0,123
0,126
0,128
0,131
0,134
0,137
0,139
0,142
0,145
0,147
0,150
0,153
0,156
0,158
0,161
0,164
*) Поправка вычитается из звездного времени.
19 П. Г, Куликовский
577

ТАБЛИЦА 84
Порядковый счет дней в году
\. Месяц
N.
N.
Число N.
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
26
29
30
31
А
вар
я
CR
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
J3
Ч
вра
е
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
-
&
СО
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
А
рел
<
91
92
93
94
95
96
97
98
99
100
101
102
103
104
105
1(Ь
10/
108
lOd
ПО
111
112
113
114
115
По
11/
118
119
120
—
то
121
122
123
124
125
126
127
128
129
130
131
132
133
134
135
U6
137
138
[64
140
141
142
143
144
145
146
147
148
149
150
151
а
я
Я
?
152
153
154
155
156
157
158
159
160
161
162
163
164
165
166
16/
168
169
170
171
172
17о
174
175
176
177
178
179
180
181
—
А
S
182
183
184
185
186
187
188
189
190
191
192
193
191
195
196
1У7
198
19j
200
201
202
203
&А
205
206
207
208
209
210
211
212
03
<
213
214
215
216
217
218
219
220
221
222
223
224
225
226
227
228
229
230
231
232
233
234
235
236
237
238
239
240
241
242
243
О-
о
н
о»
и
244
245
246
247
248
249
250
251
252
253
25*
255
256
257
25S
259
260
261
2G2
263
261
265
26Ь
267
268
269
270
271
272
273
__
А
а
тяб
О
274
275
276
277
278
279
280
281
282
283
284
285
286
287
288
289
290
291
292
293
294
295
296
297
298
299
300
301
302
сОЗ
304
А
О.
VO
О
305
306
307
308
309
310
311
312
313
314
315
316
317
318
319
320
321
322
323
324
325
326
327
328
329
330
331
332
333
334
—
А
О,
\О
са
a
335
336
337
338
339
340
341
342
343
344
345
346
347
348
349
350
351
352
353
354
355
356
357
358
359
360
361
362
363
364
365
Примечание В високосном году после 29 февраля ко всем числам табли-
таблицы надо прибавлять единицу.
578

ТАБЛИЦА 85
Доля года, протекшая к 0 мирового времени каждого дня
(в тысячных долях года)
А. Обыкновенный год
Nw Месяц
Число N.
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
Январь
000
003
005
008
011
014
016
019
022
025
027
030
033
036
038
041
044
047
049
052
055
058
060
063
066
068
071
074
077
079
082
Февраль
085
088
090
093
096
099
101
104
107
ПО
112
115
118
121
123
126
129
132
134
137
140
142
145
148
151
15:>
156
159
—
—
—
Март
162
164
167
170
173
175
178
181
184
186
189
192
195
197
200
208
205
208
211
214
216
219
222
225
227
230
233
236
238
241
244
Апрель
247
249
252
255
258
260
263
266
268
271
274
277
279
282
285
288
290
293
296
299
301
304
307
310
312
315
318
321
323
326
—
Май
329
332
334
337
340
342
345
348
351
353
356
359
362
364
367
370
373
375
378
381
384
386
389
392
395
397
400
403
405
408
411
Июнь
414
416
419
422
425
427
430
433
436
438
441
444
447
449
452
455
458
460
463
466
468
471
474
477
479
482
485
488
490
493
—
Июль
496
499
501
504
507
510
512
515
518
521
523
526
529
532
534
537
540
542
545
548
551
553
556
559
562
564
567
570
573
575
578
Август
581
584
586
589
592
595
597
600
603
605
608
611
614
616
619
622
625
627
630
633
636
638
641
644
647
649
652
655
658
660
663
Сентябрь
666
668
671
674
677
679
682
685
688
690
693
696
699
701
704
707
710
712
715
718
721
723
726
729
732
734
737
740
742
745
—
Октябрь
748
751
753
756
759
762
764
767
770
773
775
778
781
784
786
789
792
795
797
800
803
805
fO8
811
814
816
819
822
825
827
830
Ноябрь
833
836
838
841
844
847
849
852
855
858
860
863
866
868
871
874
877
879
882
885
888
890
893
896
899
901
904
907
910
912
—
Декабрь
915
918
921
923
926
929
932
934
937
940
942
945
948
951
953
956
959
962
964
967
970
973
975
978
981
984
986
989
992
995
997
Число
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
19*
579

Продолжение табл. 85
N. Месяц
Число \^
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
Январь
000
003
005
008
011
014
016
019
022
025
027
030
033
036
038
041
044
046
049
052
055
057
060
063
066
068
071
074
077
079
082
Февраль
085
087
090
093
096
098
101
104
107
109
112
115
117
120
123
126
128
131
134
137
139
142
145
148
150
153
156
158
161
—
Март
164
167
169
172
175
178
180
183
186
189
191
194
197
199
202
205
208
210
213
216
219
221
224
227
230
232
235
238
240
243
246
Б.
Апрель
249
251
254
257
260
262
265
268
270
273
276
279
281
284
287
290
292
295
298
301
303
306
309
311
314
317
320
322
325
328
—
Високос
Май
331
333
336
339
342
344
347
350
352
355
358
361
363
366
369
372
374
377
380
383
385
388
391
393
396
399
402
404
407
410
413
Июнь
415
418
421
423
426
429
432
434
437
440
443
445
448
451
454
456
459
462
464
467
470
473
475
478
481
484
486
489
492
495
—
н ы й
Июль
497
500
503
505
508
511
514
516
519
522
525
527
530
533
536
538
541
544
546
549
552
555
557
560
563
566
568
571
574
577
579
гол
Август
582
585
587
590
593
596
598
601
604
607
609
612
615
617
620
623
626
628
631
634
637
639
642
645
648
650
653
656
658
661
664
Сентябрь
667
669
672
675
678
680
683
686
689
691
694
697
699
702
705
708
710
713
716
719
721
724
727
730
732
735
738
740
743
746
—
Октябрь
749
751
754
757
760
762
765
768
770
773
776
779
781
784
787
790
792
795
798
801
803
806
809
811
814
817
820
822
825
828
Ь31
Ноябрь
833
836
839
842
844
847
850
852
855
858
861
863
866
869
872
874
877
880
883
885
888
891
893
896
899
902
904
107
910
913
—
Декабрь
915
918
921
923
926
929
932
934
937
940
943
945
948
951
954
956
959
962
964
967
970
973
975
978
981
984
986
989
992
995
997
Число
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
10
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
580

ТАБЛИЦА 86
Юлианский период
Число дней, протекших к нулевому числу каждого месяца с 1900 по 2000 г.
Счет ведется от среднего гринвичского полудня
о
1900
1901
1902
1903
1904
1905
1906
1907
1908
1909
1910
1911
1912
1913
1914
1915
1916
1917
1918
1919
1920
1921
1922
1923
1924
1925
1926
1927
1928
1929
1930
1931
1932
1933
1934
1935
i936
1937
1938
1939
варь 0
X
2415
2416
2417
2418
2419
2420
2421
2422
2423
2424
2425
2426
2427
2428
2429
020
385
750
115
480
846
211
576
941
307
672
037
402
768
133
498
863
229
594
959
324
690
055
420
785
151
516
881
246
612
977
342
707
073
438
803
168
534
899
264
враль 0
CD
е
051
416
781
146
511
877
242
607
972
338
703
068
433
799
164
529
894
260
625
990
355
721
086
451
816
182
547
912
277
643
*008
373
7:58
104
469
834
199
565
930
295
о
н
о.
то
079
444
809
174
540
905
270
635
*001
366
731
096
462
827
192
557
928
288
653
*018
384
749
114
479
845
210
575
940
306
671
*036
401
767
132
497
862
228
593
958
323
рель 0
с
ПО
475
840
205
571
936
301
666
*032
397
762
127
493
858
223
588
954
319
684
*049
415
780
145
510
876
241
606
971
337
702
4 007
432
798
163
528
893
259
624
989
354
о
1
140
505
870
235
601
966
331
696
*062
427
792
157
523
888
253
618
984
349
714
*079
445
810
175
540
906
271
636
*001
367
732
*097
462
828
193
558
923
289
654
*019
384
о
л
X
Я
?
171
536
901
266
632
997
362
727
*093
458
823
188
554
919
284
649
*015
380
745
* 110
476
841
206
571
937
302
667
*032
398
763
*128
493
859
224
589
954
320
685
*050
415
о
л
9
?
201
566
931
296
662
*027
392
757
*123
488
853
218
584
949
314
679
*045
410
775
*140
506
871
236
601
967
332
697
*062
428
793
*158
523
889
254
619
984
350
715
*080
445
о
н
о
>,
го
232
597
962
327
693
*058
423
788
*154
519
884
249
615
980
345
710
*076
441
806
*171
537
902
267
632
998
363
728
*093
459
824
*189
554
920
285
650
*015
381
746
¦111
476
1тябрь 0
Сер
263
628
993
358
724
*089
454
819
*185
550
915
280
646
*011
376
741
*107
472
837
*202
568
933
298
663
*029
394
759
*124
490
855
*220
585
951
316
681
*046
412
777
*142
507
о
л
(X
ю
1
О
293
658
*023
388
754
*119
484
849
*215
580
945
310
676
*041
406
771
*137
502
867
*232
598
963
328
693
*059
424
789
*154
520
885
*250
615
981
346
711
*076
442
807
*172
537
о
л
(X
\о
к
о
X
324
689
*054
419
785
*150
515
880
*246
611
976
341
707
*072
437
802
*168
533
898
*263
629
994
359
724
*090
455
820
*185
551
916
*281
646
*012
377
742
*107
473
838
*203
568
кабрь 0
а
354
719
*084
449
815
*180
545
910
*276
641
*006
371
737
*102
467
832
*193
563
928
*293
659
*024
389
754
*120
485
850
*215
581
946
*311
676
*042
407
772
*137
503
868
*233
598
Звездочка означает, что первые четыре цифры нужно взять из второго столб-
столбца следующей строки.
581

Продолжение табл. 86
о
U
1940
1941
1942
1943
1944
1945
1946
1947
1948
1949
1950
1951
1952
1953
1954
1955
1956
1957
1958
1959
1960
1961
1962
1963
1964
1965
1986
1937
1968
1969
1970
1971
1972
1973
1974
1975
197C
1977
1978
1979
1980
1981
19S2
1983
1984
о
А
р.
я
ю
2429
2430
2431
2432
2433
2434
2435
2436
2437
2438
2439
2440
2441
2442
2443
2443
2444
2445
629
995
360
725
090
456
821
186
551
917
282
647
012
378
743
108
473
839
204
569
934
300
665
030
395
761
126
491
856
222
587
952
317
683
048
413
778
144
509
874
239
605
970
335
700
эвраль 0
е
660
*026
391
756
121
487
852
217
582
948
313
678
043
409
774
139
504
870
235
600
965
331
696
061
426
792
157
522
887
253
618
983
348
714
079
444
809
175
540
905
270
636
001
366
731
арт 0
689
*054
419
784
150
515
880
245
611
976
341
706
072
437
802
167
533
898
263
628
994
359
724
089
455
820
185
550
916
281
646
*011
377
742
107
472
838
203
568
933
299
664
029
394
760
прель 0 1
<
720
*085
450
815
181
546
911
276
642
*007
372
737
103
468
833
198
564
929
294
659
*025
390
755
120
486
851
216
581
947
312
677
*042
408
773
138
503
869
234
599
964
330
695
060
425
791
о
я
750
*115
480
845
211
576
941
306
672
*037
402
767
133
498
863
228
594
959
324
689
*055
420
785
150
516
881
246
611
977
342
707
*072
438
803
168
533
899
264
629
994
360
725
090
455
821
о
А
X
Я
S
781
*146
511
876
242
607
972
337
703
*068
433
798
164
529
894
259
625
990
355
720
*086
451
816
181
547
912
277
642
*008
373
738
*103
469
834
199
564
930
295
660
*025
391
756
121
486
852
о
А
Я
К
811
*176
541
906
272
637
*002
367
733
*098
463
828
194
559
924
289
655
*020
385
750
*116
481
846
211
577
942
307
672
*038
403
768
*133
499
864
229
594
960
325
690
*055
421
786
151
516
882
згуст 0 1
<
842
*207
572
937
303
668
*033
398
764
*129
494
859
225
590
955
320
686
*051
416
781
*147
512
877
242
608
973
338
703
*069
434
799
*164
530
895
260
625
991
356
721
*08э
452
817
182
547
913
о
и
873
*238
603
968
334
699
*064
429
795
*160
525
890
256
621
986
351
717
*082
447
812
*178
543
908
273
639
*004
369
734
*100
465
830
*195
561
926
291
656
*022
387
752
*117
483
848
213
578
944
ктябрь 0
О
903
*268
633
998
364
729
*094
459
825
*190
555
920
286
651
*016
381
747
*112
477
842
*208
573
938
303
669
*034
399
764
*130
495
860
*225
591
956
321
686
*052
417
782
*147
513
878
243
608
974
оябрь 0
X
934
*299
664
*029
395
760
*125
490
850
*221
586
951
317
682
*047
412
778
*143
508
873
*239
604
969
334
700
*065
430
795
*161
526
891
*256
622
987
352
717
*083
448
813
*178
544
909
274
639
005
екабрь 0
964
*329
694
*059
425
790
*155
520
886
*251
616
981
347
712
*077
442
808
*173
538
903
*269
634
999
364
730
*095
460
825
*191
556
921
*286
652
*017
382
747
*113
478
843
*208
574
939
304
669
035
582

Продолжение табл. Ь6
Год
1985
1986
1987
1988
1989
1990
1991
1992
1993
1994
1995
1996
1997
1998
1999
2000
о
д
о.
та
Янв
2446
2447
2448
2449
2450
2451
2451
066
431
796
161
527
892
257
622
988
353
718
083
449
814
179
544
о
ч
я
о.
Фев
097
462
827
192
558
923
288
653
*019
384
749
114
480
845
210
575
о
Мар
125
490
855
221
585
951
316
682
*047
412
777
143
508
873
238
604
о
S
Апр
156
521
886
252
617
982
347
713
*078
443
808
174
539
904
269
635
о
Май
186
551
916
282
647
*012
377
743
*108
473
838
204
569
934
299
665
о
л
X
9.
X
217
582
947
313
678
*043
408
774
*139
504
869
235
600
965
330
696
о
л
X
247
612
977
343
708
*073
438
804
*169
534
899
265
630
995
360
726
о
н
о
>>
Авг
278
643
*008
374
739
*104
469
835
*200
565
930
296
661
*026
391
757
о
л
о.
VO
К
Сен-
309
674
*039
405
770
*135
500
866
*231
596
961
327
692
*057
422
788
о
.а
о.
о
Окт
339
704
*069
435
800
*165
530
896
*261
626
991
357
722
*087
452
818
о
J3
Ю
ос
о
X
370
735
*100
466
831
*196
561
927
*292
657
*022
388
753
¦118
473
849
о
о,
о
Дек
400
765
*130
496
861
*226
591
957
*322
687
*052
418
783
¦148
513
879
ТАБЛИЦА 87
Перевод долей дня в часы
Доли
ДНЯ
d
0,01
0,02
0,03
0,04
0,05
0,06
0,07
0,08
0,09
0,10
0,11
0,12
0,13
0,14
0,15
0,16
0,17
0,18
0,19
0,20
Часы
h
0,24
0,48
0,72
0,96
1,20
1,44
1,68
1,92
2,16
2,40
2,64
2,88
3,12
3,36
3,60
3,84
4,08
4,32
4,56
4,80
Доли
ДНЯ
d
0,2!
0,22
0,23
0,24
0,25
0,26
0,27
0,28
0,29
0,30
0,31
0,32
0,33
0,34
0,35
0,36
0,37
0,38
0,39
0,40
Часы
h
5,04
5,28
5,52
5,76
6,00
6,24
6,48
6,72
6,96
7,20
7,44
7,68
7,92
8,16
8,40
8,64
8,88
9,12
9,36
9,60
Доли
дня
d
0,41
0,42
0,43
0,44
0,45
0,46
0,47
0,48
0,49
0,50
0,51
0,52
0,53
0,54
0,55
0,56
0,57
0,58
0,59
0,60
Часы
h
9,84
10,08
10,32
10,56
10,80
11,04
11,28
11,52
11,76
12,00
12,24
12,48
12,72
12,96
13,20
13,44
13,68
13,92
14,16
14,40
Доли
дня
d
0,61
0,62
0,63
0,64
0,65
0,66
0,67
0,68
0,69
0,70
0,71
0,72
0,73
0,74
0,75
0,76
0,77
0,78
0,79
0,80
Часы
h
14,64
14,88
15,12
15,36
15,60
15,84
16,08
16,32
16,53
16,80
17,04
17,28
17,52
17,76
18,00
18,24
18,48
18,72
18,96
19,20
Доли
дня
d
0,81
0,82
0,83
0,84
0,85
0,86
0,87
0,88
0,89
0,90
0,91
0,92
0,93
0,94
0,95
0,96
0,97
0,98
0,99
1,00
Часы
h
19,44
19,63
19,92
20,16
20,40
20,64
20,88
21,12
21,36
21,60
21,84
22,08
22,32
22,56
22,80
23,04
23,28
23,52
23,76
24,00
533

ТАБЛИЦА 88
Перевод часов, минут и секунд в доли суток
5h
d
0,00000
00069
00139
00208
00278
0,00347
00417
00486
00556
00625
0,00694
00764
00833
00903
00972
0,01042
01 1 1 I
01 181
01250
01319
0,01389
01458
01528
01597
01667
0,01736
01806
01875
01944
02014
0,02083
02153
02222
02292
02361
0,02431
02500
02569
02639
02708
0,02778
02847
02917
02986
03056
0,03125
03194
03264
03333
03403
0,03472
03542
0361 I
03681
03750
0,03819
03889
03958
04028
04097
0,04167
d
0,04167
04236
04306
04375
04444
0,04514
04 583
04653
04722
04792
0,04861
04931
05000
050G9
05K9
0,05 2 08
05278
05347
05417
05486
0,05556
05625
05694
05764
05833
0,05903
05972
06 04 2
06111
06181
0,06250
06319
Об Ч89
0645?
06528
0,06597
06667
06736
06806
068 7 5
0,06944
0701 1
07083
07153
07222
0,07292
07361
07431
07500
07569
0,07639
07708
07778
07847
07917
0,07986
08056
08125
08194
08264
0,08333
0,08333
08403
08472
08542
08611
0,08681
08750
08819
08889
08958
0,09028
09097
09167
09236
09306
0,09375
09444
09514
09583
09653
0,09722
09792
09861
09931
10000
0,10069
10139
10208
10278
10347
0, 10417
10486
10556
10625
10694
0,10764
10833
10903
10972
1 1042
0,
11111
11181
11250
1 1319
11389
0, 1 1458
11528
1 1597
11667
1 1736
0,11806
11875
11944
12014
12083
0,12153
12222
12292
12361
12431
0,12500
d
0, 12500
12569
12639
12708
12778
0, 12847
12917
12986
13056
13125
0,13194
13264
13333
13403
13472
0,13542
1361 1
13681
13750
13819
0, 1388Э
13958
14028
14097
14167
0,14236
14 306
14375
14-144
14514
0, 14583
14653
14722
1479v
1 4861
0, 14931
15000
15069
15139
1520b
0, 15278
15347
15417
15486
15556
0, 15625
15694
1576-1
15833
15903
0, 15972
16042
1611 1
16181
16250
0, 16319
16389
16458
16528
16597
0, 16667
d
0, 16668
16736
16806
16875
16944
0,17014
17083
17153
17222
17292
0,17361
17431
17500
17569
17639
0, 17708
17778
17847
17917
17986
0,18056
18125
18194
18264
18333
0,18403
18472
18542
18611
18687
0, 18750
18819
18889
1895ft
19028
0, 19097
19167
19236
19306
19375
0, 19444
19514
19583
19653
19722
0,19792
19861
19931
20000
20069
0,20139
20208
20278
20347
20417
0,20486
20556
20625
20694
20764
0,20833
d
0,
0,
o,
0 ,
o,
o,
о,
0
0
0
0
0
0
20833
20903
20972
21042
21111
21181
21250
21319
21389
21458
21528
21597
21667
21736
21806
21875
21944
22014
22083
22153
22222
22292
22361
22431
22500
22569
22639
22708
22778
22847
22917
22986
23056
23125
23194
2 3264
23333
23403
23472
23542
2361 I
23681
23750
23819
23889
23958
24028
24097
24167
24236
24306
24375
24444
24514
24583
,24653
24722
24792
24861
24931
,25000
s
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
d
0,00000
00001
00002
00004
00005
0,00006
00007
00008
00009
00010
0,00012
00013
00014
00015
00016
0,00017
00018
00020
000 21
00022
0,00023
00024
00026
00027
00028
0,00029
00030
00031
00032
00034
0,00035
00036
00037
00038
00039
0.00040
00042
00043
00044
00045
0,00046
00 04 8
00049
00050
00051
0,00052
00053
00054
00056
00057
0,00058
00059
00060
00061
00062
0,00064
000o5
00066
00067
0 0068
0,00069
584

Т А Б J
I И
ЦА 89
Перевод минут и секунд градусной меры (или
'(м.)
1
2
3
4
Б
6
7
8
9
10
И
12
13
14
15
16
17
18
19
20
"(с.)
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
И
12
13
14
15
16
17
18
19
20
°(ч.)
0,016667
0,033333
0,050000
0,066667
0,083333
0,100000
0,116667
0,133333
0,150000
0,166667
0,183333
0,200000
0,216667
0,233333
0,250000
0,266667
0,283333
0,300000
0,316667
0,333333
°(ч.)
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
,000278
,000556
,000833
,001111
,001389
,001667
,001944
,002222
,002500
,002778
,003056
,003333
,003611
,003889
,004167
,004444
,004722
,005000
,005278
,005556
''(с.)
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
градуса (или часа)
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
°(ч.)
0,350000
0,366667
0,383333
0,400000
0,416667
0,433333
0,450000
0,466667
0,483333
0,500000
0,516667
0,533333
0,550000
0,566667
0,583333
0,600000
0,616667
0,633333
0,650000
0,666667
•(я )
0,005833
0,006111
0,006389
0,006667
0,006944
0,007222
0,007500
0,007778
0,008056
0,008333
0,008611
0,008889
0,009167
0,009444
0,009722
0,010000
0,010278
0,010556
0,010833
0,011112
"(с )
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
с
часовой)
'(м.)
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
(ч.)
0,011389
0,011667
0,011944
0,012222
0,012500
0,012778
0,013056
0,013333
0,1
13611
0,013889
0,014167
0,014444
0,014722
0,015000
0,015278
0,015556
0,015833
0,016111
0,016389
0,016667
в доли
°(Ч.)
"(с.)
о,
о,
о,
о,
о,
о,
0,
о,
о,
о,
0,
о,
о,
о,
о,
о,
о,
0
о
1
01
02
03
04
05
06
07
08
09
10
1
2
3
4
5
6
7
8
9
0
0,683333
0,700000
0,716667
0,733333
0,750000
0,766667
0,783333
0,800000
0,816667
0,833333
0,850000
0,866667
0,883333
0,900000
0,916667
0,933333
0,950000
0,966667
0,983333
1,000000
•(ч.)
0,000003
0,000006
0,000008
0,000011
0,000014
0,000017
0,000019
0,000022
0,000025
0,000028
0,000028
0,000056
0,000083
0,000111
0,000139
0,000167
0,000194
0,000222
0,000250
0,000278
2Э П. Г. Куликовский
583

ТАБЛИЦА 90
Перевод часовой меры углов в градусную
Часы
h
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
а дуге
о
15
30
45
60
75
90
105
120
135
150
165
180
195
210
225
240
255
270
285
300
315
330
345
360
m
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
И
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
Чинуты времени в
о
0
0
0
1
1
1
1
2
2
2
2
3
3
3
3
4
4
4
4
5
5
5
5
6
6
6
6
7
7
7
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
m
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
Дуге
е
7
8
8
8
8
9
9
9
9
10
10
10
10
И
11
11
11
12
12
12
12
13
13
13
13
14
14
14
14
15
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
s
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
И
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
Секунды
0
0
0
1
1
1
1
2
2
2
2
3
3
3
3
4
4
4
4
5
5
5
5
6
6
6
6
7
7
7
„
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
времени в
s
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
Дуге
7
8
8
8
8
9
9
9
9
10
10
10
10
11
11
11
11
12
12
12
12
13
13
13
13
14
14
14
14
15
„
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
15
30
45
0
ТАБЛИЦА 91
Перевод долей градуса (или часа) в минуты и секунды
о
(ч.)
0,1
0,2
0,3
0,4
0,5
(мин.)
6
12
18
24
30
0
(ч.
0,
о,
0,
о,
1,
6
7
8
9
0
(мин.)
36
42
48
54
60
(ч
0,
0,
0,
0,
о,
0
•>
01
02
03
04
05
(мин.)
0
1
1
2
3
(сек.)
36
12
48
24
00
о
(ч.)
0,06
0,07
0,08
0,09
0,10
(мин.)
3
4
4
5
6
(сек.)
36
12
48
24
00
о
(ч.)
0,001
0,002
0,003
0,004
0,005
(сек.)
3,6
7,2
10,8
14,4
18,0
586

Продолжение табл. 91
о
(ч.)
0,006
0.007
0,008
0,009
0,010
„
(сек.)
21.6
25,2
28,8
32,4
36,0
©
(ч.)
0,0001
0,0002
0,0003
0,0004
0,0005
„
(сек.)
0,36
0,72
1,08
1,44
1,80
0
(ч.)
0,0006
0,0007
0,0008
0,0009
0,0010
(сек.)
2,16
2,52
2,88
3,24
3,60
о
(ч.)
0,00001
0,00002
0,00003
0,00004
0,00005
„
(сек.)
0,04
0,07
0,11
0,14
0,18
о
(ч.)
0,00006
0,00007
0,00008
0,00009
0,00010
„
(сек.)
0,22
0,25
0,29
0,32
0,36
ТАБЛИЦА 92
перевод градусной меры углов в часовую
о
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
30
40
50
60
70
80
90
100
НО
Градусы во
h
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
1
1
1
1
1
1
2
2
3
4
4
5
6
6
7
m
4
8
12
16
20
24
28
32
36
40
44
48
52
56
0
4
8
12
16
20
0
40
20
0
40
20
0
40
20
времени
о
120
130
140
150
160
170
180
190
200
210
220
230
240
250
260
270
280
290
300
310
320
330
340
350
360
h
8
8
9
10
10
11
12
12
13
14
14
15
16
16
17
18
18
19
20
20
21
22
22
23
24
m
0
40
20
0
40
20
0
40
20
0
40
20
0
40
20
0
40
20
0
40
20
0
40
20
0
1
2
3
4
5
6
7
9
9
10
И
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
Минуты дуп
m
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
2
S
4
8
12
16
20
24
28
32
36
40
44
48
52
56
0
4
8
12
16
20
24
28
32
36
40
44
48
52
56
0
I ВО 1
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
зремени
m
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
3
3
3
3
3
3
3
3
3
3
3
3
3
3
3
4
S
4
8
12
16
20
24
28
32
36
40
44
48
52
56
0
4
8
12
16
20
24
28
32
36
40
44
48
52
56
0
Секунды дуги
во времени
„-
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
S
0,07
0,13
0,20
0,17
0,33
0,40
0,47
0,53
0,60
0,67
0,73
0,80
0,87
0,93
1,00
1,07
1,13
1,20
1,27
1,33
1,40
1,47
1,53
1,60
1,67
1,73
1,80
1,87
1,93
2,00
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
S
2,07
2,13
2,20
2,27
2,33
2,40
2,47
2,53
2,60
2,67
2,73
2,80
2,87
2,93
3,00
3,07
3,13
3,20
3,27
3,33
3,40
3,47
3,53
3,60
3,67
3,73
3,80
3,87
3,93
4,00
20* 587

МАТЕМАТИЧЕСКИЕ ТАБЛИЦЫ
I А Ь Л И Ц A 9J
Натуральные значения тригонометрических величин
Синус
1 радусы
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
4F
0
0,0000
0175
0349
0523
0698
0,0872
1045
1219
1392
1564
0,1736
1908
2079
2250
2419
0,2588
2756
2924
3090
3256
0,3420
3584
3746
3907
4067
0,4226
4384
4540
4695
4848
0,5000
5150
5299
5446
5592
0,5736
5878
6018
6157
6293
0,6428
6561
6691
6820
6947
0,7 071
60'
10'
0029
0204
0378
0552
0727
0901
1074
1248
1421
1593
1765
1937
2108
2278
2447
2616
2784
2952
31 18
3283
3448
3611
3773
3934
4094
4253
4410
4566
4720
4874
5025
5175
5324
5471
5616
5760
5901
6041
6180
6316
6450
6583
6713
6841
6967
50
20'
0058
0233
0407
0581
0756
0929
1103
1276
1449
1622
1794
1965
2136
2306
2476
2644
2812
2979
3145
331 1
3475
3638
3800
3961
4120
4279
4436
4592
4746
4899
5050
5206
5348
5495
5640
5783
5925
6065
6202
6338
6472
6604
67 3 4
6862
6988
40
30'
0087
0262
0436
0610
0785
0958
1132
1305
1478
1650
1822
1994
2164
2334
2504
2672
2840
3007
3173
3338
3502
3665
3827
3987
4147
4305
4462
4617
4772
4924
5075
5225
5373
5519
5664
5807
5948
6088
6225
5361
6494
6626
6756
6884
7009
Со'
4 0'
0116
0291
04 65
0640
0814
0987
1161
1334
1507
1679
1851
2022
2193
2363
2532
2700
2868
3035
3201
3365
3529
3692
3854
4014
4173
4331
4488
4643
4797
4950
5100
5250
5398
2544
5688
5831
5972
6111
6248
6383
6517
6648
6777
6905
7 030
2 0'
50
0145
0320
0494
0669
0843
1016
1190
1363
1536
1708
1880
2051
2221
2391
2560
2728
2896
3062
3228
3393
3557
3719
3881
4041
4200
4358
4514
4669
4823
4975
5125
5275
5422
5568
5712
5854
5995
6134
6271
6406
6539
6670
6799
6926
7050
К)
60'
0175
0349
0523
0698
0872
1045
1219
1392
1564
1736
1908
2079
2250
2419
2588
2756
2924
3090
3256
3420
3584
3746
3907
4067
4226
4384
4540
4695
4848
5000
5150
5299
5446
5592
5736
5878
6018
6157
6293
6428
6561
6691
6820
6947
7071
0'
89
88
87
86
85
84
83
82
81
80
79
78
77
76
75
74
73
72
71
70
69
68
67
66
Н5
64
63
62
61
60
59
58
57
56
55
54
53
52
51
50
49
48
47
46
45
Градусы
Косинус
588

Тангенс
Продолжение табл 93
Градусы
0
1
2
3
4
б
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
Л'
0,0000
0175
0349
0524
0699
0,0875
1051
1228
1405
1584
0,1763
1944
2126
2309
2493
0,2679
2827
3057
3249
3443
0,3640
3839
4040
4245
4452
0,4663
4877
5095
5317
5543
0,5774
6009
6249
6494
6745
0,7002
7265
7536
7813
8098
0,8391
8693
9004
9325
9657
1,0000
60"
1 ()'
0029
0204
0378
0553
0729
090 4
1080
1257
1435
1614
1793
1974
2156
2339
2524
2711
2899
3089
3281
3476
3673
3872
4074
4279
4487
4699
4913
5132
5354
5581
5812
6048
6289
6536
6787
7046
7310
7581
7860
8146
8441
8744
9057
9380
9713
50'
2 0'
0058
0233
0407
0582
0758
0934
1110
1287
1465
1644
1823
2004
2186
2370
2555
2742
2931
3121
3314
3508
3706
3906
4108
4314
4522
4734
4950
5169
5392
5619
5851
6088
6330
6577
6830
7089
7355
7627
7907
8195
8491
8796
91 10
94 35
9770
4 0'
30'
0087
0262
0437
0612
0787
0963
1 139
1317
1495
1673
1853
2035
2217
2401
2586
2773
2962
3153
3346
3541
3739
3939
4142
4348
4557
4770
4986
5206
5430
5658
5890
6128
6371
6619
6873
7133
7400
7673
7954
8243
8541
8847
9163
9490
9827
30'
4 (Г
0116
0291
0466
0641
0816
0992
1 169
1346
1524
1703
1883
2065
2247
2432
2617
2805
2994
3185
3378
3574
3772
3973
4176
4383
4592
4806
5022
5243
5467
5696
5930
6168
6412
6661
6916
7177
7445
7720
8002
8292
8591
8899
9217
9545
9884
20'
50'
0145
0320
0495
0670
0846
1022
1198
1376
1554
1733
1914
2095
2278
2462
2648
2836
3026
3217
3411
3607
3805
4006
4210
4417
4628
4841
5059
5280
5505
5735
5969
6208
6453
6703
6959
7221
7490
7766
8050
8342
8642
89 S 2
9271
9601
9942
10'
60'
0175
0349
0524
0699
0875
1051
1228
1405
1584
1763
1944
2126
2309
2493
2679
2867
3057
3249
3443
3640
3839
4040
4245
4452
4663
4877
5095
5317
5543
5774
6009
6249
6494
6745
7002
7265
7536
7813
8098
8391
8693
9004
9325
9657
^* 0000
0'
89
88
87
86
85
84
83
82
81
80
79
78
77
76
75
74
73
72
71
70
69
68
67
66
65
о4
63
62
61
fiO
59
58
57
56
55
54
53
52
51
50
49
48
47
46
45
Градусы
Котангенс
589

Синус
Продолжение табл. 93
Градусы
45
46
47
48
49
60
61
52
63
64
55
56
67
58
59
60
61
62
63
6<*
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
0'
0,7071
7193
7314
7431
7547
0,7660
7771
7880
7986
8090
0,8192
8290
8387
8480
8572
0,8660
8746
8829
8910
8988
0,9063
9135
9205
9272
9336
0,9397
9455
9511
9563
9613
0,9659
9703
9744
9781
9816
0,9848
9877
9903
9925
9945
0,9962
9976
9986
9994
9998
1 ,0000
60'
10'
7092
7214
7333
7451
7566
7679
7790
7898
8004
8107
8208
8307
8403
8496
8587
8675
8760
8843
8923
9001
9075
9147
9216
9283
9346
9407
9465
9520
9572
9621
9667
9710
9750
9787
9822
9853
9881
9907
9929
9948
9964
9978
9988
9995
9999
50'
2 0'
7112
7234
7353
7470
7585
7698
780В
7916
8021
8124
8225
8323
8418
8511
8601
8689
8774
8857
8936
9013
9088
9159
9228
9293
9356
9417
9474
9528
9580
9628
9674
9717
9757
9793
9827
9858
9886
9911
9932
9951
9967
9980
9989
9996
9999
40'
30'
7133
7254
7373
7490
7604
7716
7826
7934
8039
8141
8241
8339
8434
8526
8616
8704
8788
8870
8949
9026
9100
9171
9239
9304
9367
9426
9483
9537
9588
9636
9681
9724
9763
9799
9833
9863
9890
9914
9936
9954
9969
9981
9990
9997
* 0000
30'
40'
7153
7274
7392
7509
7623
7735
7844
7951
8056
8158
8258
8355
8450
8542
8631
8718
8802
8884
8962
9038
9112
9182
9250
9315
9377
9436
9492
9546
9594
9644
9689
9730
9769
9805
9838
9868
9894
9918
9939
9957
9971
9983
9992
9997
* 0000
20'
50'
7173
7294
7412
7528
7642
7753
7862
7969
8073
8175
8274
8371
8465
8557
8646
8732
8816
8897
8975
9051
9124
9194
9261
9325
9387
9446
9502
9555
9605
9652
9696
9737
9775
9811
9843
9872
9899
9922
9942
9959
9974
9985
9993
9998
*0000
10'
60х
7193
7314
7431
7547
7660
7771
7880
7986
8090
8192
8290
8387
8480
8572
8660
8746
8829
8910
8988
9063
9135
9205
9272
9336
9397
9455
9511
9563
9613
9659
9703
9744
9781
9816
9848
9877
9903
9925
9945
9962
9976
9986
9994
9998
*0000
0'
44
43
42
41
40
39
38
37
36
35
34
33
32
31
30
29
28
27
26
25
24
23
22
21
20
19
18
17
16
15
14
13
12
11
10
9
8
7
6
5
4
3
2
0
Градусы
Косинус
690

Тангенс
Продолжение табл. 93
10'
20'
30'
40'
50'
60'
,000
,036
,072
,111
,150
,192
,235
,280
,327
,376
,428
,483
,540
,600
,664
,732
,804
1 ,881
1 ,963
2,050
2, 145
2,246
2,356
2,475
2,605
2,747
2,904
3,078
3,271
3,487
3,732
4,011
4 ,331
4,705
5,145
5,671
6,314
7,115
8, 144
9,514
11,430
14,301
19,081
28,636
57,290
1 ,006
' ,042
,079
,117
,157
,199
,242
,288
,335
,385
,437
,492
,550
,612
1 ,675
1 ,744
1,816
1 ,894
1,977
2,066
2,161
2,264
2,375
2,496
2,628
2,773
2,932
3,108
,305
3,526
3,776
,061
,390
,773
5,226
5,769
6,435
7,269
8,345
9,788
11,826
14,924
20,206
31,242
68,750
,012
,048
,085
,124
,164
,206
,250
,295
,343
,393
,446
,501
,560
,621
,686
,756
,829
,907
,991
2,081
2,177
2,282
2,394
2,517
2,651
2,798
2,960
3,140
3,340
3,566
3,821
4,113
4,449
4,843
5,309
5,871
6,561
7,429
8,556
10,078
12,251
15,605
21,470
34,368
85,940
1,018
1,054
1,091
1 ,130
1 ,213
1,257
1,303
1,351
1,402
1 ,455
1,511
1 ,570
1 ,632
1,698
1 ,767
1 ,842
1 ,921
2,006
2,097
2,194
2,300
2 ,414
2,539
2,675
2,824
2,989
3,172
3,376
3,606
3,867
4, 165
4,511
4,915
5,396
5,976
6,691
7,596
8,777
10,385
12,706
16,350
22,904
38,188
1 14,59
,024
,060
,098
,137
,178
,220
,265
,311
,360
,411
1 ,030
1 ,066
I ,104
1 , 144
1 ,185
1,228
1 ,272
1 ,319
1 ,368
1 ,419
,464
,520
,580
,643
,709
,780
,855
1 ,935
2,020
2,112
2,211
2,318
2,434
2,560
2,699
2,850
3,018
3,204
3,412
3,647
3,914
4,219
4,574
4,989
5,485
6,084
6,827
7,770
9,010
10,712
1 ,473
1 ,530
1,590
1,653
1 ,720
1,792
1 ,868
1 ,949
2,035
2,128
2,229
2,337
2,455
2,583
2,723
2,877
3,047
3,237
3,450
3,689
3,962
4,275
4,638
5,066
5,576
1 ,036
1,072
1,111
1,150
1,192
1,235
1 ,280
1 ,327
1 ,376
1 ,428
1 ,483
1,540
1,600
1,664
1,732
1,804
1 ,881
1,963
2,050
2,145
2,246
2,356
2,475
2,605
2,747
2,904
3,078
3,271
3,487
3,732
4,011
4,331
4,705
5,145
5,671
6,197 6,314
6,968 7,115
7,953 8,144
9,255 9,514
11,059 11,430
13,197 13,727 14,301
17,169 18,075 19,081
24,542 26,432 28,636
42,964 49,104 57,290
171,89 343,77 oo
44
43
42
41
40
39
38
37
36
35
34
33
32
31
30
29
28
27
26
25
24
23
22
21
20
19
18
17
16
15
14
13
12
11
10
60'
50'
40'
30'
20'
10'
Градусы
Котангенс
591

Продолжение табл. 93
Секанс
Градусы
10'
20'
30'
4 0'
50
60'
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
31
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
1 ,000
1 ,000
1 ,001
1 ,001
1 ,002
1 ,004
I ,006
1 ,008
1 ,010
1 ,013
1,016
1 ,019
1 ,022
1 ,026
1,031
1,035
1 ,040
1 ,046
1,051
I ,058
1 ,064
1 ,071
1,079
1 ,086
1 ,095
1,103
1,113
1,122
1,132
1,НЗ
1 , 155
1,167
1 ,179
1 ,192
I ,206
1 ,221
1,236
1 ,252
1,269
1 ,287
1 ,305
1 ,325
1 ,346
1 ,367
1 ,390
1 ,000
1 ,000
1,001
1 ,002
1 ,003
1 ,004
1 ,006
1 ,008
1 ,011
1 ,013
1 ,016
1 ,019
1 ,023
1,027
1,031
1 ,036
1 ,041
1 ,047
1,052
1,059
1,065
1 ,072
1,080
1 ,088
1§096
1,105
1,114
1,124
1 ,134
1 ,145
1,157
1 ,169
1,181
1,195
1,209
1 ,223
1,239
1,255
1,272
1,290
1 ,309
1 ,328
1 ,349
1 ,371
I ,394
1,000
1 ,000
1,001
" ,002
,003
,004
,006
,008
,011
,013
,017
,020
,024
,028
,032
1 ,037
1 ,042
' ,048
,053
,060
,066
,074
,081
,089
,097
,106
,116
,126
,136
,147
,159
,171
,184
,197
,211
1 ,226
1 ,241
,258
,275
,293
,312
,332
,353
,375
,398
1,414 1,418 1,423
1 ,000
1 ,000
1 ,001
1 ,002
1 ,003
,005
,006
,009
,011
,014
,018
,020
,024
,028
,033
1 ,038
1,043
1 ,049
1 ,054
1 ,061
1,068
1,075
1 ,082
1,090
1*099
1,108
1,117
1,127
1 ,138
1 ,149
1,161
1 ,173
1 ,186
1,199
1 ,213
1 ,228
1 ,244
1 ,260
1 ,278
1 ,296
1 ,315
1 ,335
1 ,356
1 ,379
1 ,402
I ,427
1,000
1,000
1,001
1 ,002
1 ,003
1 ,005
1 ,007
1 ,009
1 ,012
1 ,014
1,018
1 ,021
1,025
1,029
1,034
1,039
1 ,044
1,049
1,056
1 ,062
1 ,069
1 ,076
1 ,084
1 ,092
1,100
1,109
1,119
1,129
1 ,140
I ,151
1,163
1 ,175
1,188
1,202
1,216
I ,231
1 ,247
1 ,263
1 ,281
1 ,299
1,318
1,339
1 ,360
1,382
1 ,406
,000
,001
,001
,002
,004
,005
,007
,009
,012
,015
,019
,022
,026
,030
1,034
1,039
* ,045
,050
,057
,063
,070
,077
,085
1,093
1 ,102
1,111
1 ,121
1 ,131
1,142
1 ,153
1 ,165
1 ,177
1,190
1 ,204
1,218
1 ,233
1,249
1,266
1,284
1,302
1 ,322
1*342
1 ,364
1 ,386
1 ,410
1,000
1 ,001
1 ,001
1,002
1 ,004
1 ,006
1 ,008
1 ,010
1 ,012
1,015
1 ,019
1,022
1 ,026
1 ,031
1,035
1 ,040
1 ,046
1,051
1 ,058
1 ,064
1,071
1 ,079
1 ,086
1,095
1,103
1,113
1 ,122
1,132
1,143
1,155
1,167
1 ,179
1,192
1,206
1,221
1,236
1,252
1 ,269
1 ,287
1,305
1,325
1,346
1 ,367
1,390
1,414
1,431 1,435 1,440
89
88
87
86
85
84
83
82
81
80
79
78
77
76
76
74
73
72
71
70
69
68
67
66
65
64
63
62
61
60
59
58
57
56
55
54
53
52
51
50
49
48
47
46
45
44
60'
5 0'
4 0'
30'
2 0'
10'
Градусы
Косеканс
592

Продолжение табл. 93
Секанс
Градусы
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
8 0
0
1.414
,440
,466
,494
,524
,556
,589
,624
I ,662
,701
I ,743
1,788
I ,836
1 ,887
1 ,942
2,000
2,063
2,130
2,203
2,281
2,366
2,459
2,559
2,669
2.790
2,924
3,072
3,236
3,420
3,628
3,864
4,134
4,445
4,810
5,241
5,759
6,392
7,185
8,206
9,567
11 ,474
14,336
19,107
28,654
57 299
00
60'
10'
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
3
3
3
3
3
4
4
4
5
5
6
7
8
q
11
14
20
31
68
418
,444
,471
499
529
,561
,595
.630
,668
,708
,751
,796
,844
,896
,951
,010
,074
,142
,215
,295
,381
,475
,577
,689
,812
,947
,098
,265
,453
,665
,906
,182
,502
,876
,320
,855
,512
,337
,405
,839
,868
,958
,230
,258
,757
50'
2 0'
1
1
1
1
1
1
1
]
1
I
1
1
I
1
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
3
3
3
3
3
4
4
4
5
5
6
7
8
10
12
15
21
34
85
423
448
476
504
535
,567
,501
.636
,675
,7 15
,758
,804
,853
,905
,961
,020
,085
,154
,22Я
,309
,396
,491
,595
,709
,833
,971
, 124
,295
,487
,703
,950
,232
,560
,945
,403
,955
,636
,496
,614
,128
,291
,837
,494
,382
,946
*0'
30'
1,427
1,453
1 ,480
1 ,509
1 ,540
1 ,572
1 ,606
1 ,643
1 ,681
1 ,232
1 ,766
1 ,812
I ,861
1 ,914
1 ,970
2,031
2,096
2,166
2,241
2,323
2,411
2,508
2,613
2,728
2,855
2,996
3,152
3,326
3,521
3,742
3,994
4,284
4,620
5,016
5,487
6,059
6,765
7,661
8,834
10,433
12,746
16,380
22,926
38,202
30
40'
1
1
I
1
1
1
1
I
1
1
I
1
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
3
3
3
3
3
4
4
4
5
5
6
6
7
9
10
13
17
24
42
431
457
485
514
545
,578
,612
,649
,688
,729
,773
,820
,870
,923
,980
,041
, 107
,178
,254
,337
,427
,525
,632
,749
,878
,021
,179
,356
,556
,782
,039
, 33G
,682
,089
,5 75
, 166
,900
,834
,065
,758
,235
,198
,562
,976
—
2 0'
50'
1 ,435
1 ,462
1 ,490
1,519
1 ,550
1 ,583
1 ,618
1 ,656
1 ,695
1 ,736
1 ,781
1 ,828
1 ,878
1,932
1 ,990
2,052
2,118
2,190
2,268
2,352
2,443
2,542
2,650
2,769
2,901
3,046
3,207
3,388
3,592
3,822
4,086
4,390
4,745
5,164
5,665
G, 277
7,040
8,016
9,309
11 ,104
13,763
18,103
26 .450
49,114
10'
60'
1
1
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
3
3
3
3
3
4
4
4
5
5
6
7
8
9
11
14
19
28
57
,440
,466
,494
,524
,556
,589
,624
,662
,701
,743
,788
,836
,887
,942
,000
,063
,130
,203
,281
,366
,459
,559
,669
,790
,924
,072
,236
,420
,628
,864
,134
,445
,810
,241
,759
,392
, 185
,206
,567
,474
,336
, 107
, 6 5 1
,299
00
0'
45
43
42
41
40
39
38
37
36
35
34
33
32
31
30
29
28
27
26
25
24
23
22
21
20
19
18
17
16
15
14
13
12
1 1
10
9
8
7
6
5
4
3
2
1
0
Градусы
Косеканс
593

ТАБЛИЦА 94
Натуральные значения синуса и косинуса по аргументу,
выраженному в часовой мере
Синус
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
1 1
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
0,000
0,004
0,009
0,013
0,017
0,022
0,026
0,031
0,035
0,039
0,044
0,048
0,052
0,057
0,061
0,065
0,070
0,074
0,078
0,083
0,087
0,092
0,096
0,100
0, 105
0,109
0, ИЗ
0,118
0,122
0,126
0,131
0,135
0, 139
0,143
0,148
0, 152
0, 156
0, 161
0,165
0,169
0,174
0, 178
0, 182
0, 187
0,191
0, 195
0, 199
0,204
0,208
0,212
0,216
0,221
0,225
0,229
0,233
0,238
0,242
0,246
0,250
0,255
0,259
5*
0,259
0,263
0,267
0,271
0,276
С,280
0,284
0,288
0,292
0,297
0,301
0,305
0,309
0,313
0,317
0,321
0,326
0,330
0,334
0,338
0,342
0,3 40
0,350
0,354
0,358
0,362
0,367
0,371
0,375
0,379
0,383
0,387
0,391
0,395
0,399
0,403
0,407
0,411
0,415
0,419
0,423
0,427
0,431
0,434
0,438
0,442
0,446
0,450
0,454
0,458
0,462
0,466
0,469
0,473
0,477
0,481
0,485
0,489
0,492
0,496
0,500
0,500
0,504
0,508
0,51 1
0,515
0,519
0,522
0,526
0,530
0,534
0,537
U,541
0,545
0,548
0,552
0,556
0,559
0,563
0,566
0,570
0,574
0,577
0,581
0,584
0 ,588
0,591
0,595
0,598
0,602
0,605
0,609
0,612
0,616
0,619
0,623
0,626
0,629
0,633
0,636
0,639
0,643
0,646
0,649
0,653
0,656
0,659
0,663
0,666
0,669
0,672
0,676
0,679
0,682
0,685
0,688
0,692
0,695
0,698
0,701
0,704
0,707
Зл
0,707
0,710
0,713
0,716
0,719
0,722
0,725
0,728
0,731
0,734
0,737
0,740
0,743
0,746
0,749
0,752
0,755
0,758
0,760
0,763
0,766
0,769
0,772
0,774
0,777
0,780
0,783
0,785
0,788
0,791
0,793
0,796
0,799
0,801
0,804
0,806
0,809
0,812
0,814
0,817
0,819
0,822
0,824
0,827
0,829
0,831
0,834
0,836
0,839
0,841
0,843
0,846
0,848
0,850
0,853
0,855
0,857
0,859
0,862
0,864
0,866
2h
4k
0,866 (
0,868 (
0,870 (
0,872 (
0,875 (
0,877 (
0,879 (
0,881 (
0,883 (
0,F85 (
0,887 (.
0,889 (
0,891 (
0,893 (
0,895 (
0,897 (
0,899 (
0,901 (
0,903 С
0,904 (
0,906 (
0,908 (
0,910 (
0,912 (
0,914 (
0,915 (
0,917 (
0,919 (
0,921 (
0,922 (
0,924 (
0,926 (
0,927 (
0,929 (
0,930 (
0,932 (
0,934 (
0,935 (
0,937 (
0,938 (
0,940 (
0,94 1 (
0,943 (
0,944 (
0,946 (
0,947 (
0,948 (
0,950 f
0,951 (
0,952 (
0,954
0,955 (
0,956 (
0,958
0,959
0,960
0,961
0,962
0,964
0,965
0,966
5*
),966
),967
3,968
),969
),970
),971
),972
),973
),974
),975
),976
),977
),978
),979
),980
),981
),982
),982
),983
),984
),985
),986
),986
),987
),988
),988
),989
),990
),990
),991
),991
),992
),993
),993
),994
),994
),995
),995
),995
\996
),996
),997
),997
),997
),998
3,998
3,998
),998
3,999
3,999
3,999
3,999
3,999
,000
,000
,000
,000
,000
,000
,000
,000
ofc
60
59
58
57
56
55
54
53
52
51
50
49
48
47
46
45
44
43
42
41
40
39
38
37
36
35
34
33
32
31
30
29
28
27
26
25
24
23
22
21
20
19
18
17
16
15
14
13
12
1 1
10
9
8
7
6
5
4
3
2
1
0m
Косинус
694

ТАБЛИЦА 95
Длина дуги круга в радианах
о
0°
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
V
0,00000
0,01745
0,03491
0,05236
0,06981
0,08727
0,10472
0,12217
0,13963
0,15708
0,17453
0, 19199
0,20944
0,22689
0,24435
0,26180
0,27925
0,29671
0,31416
0,33161
0,34907
0,36652
0,38397
0,40143
0,41888
0,43633
0,45379
0,47124
0,48869
0,50615
0,52360
0,54105
0,55851
0,57596
0,59341
0,61087
0,62832
0,6457?
0,66323
0,68068
0,69813
0,71559
0,73304
0,75049
0,76794
0,78540
0,80285
0,82030
0,83776
0,85521
0,87266
0,89012
0,90757
0,92502
0,94248
0,95993
0,97738
0,99484
1 ,01229
1,02974
1 ,0-1720
о
60°
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
91
92
93
94
95
96
97
98
99
100
101
102
103
104
105
106
107
108
109
110
111
112
113
1 14
115
116
1 17
118
119
120
V
,04720
,06465
,08210
,09956
,11701
,13446
,15192
,16937
,18682
,20428
,22173
,23918
,25664
,27409
,29154
,30900
,32645
,34390
,36136
,37881
,39626
,41372
,43117
,44862
,46608
,48353
,50098
,51844
,53589
,55334
,57080
,58825
,60570
,62316
,64061
,65806
,67552
,69297
,71042
1,72788
,74533
,76278
1,78024
1,79769
1,81514
1,83260
,85005
1,86750
1,88496
1,90241
1 ,91986
1,93732
1,95477
1,97222
1 ,98968
2,00713
2,02458
2,04204
2,05949
2,07694
2,09440
°
12 0°
121
122
123
124
125
126
127
128
129
130
131
132
133
134
135
136
137
138
139
140
141
142
143
144
145
146
147
148
149
150
151
152
153
154
155
156
157
158
159
160
161
162
163
164
165
166
167
168
169
170
171
172
173
174
175
176
177
178
179
180
V
2,09440
2,11185
2 , 12930
2,14676
2, 16421
2,18166
2,19911
2,21657
2,23402
2,25147
2,26893
2,28638
2,30383
2,32129
2,33874
2,35619
2,37365
2,391 10
2,40855
2,42601
2,44346
2,46091
2,47837
2,49582
2,51327
2,53073
2,54818
2,5 6503
2,58309
2,60054
2,61799
2,63545
2,65290
2,67035
2,68781
2,70526
2,72271
2,74017
2,75762
2,77507
2,79253
2,80998
2,82743
2,84489
2,86234
2,87979
2,89725
2,91470
2,93215
2,94961
2,96766
2,98451
3,00197
3,01942
3,03687
3,05433
3,07178
3,08923
3,10669
3,12414
3, 14159
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
V
0,00000
0,00029
0,00058
0,00087
0,00116
0,00145
0,00175
0,00204
0,00233
0,00262
0,00291
0,00320
0,00349
0,00378
0,00407
0,00436
0,00465
0,00495
0,00524
0,00553
0,00582
0,00611
0,00640
0,00669
0,00698
0,00727
0,00756
0,00785
0,00814
0,00844
0,00873
0,00902
0,00931
0,00960
0,00989
0,01018
0,01047
0,01076
0,01105
0,01134
0,01164
0,01193
0,01222
0,01251
0,01280
0,01309
0,01338
0,01367
0,01396
0,01425
0,01454
0,01484
0,01513
0,01542
0,01571
0,01600
0,01629
0,01658
0,01687
0,01716
0,01745
"
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
V
0,00000
0,00000
0,00001
0,00001
0,00002
0,00002
0,00003
0,00003
0,00004
0,00004
0,00005
0,00005
0,00006
0,00006
0,00007
0,00007
0,00008
0,00008
0,00009
0,00009
0,00010
0,00010
0,00011
0,0001 1
0 , 0С012
0,00012
0,00013
0,00013
0,00014
0,00014
0.00015
0,00015
0,00016
0,00016
0,00016
0,00017
0,00017
0,00018
0,00018
0,00019
0,00019
0,00020
0,00020
0,00021
0,00021
0,00022
0,00022
0,00023
0,00023
0,00024
0,00024
0,00025
0,00025
0,00026
0,00026
0,00027
0,00927
0,00028
0,00028
0,00029
0,00029
595

ТАБЛИЦА 96
Частота в нормальном распределении
Функция ф (|) по аргументу |
о,
о,
о,
о,
о,
0
0
0
0
0
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
2
2
2
2
2
2
2
2
2
2
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
0
1
2
3
4
,5
,6
,7
8
,9
,0
,1
,2
,3
,4
,5
,6
,7
,8
,9
0
0,
0,
о,
о,
0
0
,00
3989
3970
3910
3814
3683
3521
3332
3128
2897
2661
2420
2179
1942
1714
1497
1295
1109
0940
0790
0656
0540
0440
0355
0283
0224
0175
0136
0104
0079
0060
0
0,
0,
0,
0,
0
0
,01
3989
3965
3902
3802
3668
3503
3312
3101
2874
2637
2396
2155
1919
1691
1476
1276
1092
0925
0775
0644
0529
0431
0347
0277
0219
0171
0132
0101
0077
0058
0
0
0
0
0
0
0,02
3989
3961
3894
3790
3653
,3485
3292
3079
2850
2613
,2371
2131
1895
1669
1456
,1257
1074
0909
0761
0632
,0519
0422
0339
0270
0213
,0167
0129
0099
G075
0056
0,
0
0
0
0
0
0,03
3988
3956
3885
3778
3637
3467
3271
3056
2827
2589
2347
2107
1872
1647
1435
,1238
1057
0893
0748
0620
,0508
0413
0332
0264
0208
,0163
0126
0096
0073
0055
0
0
0
0
0
0
0,04
3986
3951
3876
3765
3621
3448
3251
3034
2803
2565
,2323
2083
1849
1626
1415
,1219
1040
0878
0734
0608
,0498
0404
0325
0258
0203
,0158
0122
00ЭЗ
0071
0053
0
0
0
0
0
0
0,05
3984
3945
3867
3752
3605
3429
3230
ЗОИ
2780
2541
,2299
2059
1826
1604
1394
,1200
1023
0863
0721
0596
,0488
0396
0317
0252
0198
,0154
0119
0091
0069
0051
0
0
0
0
0
0
0,06
3982
3939
3857
3739
3589
,3410
3209
2989
2756
2516
,2275
2036
1804
1582
1374
,1182
1006
0848
0707
0584
,0478
0387
0310
0246
0194
,0151
0116
0088
0067
0050
0
0
0
0
0
0
0,07
3980
3932
3847
3725
3572
3391
3187
2966
2732
2492
,2251
2012
1781
1561
1354
,1163
0989
0833
0694
0573
,0468
0379
0303
0241
0189
,0147
0113
0086
0065
0048
0
0
0
0
0
0
0,08
3977
3925
3836
3712
3555
,3372
3166
2943
2709
2468
,2227
1989
1758
1539
1334
,1145
0973
0818
0681
0562
,0459
0371
0227
0235
0184
,0143
ОНО
0034
0063
П047
0
0,
0,
0,
о,
0
0
,09
3973
3918
3825
3697
3538
3352
3144
2920
2685
2444
2203
1965
1736
1518
1315
1127
0957
0814
0669
0551
0449
0363
0290
0229
0180
0139
0107
0081
0061
0046

ТАБЛИЦА 97
Коэффициенты к интерполяционной формуле Стирлинга
Q
0,00
0,01
0,02
0,03
0,04
0,05
0,06
0,07
0,08
0,09
0,10
0,11
0,12
0,13
0,14
0,15
0,16
0,17
0,18
0,19
0,20
0,21
0,22
0,23
0,24
0,25
02
1-2
+0,00000
0,00005
0,00020
0,00045
0,00080
+0,00125
0,00180
0,00245
0,00320
0,00405
+0,00500
0,00605
0,00720
0,00845
0,00980
+0,01125
0,01280
0,01445
0,01620
0,01805
+0,02000
0,02205
0,02420
0,02645
0,02880
+0,03125
0@2-l)
1-2-3
—0,0000
0,0017
0,0033
0,0050
0,0067
—0,0083
0,0100
0,0116
0,0133
0,0149
—0,0165
0,0181
0,0197
0,0213
0,0229
—0,0244
0,0260
0,0275
0,0290
0,0305
—0,0320
0,0335
0,0349
0,0363
0,0377
—0,0391
0Ч02-1)
1-2-3-4
—0,0000
0,0000
0,0000
0,0000
0,0001
—0,0001
0,0001
0,0002
0,0003
0,0003
—0,0004
0,0005
0,0006
0,0007
0,0008
—0,0009
0,0010
0,0012
0,0013
0,0014
—0,0016
0,0018
0,0019
0,0021
0,0023
—0,0024
•
0,25
0,26
0,27
0,28
0,29
0,30
0,31
0,32
0,33
0,34
0,35
0,36
0,37
0,38
0,39
0,40
0,41
0,42
0,43
0,44
0,45
0,46
0,47
0,48
0,49
0,50
02
1-2
+0,03125
0,03380
0,03645
0,03920
0,04205
+0,04500
0,04805
0,05120
0,05445
0,05780
+0,06125
0,06480
0,06845
0,07220
" 0,07605
+0,08000
0,08405
0,08820
0,09245
0,09680
+0,10125
0,10580
0,11045
0,11520
0,12005
+0,12500
e(e'-i,
1-2-3
—0,0391
0,0404
0,0417
0,0430
0,0443
—0,0455
0,0467
0,0479
0,0490
0,0501
—0,0512
0,0522
0,0532
0,0542
0,0551
—0,0560
0,0568
0,0576
0,0584
0,0591
—0,0598
0,0604
0,0610
0,0616
0,0621
--0,0625
02 @2-l)
1-2-3-4
—0,0024
0,0026
0,0028
0,0030
0,0032
—0,0034
0,0036
0,0038
0,0040
0,0043
—0,0045
0,0047
0,0049
0,0051
0,0054
—0,0056
0,0058
0,0060
0,0063
0,0065
—0,0067
0,0069
0,0072
0,0074
0,0076
-0,0078
597

ТАБЛИЦА 98
Зьачения ех и е~х
к
0,000
0,005
0,010
0,015
0,020
0,025
0,030
0,035
0,040
0,045
0,050
0,055
0,060
0,065
0,070
0,075
0,080
0,085
0,090
0,095
0,100
0,15
0,20
0,25
0,30
0,35
0,40
0,45
0,50
0,55
0,60
0,65
0,70
0,75
0,80
0,85
0,90
0,95
ех
1,0000
1,0050
1,0101
1,0151
1,0202
1,0253
1,0305
1,0356
1,0408
1,0460
1,0513
1,0565
1,0618
1,0672
1,0725
1,0779
1,0833
,0887
1,0942
1,0987
1,0517
1,1618
,2214
1,2840
1,3499
1,4191
1,4918
1,5683
1,6487
1,7333
1,8221
,9155
2,0138
2,1170
2,2255
2,3396
2,4596
2,5857
1,0000
0,9950
0,9900
0,9851
0,9802
0,9753
0,9704
0,9656
0,9608
0,9560
0,9512
0,9465
0,9418
0,9371
0,9324
0,9277
0,9231
0,9185
0,9139
0,9094
0,9048
0,8607
0,8187
0,7788
0,7408
0,7047
0,6703
0,6376
0,6065
0,5770
0,5488
0,52Г0
0,4966
0,4724
0,4493
0,4271
0,4066
0,3867
X
,0
,1
,2
,3
,4
,5
,6
,7
,8
,9
2,0
2,2
2,4
2,6
2,8
3,0
3,2
3,4
3,6
3,8
4,0
4,2
4,4
4,6
4,8
5,0
5,5
6,0
6,5
7,0
7,5
8,0
8,5
9,0
9,5
10,0
ех
2,7183
3,0042
3,3201
3,6693
4,0552
4,4817
4,9530
5,4739
6,0496
6,6859
7,3891
9,0250
11,0232
13,4637
16,4446
20,0855
24,5325
29,9641
36,5982
44,7012
54,5982
66,6863
81,4509
99,4843
121,5104
148,4132
244,692
403,43
665,14
1096,63
1808,04
'2980,96
4914,77
8703,08
13359,73
22026,47
е-*
0,3679
0,3329
0,3012
0,2725
0,2466
0,2231
0,2019
0,1827
0,1653
0,1496
0,1353
0,1108
0,0907
0,0723
0,0608
0,0498
0,0408
0,0334
0,0273
0,0224
0,0183
0,0150
0,0123
0,0101
0,0082
0,0067
0,0041
0,0025
0,0015
0,0009
0,00055
0,00034
0,00020
0,00012
0,00007
0,00004
598

АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ИНСТРУМЕНТЫ И ФОТООБЪЕКТИВЫ
ТАБЛИЦА 99
Обозначения советских астрономических приборов и инструментов
[дается диаметр объектива (или зеркала) и фокусное расстояние в мм]
— песЬоактоп визуальный 200/3000.
АВР1
АВРЗ
АЗТ1
АЗТ2
АЗТ5
АЗТ6
АЗТ7
АЗТ8
АЗТ9
АЗТЮ
АЗТ11
АЗТ12
АЗТП
АЗТ15
A3 Г16
АПМ1
АПМ2 •) -
АПМЗ
АПМ4
АПМ10 -
АПШб
АПШ30,31-
АПШ40,70-
АПШ70
АС11
АС32
АСИ1
АСИ2
АСИ4
АСИ5 —
АСПЗ
АСП9
АСП10
АСП11
АСП12
АСП14
-рефрактор визуальный 200/3000.
-рефрактор визуальный 130/2000.
-телескоп Шмидта 530/1800 (для Бюраканской обе.)-
-рефлектор парабол. 700/3150.
-менисковый телескоп 500/2000.
-менисковый телескоп 250/950.
-менисковый телескоп 200/2000.
-рефлектор параб 700/3150.
-менисковый телескоп 130/1000.
-телескоп Шмидта 1000/2U0 (для Бюрак. обе).
-фотоэлектрический рефлектор 1250/4000.
-рефлектор параб. 1500/5270.
-рефлектор параб. 480/2160.
-телескоп Шмидта 900/2123 (для Шемахинск. обе).
-двухменисковый телескоп ^00/2076 (для станции ГАО в Чили).
-пассажный инструмент 100/1000.
-зенит-телескоп 180/2400 (с фотографической регистрацией отсчетов
уровней и микрометров).
-фотографическая зенитная груба 250/4000 (полностью автоматизиро-
автоматизированная).
-меридианный круг 400/2500 (с фоторегистрацией отсчетов кругов).
-пассажный инструмент 100/1000.
-параллакт. монтировка (штатив).
¦двойной метеорный пагруль с 4-мя камерами 100/250.
менисковый телескоп 700/2000 (дли Абастумани).
небулярный спектрограф (для Бюр^кана и Симеиза),
¦менисковый телескоп 500/1200 (для Алма-Аты).
зеркально-линзовый анаберрационнып телескоп Слюсарева — Иоанни-
сиани 350/1 Ю0.
рефлектор с кварцевым бесщелевым спектрографом (системы О. А. Мель*
никова) 250.
спектрограф двухпризменный (к ТЭ).
спектрограф однопризменный.
спектрогелиоскоп.
дифракц. спектрограф щелевой.
-дифракц. спектрограф вакуумный (для Пулкова).
-спектрограф для неподвижного фокуса (к ЗТШ) (с 3-мя камерами).
*) =ЗТЛ-18Ц (пи нниж'нопанпю ГАО АН УС( Р)
599

Продолжение табл. 99
АСП16 —дифракц. спектрограф (к АЗТ8).
АСП18 —спектрограф вакуумный (к БСТ)
АСП19 —спектрограф дифракц. (к ЗТЭ).
АСП20 — » » (к АЦУ5).
АСП21 — » » (к АЗТ8).
АСПЗО —спектрограф бесщелевой (к АЗТ12).
АСП32 —спектрограф (к АЗТ12).
АСПЗЗ —колориметр (к АЗТ11).
АСП36 —спектрограф щелевой первичного фокуса (к АЗТ12).
АТБ1 —башенный солнечный телескоп (целостаты и объектив 300/15000,
либо 300/19200).
АТБЗ —башенный солнечный телескоп (целостаты и объектив 380/12920, либо
380/20520).
АФМЗ —астрофотометр фотоэлектрический.
АФМ6 —астрофотометр фотоэлектрический (модернизированный).
АФР1 —астрограф астрометрический широкоугольный (для ГАИШ) 230/2300.
АФР2 —хромосферно-фотосферный телескоп (стандартный) 60/5400.
АФРЗ —фотогелиограф A30/9100).
АФР5 —лунно-планетная камера.
АФР10 —камера прямого фотографирования в системе Кассегрена1 (для АЗТ12).
АЦУ5 —горизонтальный солнечный телескоп.
АЧМ2 —часовой механизм (без секунды, контроля).
АЧМЗ —часовой механизм (с секунды, контролем).
Б ДСП —большой дифракционный спектрограф (для Горной станции Г АО).
БСТ —башенный солнечный телескоп (для КрАО).
БТА —большой телескоп азимутальный — рефлектор с зеркалом 6 м (для САО).
ЗТА —рефлектор параболический 2,6 м (Бюрак. обе.)
ЗТШ *) —рефлектор параболич 2,6 м (КрАО)
ЗТЭ**) —рефлектор парабол. 1,25 м (Южная станция ГАИШ).
КГ1 —коронограф солнечный внезатменный (КрАО).
МТМ-200 —менисковый телескоп 200/2500.
МТМ-500 —менисковый телескоп 500/6500.
I1MIV—VI — параллакт. монтировки.
СП72 —спектрограф щелевой.
ФГ1 —фотогелиограф стандартный (менисковый телеобъектив) 100/8250.
ЧМ1 —часовой механизм (гиревой).
в СССР, «Оптико-мех.
ГОМЗ, «Оптико-
Некоторые журнальные статьи о советских
астрономических инструментах
Астрономическое приборостроение
пром.», 1957, № 5, стр. 33—42.
Новые астрономические приборы завода
мех пром.», 1961, № 11, стр. 2—9
Новые астрономические инструменты. «Оптико-мех. пром.»,
1957, № 6, стр. 1—6.
Зеркальный телескоп с зеркалом 2,6 м имени акад.
Г. А. Шайна, «Оптико-мех. пром.», 1958, № 4, стр. 25.
Советские астрономические инструменты, «Природа», 1959,
№ 9, стр. 39—46.
Вакуумный солнечный дифракционный спектрограф Главной
астрономической обсерватории в Пулково, «Оптико-мех.
пром.», 1961, № 10, стр. 4—6.
7. Информац. сообщение № 15 Комиссии по астроприборостроению Астросовета
АН СССР, май, 1968,
1 Добычин П. В.
2. Добычин П. В.
3. Иоаннисиани Б. К.
4. Иоаннисиани Б. К.
5. Селешников С. И.
6. Селешников С. И.
*) Телескоп имени акад. Г. А. Шайна.
¦*) Предназначался для Энгельгардтовской
обозначении.
обсерватории, почему и имеется Э в его
600

ТАБЛИЦА 100
Характеристики некоторых советских фотообъективов
Наименование
Относит.
отверстие
:10
:8
:4,5
:5,6
:2,8
:4
:2,8
:1,5
:2
1:2,8
:4,5
1:3,5
1:2
1:2,8
1:5
1:2,8
1:2
1:2,8
1:2,8
1:4
Фокусное
расст.
1000 мм
500
300
200
180
135
135
85
85
37—80 *)
75
65
58
50
50
50
50
45
45
40
Диаметр
поля
На каком аппарате монтирован
МТО-1000
МТО-500
Таир-ЗА
Телемар-22
Юпитер-6
Юпитер-11
Таир-11
Гелиос-40
Юпитер-9
Рубин-1
Т-22
Мир-3
Гелиос-44
Индустар-26М
Индустар-5 0
Вега-3
Юпитер-8
Инду ста р-63
Т-48
Т-43
I
2°,5
4,8
16
14
18
18
28
28
60—25
58
65
55
45
25° X 120°**)
45
45
45
45
40
Зенит
Зенит
Зенит-ЗМ
Зенит
Зенит
Киев, Зоркий
Зенит-ЗМ
Зенит-ЗМ
Зенит-ЗМ, Зоркий-10
Зенит-6
Спутник (стереоск.)
Салют
Зенит-ЗМ
ФЭД-3
ФТ-2
Зенит-4, Зенит-5
Киев-4А, Киев-4
Чайка, Зоркий-10
Восход
Смена-8
*) Переменное фокусное расстояние
**) Для панорамных снимков 24ХП0 мм
21 П. Г. Куликовокий

АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ОРГАНИЗАЦИИ
Астрономические обсерватории и институты СССР. Астрономиче-
Астрономический совет АН СССР. Радиосовет АН СССР. Всесоюзное астрономо-
геодезическое общество (ВАГО). Планетарии. Международный
Астрономический Союз (MAC)
Астрономические обсерватории и институты СССР. За последние
пятьдесят лет в нашей стране были переоборудованы старые и организовано много
новых обсерваторий (см. об этом подробно в сб. «Развитие астрономии в СССР»
из серии «Наука и техника в СССР за 50 лет», «Наука», 1967, стр. 9—39, а
также ЗиВ, 1967, № 1—6). Многие педагогические и геодезические институты
и некоторые средние школы располагают небольшими учебными обсерваториями.
Планетарии и отделения ВАГО (см. ниже) также иногда имеют астрономические
инструменты и башни. Являясь центрами популяризаторской и исследовательской
работы, они могут быть полезными всем, интересующимся астрономией.
Астрономический совет (АС) АИ СССР находится при Отделении общей
физики и астрономии АН СССР. Он призван координировать работу всех астрономи-
астрономических организаций СССР и содействовать их оснащению современной аппаратурой.
Членами АС являются видные советские астрономы и директора всех астрономических
организаций. Его оперативной работой руководит Президиум, председателем которого
является член-корр. АН СССР проф. Э. Р. Мустель. Для осуществления координацион-
координационных задач АС имеет ряд постоянных отраслевых комиссий, подкомиссий и рабочих
групп. В настоящее время работают следующие комиссии АС:
астрометрическая, астрономического приборостроения, звездной астрономии,
изучения вращения Земли, исследований Солнца, истории астрономии, изучения комет
и метеоров, небесной механики, изучения переменных звезд, физики звезд и туманно-
туманностей, физики планет, внеатмосферной астрономии. Почти каждая комиссия имеет ра-
рабочие группы по некоторым конкретным разделам своей проблемы. Комиссии АС
издают «Информационные сообщения», организуют совещания, пленумы, летние
школы для молодых астрономов, курсы повышения квалификации. При АС находится
Совет по подготовке астрономических кадров, который рассматривает вопросы пре-
преподавания астрономии на всех ступенях образования, от средней школы до подготовки
специалистов высшей квалификации.
АС является Национальным комитетом советских астрономов и представляет их
в MAC (см. ниже).
Радиосовет АН СССР координирует работу более 20 радиоастрономических уч-
учреждений и около дюжины обсерваторий, частично занимающихся радиоастрономи-
радиоастрономическими исследованиями. Радиосовет систематически созывает совещания по пробле-
проблемам радиоастрономии.
Всесоюзное остро но мо-геодезическое общество (ВАГО), созданное в
1936 г. на базе Русского астрономического Общества, его отделений и различных
кружков и обществ любителей астрономии, является научно-общественной организа-
организацией, объединяющей специалистов-астрономов и геодезистов и любителей астроно-
астрономии. Его задача способствовать развитию астрономии, геодезии и картографии а

нашей стране и распространению материалистических знаний о мироздании в широ-
широких массах.
Лица, не достигшие 18 лет, могут состоять членами юношеских секций отделений
ВАГО.
Президентом ВАГО является проф. Д. Я. Мартынов, Учеными секретарями —
И. Т. Зоткин и В. А. Бронштэн. Адрес ВАГО — 103009, г. Москва К-9, Абоне-
Абонементный ящик 918. ВАГО издает «Астрономический Вестник» (АВ) и журнал «Земля
и Вселенная» (ЗиВ) — см. стр. 380. Секция астроприборостроения издает сборники
«Любительское телескопостроение» — см. стр. 378
В таблице 101 дан перечень существующих отделений ВАГО с их почтовыми адре-
адресами. В 56 отделений в 14 республиках входит более 5600 членов ВАГО и около 1200
членов юношеских секций. В составе ВАГО около 200 коллективных членов — обсер-
обсерваторий, ВУЗов, НИИ, геодезических предприятий, дворцов пионеров и т. д.
Лишь 15% отделений ВАГО располагают собственными инструментами. Однако
около 90% отделений могут пользоваться инструментами других учреждений, при-
причем большинство телескопов свыше 125 мм. Научная работа членов ВАГО в астроно-
астрономических секциях отделений успешно ведется в следующих направлениях: изучение
переменных звезд, разнообразное изучение Солнца и проявлений солнечной актив-
активности (в частности, для прогнозирования хромосферных вспышек), наблюдение
солнечных затмений (в специальных экспедициях ВАГО), наблюдения покрытий звезд
Луной (для улучшения теории движения Луны), изучение Луны и планет, наблюдение
метеоров, болидов, поиски метеоритов, наблюдения (иногда открытия!) комет, изуче-
изучение зодиакального света, противосияния и серебристых облаков, наблюдения ИСЗ,
радиоастрономические наблюдения (всплески радиоизлучения Солнца и Юпитера),
звездно-астрономические исследования (на базе материалов крупных советских обсер-
обсерваторий) и некоторые другие.
По всем перечисленным проблемам существуют инструкции либо методические
указания, составленные специалистами—научными консультантами Астрономической
секции ЦС ВАГО (см., например, Циркуляр ВАГО № 14, М., 1967). Эта секция созы-
созывает совещания, рассылает инструктивные письма, публикует методические брошюры,
осуществляет координацию планов работ астрономических секций отделений ВАГО,
организует экспедиции и вообще всячески способствует развитию наблюдательной
и теоретической работы во всех отделениях Общества.
Планетарии, Московский Планетарий построен в 1928—1929 гг. для пропаганды
естественнонаучных знаний (особенно в области астрономии), для антирелигиозной
пропаганды, а также для систематической помощи школьному образованию в области
астрономии, физики и географии. В главном лекционном зале под куполом находится
сам прибор «планетарий». Действуя по принципу проекционного фонаря, он отбрасы-
отбрасывает на полусферический белый потолок изображение звездного неба и находящихся
на нем небесных светил. Аппарат может воспроизводить вид небесного свода на раз-
разных широтах и для любого момента времени в прошлом и будущем.
Помимо главного зала, Планетарий располагает малой аудиторией, астрономи-
астрономической выставкой, небольшой обсерваторией и метеорологической станцией. Проводит
показ неба и практические занятия различных кружков. За 40 лет своего существо-
существования Планетарий создал ряд новых оригинальных приборов, позволяющих показы-
показывать солнечные и лунные затмения, кометы и метеоры, полярные сияния и т. д. Пла-
Планетарий наладил изготовление небольших передвижных аппаратов, которыми осна-
оснащены планетарии ряда городов СССР. Постоянные планетарии имеются более чем в
60 городах, в том числе в Астрахани, Баку, Владимире, Вильнюсе, Горьком, Гомеле,
Ереване, Казани, Киеве, Кишиневе, Ленинграде, Новосибирске, Одессе, Саратове,
Ташкенте, Харькове, Челябинске, Черновцах и других городах. Передвижные пла-
планетарии имеются во многих местах.
Международный Астрономический Союз (MAC) образован в 1919 г.
(см. о нем, например, ЗиВ 1970, № 2). Первый съезд состоялся в 1922 г. в
Риме. MAC входит в Международный Совет Научных Союзов (ICSU) и тем самым в'
ЮНЕСКО. Задачи MAC—содействовать развитию астрономии во всех странах и
деловому общению астрономов всего мира. Каждые три года MAC созывает очеред-
очередной съезд, на котором заседают около 40 постоянных комиссий MAC, обсуждая науч-
научные и организационные вопросы, проводятся научные симпозиумы, посвященные
актуальным проблемам, работают Исполком MAC и ряд его административных
21 * 603

комитетов. Последний съезд A4-й) проходил в августе 1970 г. в Брайтоне (Англия).
Следующий состоится в 1973 г. в Австралии. Более 350 советских ученых являются
членами MAC, некоторые возглавляют ряд комиссий MAC либо входят в Оргкоми-
Оргкомитеты комиссий. До 1973 г. Президентом MAC будет датский астроном
Б. Стремгрен, Генеральным Секретарем — К. де Ягер (Голландия), одним из шести
вице-президентов будет чл.-корр. АН СССР Э. Р. Мустель.
В 1968 г. в Англии состоялся учредительный съезд нового Международного Сою-
Союза любителей астрономии, в который вошло и ВАГО.
ТАБЛИЦА 101
Отделения Всесоюзного астрономо-геодезического общества (ВАГО)
1. Азербайджанское
2. Алма-Атинское
3. Армянское
4. Ашхабадское
5. Башкирское
6. Березниковское
7. Волгоградское
8. Воронежское
9. Горьковское
10. Днепропетровское
11. Душанбинское
12. Запорожское
13. Ивановское
14. Иркутское
15. Казанское
16. Калининское
17. Киргизское
18. Киевское
19. Кишиневское
20. Краснодарское
21. Крымское
22. Куйбышевское
23 Курское
24. Латвийское
25. Ленинградское
26. Львовское
27. Магаданское
28 Минское
29. Московское
30. Новосибирское
31. Одесское
32. Омское
33. Пермское
34. Полтавское
Баку, центральн. почтамт, п/я 77.
Алма-Ата, Каменское плато. Астрофиз. ин-т АН
Каз. ССР.
Ереван, просп. Ленина, 6, Планетарий.
Ашхабад, просп. Свободы, 78, Дворец пионеров.
Уфа, ул. Р. Зорге, 7, Куйбышевский ТИСИЗ.
Березники, Пермской обл., Титано-магниевый комби-
комбинат, группа генплана.
Волгоград, просп. Ленина, 27, Пединститут.
Воронеж, ул. 20-летия Октября, 34, Инж.-строит,
ин-т, каф. геодезии.
Горький, 7, Абонем. ящик 24.
Днепропетровск, 30, ул. Шевченковская, 59, кв. 74.
Душанбе, 25, ул. Свириденко, 4, Астрон. обсервато-
обсерватория.
Запорожье, центр, пр. Ленина, 182, Ин-т титана.
Иваново, 25, ул. Ермака, 37, Пединститут, каф. теор.
физики.
Иркутск, ул. Ленина, 3, Университет, каф. геодезии.
Казань, ул. Ленина, 18, Астрон. обсерватория.
Калинин, 2-й Гаражный проезд, 22а, кв. 13.
Фрунзе, ул. XX партсъезда, 265а, Ин-т физики и
математики АН Кирг. ССР.
Киев, 53, Обсерваторная ул., 3, Астрон. обсерватория.
Кишинев, ул. Щусева, 90, кв. 4.
Краснодар, ул. Седина, 4, Пединститут.
Симферополь, 7, ул. Беспалова, 39, кв. 16.
Куйбышев, обл., Главпочтамт, п/я 21.
Курск, ул. Радищева, 33, Пединститут, каф. теор.
физики.
Рига, гл. почтамт, п/я 202.
Ленинград, В-164, Университетская набер.,5, ЛОИИЕТ.
Львов, ГСП-5, ул. Мира, 12, Политехи, ин-т, комн.
200.
Магадан, Пролетарская, 34, кв. 33.
Минск, 27, Ленинский пр., 65, Политехи, ин-т. Гл.
корпус, комн. 372.
103009, Москва, К-9, абонементный ящик 918.
Новосибирск, 100, ул. Плахотного, 10, НИИГАиК.
Одесса, парк Шевченко, 10, Астрон. обсерв. ун-та.
Омск. 8, С.-х. ин-т, каф. высшей геодезии.
Пермь, 60, бульвар Гагарина, 27а, Планетарий.
Полтава, ул. Мясоедо^а, 27/29, Гравиметр, обсерв.
АН УССР.
004

Продолжение табл. 101
35. Пятигорское
36. Ростовское
37. Рязанское
38. Саратовское
39. Свердловское
40. Севастопольское
41. Смоленское
42. Ташкентское
43. Томское
44. Тульское
45. Тбилисское
46. Ульяновское
47. Уссурийское
48. Хабаровское
49. Харьковское
50. Челябинское
51. Черновицкое
52. Шадринекое
53. Эстонское
54. Якутское
55. Ярославское
56. Ялтинское
Пятигорск, Московская ул., 14, Госгеонадзор.
Ростов-на-Дону, 22, Социалистическая, 162, РИСИ,
каф. геодезии.
Рязань, 23, ул. Циолковского, 1, кв. 68.
Саратов, Астраханская ул., 83, корп. 3, СГУ, ст.
набл. ИСЗ.
Свердловск, Л-38, просп. Ленина, 24а, Геосектор от-
отдела по делам строительства и архитектуры.
Севастополь, ул. Толстого, 17, кв. 22.
Смоленск, ул. Пржевальского, 8, Пединститут.
Ташкент, 25, Астрономическая ул., 38, Астрон. ин-т
АН Уз. ССР
Томск, 41, Дзержинская ул., 49а, кв. 1.
Тула, просп. Ленина, 92, Политехи, ин-т, каф. гео-
геологии.
Тбилиси, ул. Павлова, 2а, Городская лаборатория
Абастуманской астрофиз. обсерв. АН Груз. ССР.
Ульяновск, 19, ул. Б. Хмельницкого, 8, кв. 1.
Уссурийск, Приморского края, п/о Горно-Таежное,
ДВ, Астрон. станция.
Хабаровск, центр, ул. Тургенева, 74, Госгеонадзор.
Харьков, пер. Кравцова, 16, Планетарий.
Челябинск, 7, ул. Грибоедова, 57, кв. 33.
Черновцы, обл., УССР, ул. Федькевича, 16, Техни-
Техникум.
Шадринск, Курганской обл., ул. К. Либкнехта,4,
Пединститут, каф. физики.
Таллин 16, Тяхеторн, 2.
Якутск, абонементный ящик 52.
Ярославль, ул. Трефолева, 20.
Ялта, Партизанский пер., 3, редакция «Курортной
газеты».
ТАБЛИЦА 102
Телеграфный код, принятый для международных астрономических телеграмм
MAC в 1964 г.
(включено небольшое изменение, сделанное в 1969 г.)
Словами и группами по пять цифр указываются следующие данные:
1. Фамилия автора открытия и (или) год и буква для комет, или созвездие для
новых, или обозначение галактики (см. сноску на стр. 162) для сверхновых и т. д.
2. Наименование объекта (комета, планета, новая, переменная звезда
[VSTAR] и т. д.).
3. Фамилия наблюдателя и (или) вычислителя (если это не открытие).
4. Группа из четырех цифр — год равноденствия, для которого будут даны
координаты либо элементы; пятая цифра дает обозначение вида информации*
1 — приближенные координаты, 2—точные, 3 — элементы гелиоцентрической орби-
орбиты объекта, 4 — эфемерида.
Примечание. Если после элементов дается эфемерида, то вместо цифры 4 стоит
слово EPHEMERIS
Если сообщаются координаты, то дальше помещают следующее:
5. Дата наблюдения: последняя цифра года, месяц @1 — янв. ..., 12 — дек.)
и день (например: 50802 — второго августа 1965 г.).

Продолжение табл. 102
6. Время наблюдения в десятых долях дня по U. Т.
7. Приближенные координаты даются группой из пяти цифр для прямого вос-
восхождения: часы, минуты и десятые доли минуты, и еще одной группой из пяти
цифр — склонение: сначала знак «2» — плюс, «1» — минус, потом градусы и минуты
склонения. Точные координаты даются тремя группами по пять цифр и первой
цифрой следующей пятерки: 00h 00m0 0s,00 2 (или 1) 0 0°00'00", 0.
8. Если координаты приближенные, то на первом месте в следующей группе
стоит дефис — признак ничего не значащего символа (вообще дефис *) занимает всюду
место отсутствующих цифр, например, отсутствующих по недостатку точности).
Дальше идет цифра, обозначающая вид звездной величины: 1 — интегральная ве-
величина кометы, 2 —звездная величина ядра кометы, 3 — тш-5, 4 — трь, b — mphv,
две цифры для самой звездной величины (если она отрицательная, то к ней при-
прибавляется 100); последняя цифра этой группы для десятой доли звездной вели-
величины, если объект не комета или для обозначения внешнего вида кометы согласно
следующей таблице:
Вид объекта
Звездообразный влд
Нет указаний на внешний вид ....
Диффузный объект без ядра
Диффузный объект с ядром
Ничего нет
о хвосте
0
1
4
7
Хвост < 1°
2
5
8
Хвост > 1°
3
6
9
9. Суточное движение (если оно определялось): по прямому восхождению 2
(знак плюс) или 1 (знак минус) 00т,00; то же по склонению —2 (или 1) 00°00'.
Если речь идет о внегалактической сверхновой, то под п. 9 дается расстоя-
расстояние SN от ядра галактики в секундах дуги по двум направлениям: цифра 2 —
восток или 1—запад и 0000", цифра 2 —север или 1—юг и 0000".
Если сообщаются элементы орбиты, то после п. 4 даются:
5. Дата прохождения перигелия: последняя цифра года, месяц, число.
6. Эта группа из пяти цифр состоит из: времени прохождения перигелия Т
(по эфемеридному времени) — три цифры, числл дней, охваченных наблюдениями,
использованными при вычислении орбиты, 0 —если число дней 10 или больше;
число и качество этих наблюдений согласно следующей таблице:
Максим, остаточные уклонения
Число точных положений
Меньше трех (т. е. среди них есть при-
приближенные или сомнительные и т. д.)
Три
Более трех
7. Элементы: 000°,00 —для со,
000 ,00—для О,
000 ,00—для i,
0,0000 —для q в а.е.,
0,0000 —е (если орбита параболическая,
цифр опускается).
последняя группа
*) В конце 1970 г. было предложено вместо малозаметных дефисов употреблять косые
скобки «/», опуская всю группу из пяти знаков, если она будет состоять из одних скобок.
606

Продолжение табл. 102
8. Контрольная сумма предшествующих чисел, дающих элементы.
Если сообщается эфемерида, то после п. 4 (или после п. 8 —контроля)
даются:
5. Дата первой строки эфемериды: последняя цифра года, месяц, число.
6. Эта группа отсутствует, так как подразумевается, что эфемериды даны
для 0h эфемеридного времени;
7. Прямое восхождение (до десятой доли минуты времени); склонение:
2 (или 1—для обозначения знака), градусы, минуты;
8. Геоцентрические расстояния А в а.е.: 90,000;
Гелиоцентрические расстояния г в а.е.: 80,000.
Группы 7 и 8 повторяются столько раз, сколько строк в эфемериде. Груп-
Группа 8 для некоторых строк может быть опущена [т. е. для некоторых дат даются
только координаты].
9. Дата последней строки эфемериды (см. п. 5) [что дает возможность дати*
ровать все строки].
Заключительные группы цифр для всех типов теле-
телеграмм:
10. Для контроля даются пять последних цифр суммы всех цифровых групп,
начиная с п. 4, и еще одна контрольная сумма, образующаяся суммированием
только групп, дающих а, 6 и т объекта. Если сообщаются элементы орбиты,
то эта контрольная сумма ограничивается группами, дающими со, Д и i. В каж-
каждом случае даются пять последних цифр суммы.
11. Подпись — фамилия лица, отправляющего телеграмму.
Н е к о т о[р ые п р^и меры астрономических телеграмм (для
тренировки в их расшифровании):
1. ТЕКСТ. IIVANOV COMET PETROV 19501 50622 88575 03356 23715
-1125 20733 10212 17839 28196 KUKARKIN.
РАСШИФРОВКА. Кукаркин сообщает, что Петров наблюдал комету Иванова:
1965 г. U. Т. июня 22,88575 комета имела вид диффузного объекта 12ОТ без ядра,
но обладающего хвостом длиной менее 1°. Приближенные координаты равноден-
равноденствия 1950 года кометы для указанного момента: 3h35m,6 + 37°15/. Суточное дви-
движение: по а + 7т,33, по 6 —2°12'.
2. ТЕКСТ: RS ОРН VSTAR FERNALD 19001 80714 1 17458 10640
-306- 40873 31158 GINGERICH.
РАСШИФРОВКА. Гингерич [Центральное Бюро астрон. телеграмм MAC]
сообщает, что Фернальд наблюдал переменную звезду RS Oph 1958 г. U. Т.,
июль 14,1: a=17h45m,8, 6=—6°40', равноденствие 1900 года, визуальная звезд-
звездная величина 6.
3. ТЕКСТ: KEARNS KWEE 1963D COMET MARSDEN 19503 31206
95109 13117 31543 00899 22133 13510 45559 EPHEMERIS 40215 06066
22844 91557 82284 06129 22743 06218 22645 91799 82327 06327 22550
06453 22456 92074 82380 40326 47393 44431 THERNOE.
РАСШИФРОВКА. Терное сообщает, что Марсден вычислил элементы и эфе-
эфемериду (равноденствие 1950) для кометы Кирнса— Кви 1963d. Использовано
более трех точных положений (максимальное остаточное уклонение < Г'), на
дуге, охватывающей более 10 дней движения кометы. Элементы: Г=1963 декабря
6,951 эфемеридного времени, @=131°, 17, Д =315°,43, i=8°,99, ^=2,2133,6 = 0,4866.
607

Продолжение табл. 101
Эфемерида:
Дате
1964 февр.
марта
марта
15,0
25,0
6,0
16,0
26,0
06h06
06 12
06 21
06 32
06 45
95О
Ш,6
,9
,8
,7
,3
+28°44'
+27 43
+26 45
+25 50
+24 56
1
1
2
А
,557
,799
,074
2
2
2
г
,284
,327
,380
(часто лицо, расшифровывающее телеграмму, добавляет слова: «контроль сошел-
сошелся», что свидетельствует о том, что телеграмма не искажена при передаче *)).
*) В истории астрономии известен курьезный случай, когда по небрежно зашифрован-
зашифрованной телеграмме о комете была открыта другая новая комета. Поправка к телеграмме при-
пришла на другой день — первая комета оказалась недалеко от новой кометы.

ПРИЛОЖЕНИЯ
ПРИЛОЖЕНИЕ !
ПОЛНАЯ КАРТА ЛУНЫ
Составлена в 1969 г. ГАИШ и Топогеодезической службой по всем материалам,
полученным советскими и американскими исследователями. Научный руководитель
Ю. Н. Липский. Проекция произвольная цилиндрическая для основной карты и рав-
равноугольная азимутальная для полярных областей. Масштаб (по параллели ^30°)
около 220 км в 10 мм. Линейные измерения в других местах можно вести с масшта-
масштабом, изменяющимся с селенографической широтой (см. вспомогательный чертеж).
Сетка и шахматное обозначение прямоугольников даны на чертеже вместе с кон-
контурами наиболее заметных деталей. В таблице даны русские и латинские названия
и положение центра либо обозначение прямоугольников, на которые распростра-
распространяется данная деталь. Номера таблицы соответствуют номерам на чертеже. Системы
лучей обозначены знаком (л.) после номера. Названия кратеров на обратной стороне
Луны утверждены Международным Астрономическим Союзом на его 14-м съезде в ав-
августе 1970 года. Названия некоторых кратеров еще ждут международного согласо-
согласования: читатель вставит их в таблицу сам по мере их опубликования.
СПИСОК ГЛАВНЕЙШИХ ОБРАЗОВАНИЙ
НА ПОВЕРХНОСТИ ЛУНЫ,
обозначенных на вспомогательном чертеже (см, вкладки в конце книги)
Океан Бурь
Море Влажности
» Восточное
» Гумбольдта
» Дождей
» Изобилия
» Краевое
» Кризисов
» Мечты
» Москвы
» Нектара
» Облаков
» Паров
» Познанное
» Смита
» Спокойствия
» Холода
» Южное
» Ясности
Озеро Весны
Залив Зноя
» Радуги
» Росы
Oceanus Procellarum
Mare Humorum
» Orientale
» Humboldtianum
» Imbrium
» Fecund itatis
» Martinis
» Crisium
» Ingenii
» Moscoviense
» Nectaris
» Nubium
» Vaporum
» Cognitum
» Smythii
» Tranquillitatis
» Frigoris
» Australe
» Serenitatis
Lacus Yeris
Sinus Aestuum
» Iridum
» Roris
Г-К 11-15
M 14, 15
Л-М 9
Г 26
Д-Ж 16-l§
И-Л 23, 24
3 27
3 24, 25
H 34, 35
Ж 33
Л 22
Л-М 17
3 19
К-Л 16
И, К 27
3-И 21, 22
Г 16-22
Н, О 28
Ж-Е 20, 21
Л-М 10
3 18
Д 15, 16
Г-Д 13, 14
60S

Горы Алтай
» Альпы
» Апеннины
» Кавказ
» Карпаты
» Пиренеи
Прямая стена
Долина Альпийская
» Рета
» Снеллиуса
Борозда Гигина
» Бюрга
Mons Altai M 21
» Alpes Д 18
» Apenninus 3 18
» Caucasus E 19
» Carpatus 3 16
» Pyrenaeus Л 23
Rupes Recta M 18
Vallis Alpes Д 19
» Rheita H 23
» Snellius M 23
Rima Hyginus 3 19
» Burg Д 21
КРАТЕРЫ
Сев. Полярная область
Южн. Полярная область
1 Эмден
2 Стеббинз
3 Зоммерфельд
4 Гамов
5 Ван Гофф
6 Роберте
7 Карпинский
8 Сире
9 Миланкович
10 Мезенцев
11 Шварцшильд
12 Пласкетт
13 Рождественский
14 Смолуховский
15 Линдблад
16
17 Нансен
18 Белькович
19 Эрмит
20 Брианшон
21 Кремона
22
23 Хайн
24 Дезарг
25 Паскаль
26 Петерман
27 Пифагор
28 Карпентер
29 Метон
30 Анаксагор
31 Арнольд
32 Фалес
33 Дж. Гершель
34 Бирмингем
35 В. Бонд
36 Кейн
1 Шейнер
2 Бланкан
3 Грюмбергер
4 Курций
5 Мут
6 Манцин
7 Морет
8 Беттини
9 Клапрот
10 Симпелий
11 Казати
12 Шомбергер
13 Богуславский
14 Гельмгольц
15 Байи
16 Демонакс
17 Неймайер
18 Скотт
19 Лежантиль
20 Кабео
21 Больцман
22 Хаузен
23 Дрыгальский
24 Амундсен
25 Хейл
26 Векслер
27 Гансвиндт
28 Идельсон
29 Петцвальд
30 Шредингер
31 Зееман
32 Алехин
33 Громмелин
34 Нумеров
35 Антониади
36 Релей
610

ОСНОВНАЯ КАРТА
1 )Дависсон
2 Орлов
3
4 Мур
5
6 Морзе
7 Максутов
8 Фицджеральд
9 Оппенгеймер
10
11 Мак Мае
12 Роуланд
13 Доплер
14 Королев
15
16 Аполлон
17 Параскевопулос
18 Биркхофф
19 Мах
20 Цандер
21 Минковский
22 Карно
23 Фон Цейпель
24 Джоуль
25 Клюте
26 Кекуле
27 Физо
28 Вавилов
29 Пашен
30 Клейменов
31 Пойнтинг
32 Чебышев
33 Шарлье
34 Бюффон
35 Ковалевская
36 Герцшпрунг
37 Иоффе
38 Лангмюир
39
40 Ферсман
41 Брауэр
42 Фридман
43 Майкельсон
44 Вейль
45 Фрост
46 Ландау
47
48
49 Штернберг
50 Ом
51 Вегенер
52 Стефан
53 Мендель
54
55
Davisson HI 56 Лоренц Lorentz E9
Orlov Ml 57 Маундер Maunder Л9
Ml 58 Ридберг Rydberg 09
Moore Д1 59 Нернст Nernst E9
Ml 60 Рентген Rontgen E9
Morse Ж1 61 Эйнштейн Einstein 310
Maksutov HI 62 Жерар Gerard Д10
Fitzgerald Ж1 63 П10
Oppenhei- 64 Бувар Bouvard H10
mer H2 65 Ксенофан Xenophanes ПО
K2 66 П11
Me Math 32 67 Струве Struve Ж11
Rowland Г2 68 Гедин Hedin И11
Doppler ЛЗ 69 Риччоли Riccioli КП
Korolev КЗ 70 Пингре Pingre П11
ПЗ 71 Лагранж Lagrange Hll
Apollo H3 72 Эддингтон Eddington ЖП
Paraskevo- 73 Дарвин Darwin M12
poulos ГЗ 74 Гримальди Grimaldi К12
Birkhoff Г4 75 Пиацци Piazzi H12
Mach 33 76 Ингирами Inghirami 012
Tsander ИЗ 77 Гевелий Hevelius И12
Minkowski ПЗ 78 (л.) М12
Carnot Г4 79 Фокилид Phocylides П13
Von Zeipel Д4 80 Виет Vieta M13
Joule Ж4 81 Шиккард Schickard 013
Klute E4 82 Саут South Г13
Kekule 34 83 Мариус Marius 313
Fizeau П5 84 Аристарх Aristarchus Ж14
Vavilov K5 85 Гарпал Harpalus Г14
Paschen Л4 86 Меран Mairan Д14
Kleimenov H4 87 Гассенди Gassendi Л15
Poynting 35 88 Шиллер Schiller П15
Chebyshev H5 89 (л.) Кеплер Kepler И15
Charlier E5 90 Ми Мее 015
Buffon 05 91 Хайнцель Hainzel 015
Kovalev- 92 Бьянкини Bianchini Д15
skaja E5 93 Шейнер Scheiner П16
Hertzsprung И6 94 Кампано Campanus M16
Ioffe Л6 95 Мопертюи Maupertuis Д16
Langmuir H6 96 Капуан Capuanus H16
06 97 Лонгомонтан Longomon-
Fersman 36 tanius 016
Brouwer H6 98 Буллиальд Bullialdus M16
Fridman Л6 99 (л.) Коперник Copernicus И17
Michelson И6 100 Клавий Clavius П17
Weyl 36 101 (л.) Тихо Tycho 017
Frost E7 102 Эратосфен Eratosthenes 317
Landau Д7 103 Платон Plato Г18
H7 104 Маджини Maginus 018
П7 105 Архимед Archimedes Ж18
Sternberg 37 106 Деландр Deslandres H18
Ohm 37 107 Птолемей Ptolemaeus K18
Wegener Д7 108 Альфонс Alphonsus Л18
Stefan Д8 109 Арзахель Arzachel Л18
Mendel 08 110 Пурбах Purbach M18
П8 111 Региомонтан Regiomon-
Д8 tanus Ml 8
61J

112 Вернер
113 Аристилл
114 Аль-Баттани
115 Гиппарх
116 Штёфлер
117 Алиацензий
118 Л идет
119 Апиан
120 Кювье
121 Мавролик
122 Гемма Фризий
123 Абу-л-Фида
124 Юлий Цезарь
125 Бароцци
126 Сакробоско
127 Деламбр
128 Евдокс
129 Аристотель
130 Загут
131 Рабби Леви
132 Кирилл
133 Плиний
134 Теофил
135 Бюрг
136 Посидоний
137 Питиск
138 Пикколомини
139 Фракасторо
140 Гертнер
141 Хоммель
142 Влакк
143 Геркулес
144 Жансен
145 Фабрициус
146 Розенбергер
147 Гоклений
148 Макробий
149 Атлас
150 Метий
151 Сантбек
152 Тарунций
153 Рейта
154 Франклин
155 Рейхенбах
156 Де ла Рю
157 Стевин
158 Клеомед
159 Эндимион
160 Гемин
161 Снеллиус
162 Месса ла
163 Лангрен
164 Венделин
165 Петавий
166 Фурнерий
167 Фирмик
168 Понтекулан
169 Кондорсе
170 Бальмер
171 Берос
Werner Ml 9
Aristillus E19
Albategnius Л19
Hipparchus K19
Stofler 019
Aliacensis H19
Licetus 019
Apianus M19
Cuvier П19
Maurolycus O20
Gemma Frisius H20
Abulfeda Л20
Julius Caesar И20
Barocius O20
Sacrobosco M20
Delambre K20
Eudoxus Д20
Aristoteles Г20
Zagut H21
Rabbi Levi H21
Cyrillus Л21
Plinius 321
Theophilus Л21
Burg Д21
Posidonius E21
Pitiscus П22
Piccolomini M22
Fracastorius M22
Gartner Г22
Hommel П22
Vlacq П22
Hercules Д22
Janssen 023
Fabricius 023
Rosenberger П23
Goclenius K23
Macrobius Ж23
Atlas Д23
Metius 023
Santbech M23
Taruntius И23
Rheita H23
Franklin E23
Reichenbach H23
De la Rue Г24
Stevinus H24
Cleomedes Ж24
Endimion Г24
Geminus E24
Snellius M24
Messala E25
Langrenus K25
Vendelinus Л25
Petavius M25
Furnerius H25
Firmicus И25
Pontecoulant П25
Condorcet 325
Balmer M25
Berosus E26
172 Зенон
173 Хан
174 Лаперуз
175 Окен
176 Гаусс
177 Гекатей
178 Кестнер
179 Банахевич
180 Ансгар
181 Гумбольдт
182 Лио
183 Непер
184 Барнард
185 Абель
186 Жолио
187 Вестайн
188 Склодовская
189 Дженнер
190 Ламб
191 Фабри
192 (л.)
193 Пастер
194 Комптон
195 Лебедев
196 Гильберт
197 Флеминг
198 Скалигер
199 Милн
200 Мейтнер
201 Сейферт
202 Кондратюк
203 Олькотт
204 Кантор
205 Лангемак
206 Кинг
207 Оствальд
208 Милликен
209 Уэлльс
210 Вольтерра
211 Неуймин
212 Циолковский
213 Планк
214 Рош
215 (л.)
216 Курчатов
217
218 Менделеев
219 Павлов
220 Леви-Чивита
221 Виннер
222 Жюль Берн
223 Гагарин
224 Чаплыгин
225 Кэмпбелл
226
227 Эплтон
228 Слайфер
229 Килер
230 Пуанкаре
231 Д'Аламбер
Zeno Щв
Hahn Е^б
La Perouse Л26
Oken 026
Gauss E26
Hekateus M26
Kostner K26
Banachiewicz И27
Ansgarius Л26
Humboldt M27
Lyot П27
Neper И27
Barnard H27
Abel H27
Joliot Ж28
Vestine E28
Sklodowska Л28
Jenner 028
Lamb 029
Fabry Д29
E29
Pasteur Л29
Compton Г29
Lebedev 029
Hilbert Л29
Fleming 330
Scaliger M30
Milne H30
Meitner Л 30
Seyfert E30
Kondratyuk Л30
Olkott 330
Cantor E30
Langemak Л30
King И31
Ostwald И31
Millikan Д31
Wells Д31
Volterra Д31
Neujmin M31
Tsiolkovsky M31
Planck П32
Roche 032
E32
Kurcatov E32
ГЗЗ
Mendeleev ИЗЗ
Pavlov M33
Levi-Civita M33
Wiener ДЗЗ
Jules Verne H33
Gagarin M33
Chaplygin K33
Campbell Д34
Л34
Appleton E34
Slipher Г34
Keeler Л34
Poincare П34
D'Alembert Г35
612

2$2
233
\
234
23^
236
Папалекси
Спенсер
Джонс
Хивисайд
Чандлер
Фрейндлих
Papaleksi
Spenser
Jones
Heaviside
Chandler
Freundlich
И35
И35
Л35
Д35
Ж35
237
238
239
240
241
242
Андерсон
Шайн
Эйкин
Лейбниц
Левенгук
Дедал
Anderson
Shajn
Aitken
Leibnitz
Leeuwenhoek
Daedalus
335
E36
Л36
H36
H36
K36
Примечания к вспомогательному чертежу основной
карты: не обозначены кратеры № 80 (находится около нижней границы уча-
участка М13), № 92 (около верхней границы участка Д15), № 95 (на границе между
Г16 и Д16), № 105 (на границе между Е18 и Ж18), № 227 (в середине Е34),
№ 238 (в левом нижнем углу Е36); ошибочно обозначены № 71 — номером 77,
№ 122 —номером 125, № 159 — номером 154
ПРИЛОЖЕНИЕ II
КАРТА ПОВЕРХНОСТИ МАРСА
(см. вкладку в конце книги)
СПИСОК ОСНОВНЫХ ДЕТАЛЕЙ ПОВЕРХНОСТИ МАРСА
(указаны ареографические координаты)
Сокращения: М.— Маге (море), L.— Lacus (озеро), R.— Regio (область),
S.— Sinus (залив), P.— Palus (болото), Fr.— Fretum (пролив), D.— Depressio
(низина), F.— Fons (источник).
Acidalium M. C0°, 4-45°)
Aeolis B15°, —5°)
Aeria C10°, +10°)
Aetheria B30°, +40°)
Aethiopis B30°, +10°)
Amazonis A40°, 0°)
Amenthes B50°, +5°)
Aonius S. A05°, —45°)
Arabia C30°, +20°)
Araxes A15°, —25°)
Arcadia A00°, +45°)
Argyre B5°, —45°)
Arnon C35°, +48°)
Aurorae S. E0°, —15°)
Ausonia B50°, —40°)
Australe M. D0°, —60°)
Baltia E0°, +60°)
Boreosyrtis B90°, +55°)
Boreum M. (90°, +50°)
Candor G5°, +3°)
Casius B60°, +40°)
Cebrenia B10°, +50°)
Cecropia C20°, +60°)
Ceraunius (95°, +20°)
Cerberus B05°, +15°)
Chalce @°, —50°)
Chersonesus B60°, —50°)
Chronium M. B10°, —58°)
Chryse C0°, 4-10°)
Chrysokeras A10°, —50 )
Cimmerium M. B20°, —20°)
Claritas A10°, —35°)
Copais P. B80°, +55°)
Coprates F5°, —15°)
Cyclopia B30°, —5°)
Cydonia @°, +40°)
Deltoton S. C05°, —4°)
Deucalionis C40°, —15°)
Deuteronilus @°, +35°)
Diacria A80°, +50°)
Dioscuria C20°, +50°)
Edom C45°, 0°)
Electris A90°, —45°)
Elysium B10°, +25°)
Eridania B20°, —45°)
Erythraeum M. D0°, —25°)
Eunostos B20°, +22°)
Euphrates C35°, +20°)
Gehon @°, +15°)
Hadriacum M. B70°, —40°)
Hellas B90°, —40°)
Hellespontica D. C40°, -60°)
Hellespontus C25°, —50°)
Hesperia B40°, —20°)
Hiddekel C45°, +15°)
Hyperboreus L. F0°, +75°)
Iapigia B95°, —20°)
Icaria A30°, —40°)
Isidis R. B75°, +20°)
Ismenius L. C30°, +40°)
Jamuna D0°, +10°)
Juventae F. F3°, —5°)
Laestrygon B00°, 0°)
Lemuria B00°, +70°)
Libya B70°, 0°)
Lunae P. F5°, +15°)
Margaritifer S. B5°, —10°)
Memnonia A50°, —20°)
Meroe B85°, +35°)
Meridianii S. @°, —5°)
613

Moab C50°, +20°) Sabaeus S. C40°, —8°)
Moeris L. B70°, +8°) Scandia A50°, +60°)
Nectar G2°, —28°) Serpentis M C20°, —30°)
Neith R. B70°, +35°) Sinai G0°, —20°)
Nepenthes B60°, +20°) Sirenum M. A55°, —30°)
Nereidum Fr. E5°, —45°) Sithonius L. B45°, +45°)
Niliacus L. C0°, +30°) Solis L. (90°, —28°)
Nilokeras E5°, +30°) Styx B00°, +30°)
Nilosyrtis B90°, +42°) Syria A00°, —20°)
Nix Olympica A30°, +20°) Syrtis Major B90°, +10°)
Noachis C30°, —45°) Tanais G0°, +50°)
Ogygis R. F2°, —45°) Tempe G0°, +40°)
Olyrnpia B00°, +80°) Thaumasia (85°, —35°)
Ophir F5°, —10°) Thoth B55°, +30°)
Ortygia @°, +60°) Thyle I A80°, —70°)
Oxia Palus A8°, +8°) Thyle II B30°, —70°)
Oxus A0°, +20°) Thymiamata A0°, +10°)
Panchaia B00°, +60°) Tithonius L (85°, —5°)
Pandorae Fr. C40°, —25°) Tractus Albus (80°, +30°)
Phaethontis A55°, —50°) Trinacria B68°, —25°)
Phison C20°, +20°) Trivium Charontis A98°, +20°)
Phlegra A90°, +30°) Tyrrhenium M. B25°, —20°)
Phoenicis L. A10°, —12°) Uchronia B60°, +70°)
Phrixi R. G0\ —40°) Umbra B90°, +50°)
Promethei S. B80°, —65°) Utopia B50°, +50°)
Propontis A70°, 4-45°) Vulcani Peiagus A5°, —35°)
Protei R. E0°, —23°) Xanthe E0°, +10°)
Protonilus C15°, +42°) Yaonis R. C20°, —40°)
Pyrrhae R. C8°, —15°) Zephyria A95°, 0°)
ПРИЛОЖЕНИЕ III
ЗВЕЗДНЫЙ АТЛАС
(пять звездных карт всего неба с указанием звезд до Ът)
Эпоха звездных карт — 1900 г. На всех картах нанесены новые границы созвез-
созвездий, утвержденные Международным Астрономическим Союзом. Они проходят вдоль
небесных меридианов и параллелей эпохи 1875 г. На трех картах нанесена эклиптика,
на которой отмечены даты, когда проходящие через них небесные меридианы кульми-
кульминируют в среднюю полночь.
Как обычно, переменные звезды окружены колечками, двойные звезды перечерк-
перечеркнуты. Курсивом отмечены некоторые из так называемых астеризмов — групп звезд,
входящих в созвездие, но имеющих свое отличительное название. Например, Ковш
в созвездии Большой Медведицы, Плеяды — звездное скопление в созвездии Тельца
и т. д. Схематически нанесены контуры наиболее ярких частей Млечного Пути, не-
некоторые звездные скопления и туманности.
Линии, соединяющие основные звезды созвездий и облегчающие их распознава-
распознавание, проведены почти везде согласно Г. Рею, перевод книги которого «Звезды (новые
очертания старых созвездий)» издана в 1969 г. изд-вом «Мир». Новые очертания дейст-
действительно помогают узнавать созвездия по их названиям.
ПРИЛОЖЕНИЕ IV
КАРТА ЭКВАТОРИАЛЬНЫХ СОЗВЕЗДИЙ
(см. вкладку в конце книги»
Средняя горизонтальная линия этой карты представляет собой небесный экватор.
Синусоида, пересекающая экватор,— эклиптика. Вдоль эклиптики располагаются
зодиакальные созвездия От точки весеннего равноденствия в созвездии Рыб вдоль
614

экватора справа налево идет счет прямых восхождений (шкала внизу), а вдоль эк-
эклиптики — астрономические долготы (обозначены через 10°). Все планеты и Луна
перемещаются среди звезд вблизи эклиптики. Положение Солнца на эклиптике для
данного дня можно взять из табл. 36.
ПРИЛОЖЕНИЕ V
ПЛАНИСФЕРА В. В. КАВРАЙСКОГО
(см. вкладку в конце книги)
Экваториальная проекция Постеля, использованная В. В. Каврайским (С.-Пе-
(С.-Петербург, 1913 г.) позволяет с точностью до 0°,2 дуги большого круга решать различ-
различные задачи сферической тригонометрии, в том числе астрономические задачи, связан-
связанные с видимыми движениями небесных светил. Преимущество проекции Постеля
перед многими другими (в том числе и сеткой Г. В. Вульфа, использованной в преды-
предыдущих изданиях Справочника), заключается в том, что это равнопромежуточная
проекция, в которой масштаб не меняется вдоль главных диаметров сетки. Это обес-
обеспечивает одинаковую точность отсчета вдоль любого меридиана сетки. Кроме сетки
меридианов и параллелей, идущих через градус (а главные диаметры имеют и полу-
полуградусные деления), на планисфере Каврайского нанесены два дополнительных
меридиана на 23%° от основного круга, а также прямая под углом 23%° к главному
диаметру — проекция эклиптики на плоскость колюров солнцестояний. Когда пла-
планисфера отображает плоскость эклиптики, можно на ней наметить положение сред-
среднего Солнца, по шкале долгот либо по шкале дат. Если основная плоскость — пло-
плоскость экватора, то другая оцифровка основного круга дает прямое восхождение а.
Для решения задач на планисферу накладывается так называемый транспарант,
сделанный из полотняной или бумажной кальки (или из тонкого целлулоида). Один
лист бумажной кальки может служить для решения нескольких задач. Целлулоид,
с которого написанное можно стирать мягкой резинкой, может служить неопределенно
долго. На транспаранте надо наметить основной круг и его центр и скрепить с плани-
планисферой иглой в центре (почти все задачи требуют вращать транспарант вокруг центра
планисферы). Меридианы и параллели сетки в разных случаях будут представлять
собой различные линии небесной сферы,— в зависимости от того, что принимается за
основную плоскость: плоскость экватора, эклиптики, горизонта либо меридиана.
Если по условиям задачи приходится переходить от одной полусферы, отображен-
отображенной на планисфере, на другую (совершенно симметричную), то удобно для последней
линии проводить штриховые, а точки окружать штриховым кружком.
Отметим некоторые задачи, решаемые с помощью планисферы.
1. Через две точки, заданные координатами в лю-
любой системе, провести большой круг и определить уг-
угловое расстояние между ними.
Приняв планисферу за данную систему координат, наметить на транспаранте
положение точек Л и В, а затем, вращая его вокруг центра, привести Л и В на один
и тот же меридиан. Если одна из точек окажется на противоположной полусфере, то
надо привести Л и В на два меридиана, симметричных относительно вертикального
диаметра. Расстояние АВ в этом случае будет суммой расстояний Л и В от полюса.
Если Л находится на окружности планисферы, то, вращая транспарант, приведем
ее к полюсу и отсчитаем расстояние до В вдоль того меридиана, на котором оказалась
точка В.
2. Найти полюс данного большого круга.
Совместим данный большой круг с одним из меридианов планисферы. Точка эква-
экватора, отстоящая на 90° от этого меридиана, будет искомым полюсом.
3. Найти экватор для данной точки как полюса.
Вращением транспаранта приводим отмеченную точку на горизонтальный диа-
диаметр планисферы, вдоль которого отыскиваем меридиан, отстоящий на 90°.
4. Около данной точки провести круг на заданном
расстоянии.
а) Если точка лежит на основном круге, то, вращая транспарант до совпадения
этой точки с полюсом, найдем искомый круг;

б) если точка лежит в центре планисферы, то, отсчитав на каком-либо диаметре
заданное расстояние, провести циркулем круг этим радиусом; Т
в) при произвольном положении точки искомый круг строится по точкам: вращая
транспарант, последовательно подводим точку к различным меридианам планисферы
и по ним отмечаем на транспаранте заданное угловое расстояние. С помощью лекала
или линий самой планисферы, снятой с иглы, соединяем точки плавной кривой.)
5. Измерить стороны и углы сферического треуголь-
треугольника. |
Стороны измеряем согласно п. 1. Для измерения углов совмещаем каждый раз
вершину треугольника с экватором планисферы, отыскиваем меридиан, отстоящий на
90° и находим точки пересечения сторон измеряемого угла с этим меридианом. Дуга
между точками пересечения будет мерой угла.
6. По а и t светила определить его г и А.
Представив планисферу проекцией полусферы (восточной или западной) на пло-
плоскость меридиана, найдем меридиан планисферы, соответствующий t (сначала пере-
перевести t в градусы!), по нему наметить на транспаранте точку, соответствующую б.
Повернув теперь транспарант на угол, равный 90° — ф, по сетке планисферы, которая
теперь представляет собой проекцию сетки горизонтальных координат г и Л на пло-
плоскость меридиана, отсчитаем эти координаты отмеченной точки.
Очевидно, что аналогично решается обратная задача — преобразования горизон-
горизонтальных координат в экваториальные б и t (знание звездного времени в этот момент
позволит определить и а). Также можно перейти от экваториальных координат к эк-
эклиптическим либо обратно. В этих двух случаях поворот транспаранта будет равен
23°,45.
7. Определить моменты восхода (или захода) светил
над горизонтом данного места.
На транспаранте прорисовать небесную параллель светила со склонением б.
Повернув транспарант на угол 90°— ф, определим t точки пересечения параллели
светила с горизонтальным диаметром планисферы (он теперь представляет собой гори
зонт данного места). \
Примечание. Желая учесть рефракцию, надо взять z в эти моменты 90°, 6;
для определения момента восхода или захода верхнего края солнечного диска надо
взять 2=90°,8; для верхнего края диска Луны 2= 89°,9 (здесь учитывается влияние
горизонтального параллакса Луны). При наблюдении с возвышенного места надо
учесть понижение видимого горизонта [формула D1)]. Моменты начала и конца граж-
гражданских и астрономических сумерек проще определять по Приложению VI.
В книге В. В. Каврайского аналогичным образом изложено решение следующих
задач: определение времени и азимута по высоте светила, его а и б и широте q> мес-
места наблюдения; определение t и h светила по Л, а, б и ф; определение t и h в пер-
первом вертикале места с широтой ф по б светила; построение циферблатов любых
солнечных часов, устанавливаемых на широте ф.
Ряд задач связан с представлением планисферы как плоскости экватора, на ко-
которой нанесены проекции колюров равноденствий и солнцестояний и эклиптики с от-
отмеченными датами положений Солнца в течение года. На оригинальной планисфере
В. В. Каврайского синей и красной красками нанесены самые яркие звезды соответ-
соответственно северного и южного полушарий неба. Это дает возможность решать задачи
на определение времени и широты по измеренным высотам известных звезд, а также
многие другие задачи практической астрономии.
ПРИЛОЖЕНИЕ VI
СЕТКА ДЛЯ ПРИБЛИЖЕННОГО ОПРЕДЕЛЕНИЯ
гу t, А и h НЕБЕСНЫХ СВЕТИЛ
(см. вкладку в конце книги)
Для решения многих задач сферической астрономии без применения тригономет-
тригонометрических таблиц изобретатель номографии французский математик М. д'Окань A862—
1938) предложил описываемую сетку. В ее основе лежат известные формулы
sin h = sin ф sin 6-)- cos 6 cos cp cos / и sin 6 = sin ф sin h-^cos ф cos h cos Л.
616

Озтка представляет собой как бы двойной чертеж (см. рисунок), который исполь-
используется в положении I (шкалы h и /) и в перевернутом положении II (шкалы А (азимут,
считаемый от точки севера) и б). На чертеж накладывается «индикаторная линия» (это
может быть прямая, прочерченная на полоске тонкою прозрачного оргстекла). Для
каждого светила на сетке в положении I по точкам |ср—б| на верхней шкале и |<р+6|
/S0° 740
30°0°
50°40°30О0О
780°
1
, 4
-Я7°+^—8/—
/1
ж/
у
1/1
/
А 1 1
1 1
-50^0°
i i
030°40°
/1
60°
\
00° \<p-h\ 740°750°700°
на нижней (знаки ф и б учитываются, но результат берется по абсолютной ве-
величине) прокладывается индикаторная линия, которая устанавливает соответствие
между h на центральной шкале и часовым углом / на шкале справа. Штриховые линии
отмечают положение Солнца в конце гражданских сумерек №q~—6°) и в конце аст-
астрономических сумерек (/Iq= —18°).
Если чертеж перевернуть в положение II и индикаторную линию проложить по
точкам |ф+/г| на верхней шкале и |ф—h\ на нижней, то по 6 (на центральной шкале)
определится азимут А по правой шкале.
6O

Таким образом, с помощью сетки Оканя можно решать следующие задачи:
1. По б и / определить h и А (сначала используем сетку в положении I, потом |1).
2. По h и А определить б и / (сначала II, потом I).
3. По h и б определить t (используется только положение I).
4. По h и б определить а (положение II). /
5. По 6q определить момент конца астрономических сумерек (по сетке в поло-
положении I определить часовой угол Солнца, когда оно достигнет /iq——18°).
6. Определить h и А кометы по ее а и б в момент конца астрономических сумерек
(по а, дате и моменту определим t, а по сетке в положении I и t найдем на индикатор-
индикаторной линии h. По h и б по сетке в положении II найдем А).
ПРИЛОЖЕНИЕ VII
ОРТОГРАФИЧЕСКАЯ СЕТКА ДЛЯ ОБРАБОТКИ НАБЛЮДЕНИЙ СОЛНЦА
(см. вкладку в конце книги)
ПРИЛОЖЕНИЕ VIII
КООРДИНАТНЫЕ СЕТКИ ДЛЯ НАБЛЮДЕНИЙ МАРСА И ЮПИТЕРА
(см. вкладку в конце книги)
ПРИЛОЖЕНИЕ IX
РАВНОВЕЛИКАЯ ПРОЕКЦИЯ НЕБЕСНОЙ СФЕРЫ
(см. вкладку в конце книги)
ПРИЛОЖЕНИЕ X
НОМОГРАММА ДЛЯ РЕШЕНИЯ УРАВНЕНИЯ КЕПЛЕРА
(см. вкладку в конце книги; объяснение на стр. 961)
ПРИЛОЖЕНИЕ XI
НОМОГРАММА ДЛЯ ПРИБЛИЖЕННОГО ПЕРЕВОДА ЭКВАТОРИАЛЬНЫХ
КООРДИНАТ а, 6 A950,0) В ГАЛАКТИЧЕСКИЕ (НОВЫЕ) /, b И ОБРАТНО
(см. вкладку в конце книги)
ПРИЛОЖЕНИЕ XII
НОМОГРАММА ДЛЯ ПРИБЛИЖЕННОГО ОПРЕДЕЛЕНИЯ МОМЕНТА
ЗВЕЗДНОГО ВРЕМЕНИ (М. С. ЗВЕРЕВ)
(см. вкладку в конце книги)
Для составления программы наблюдений на данный вечер или ночь нужно
знать соотношение среднего местного времени и звездного времени в эту ночь.
М. С. Зверев предложил простую и удобную номограмму для приближенного
перевода момента среднего солнечного времени в звездное. Линейку с часами
среднего времени надо приложить к номограмме так, чтобы отметка 0 совпа-
совпадала с датой наблюдений. Шкала «звездное время» даст ответ для любого мо-
момента времени в промежутке от 18h до 5h .
ПРИЛОЖЕНИЕ XII
НОМОГРАММА ДЛЯ ОПРЕДЕЛЕНИЯ СВЕТОВОГО УРАВНЕНИЯ (М. С. ЗВЕРЕВ
И ПРОЕКЦИИ ОРБИТАЛЬНОЙ СКОРОСТИ ЗЕМЛИ НА ЛУЧ ЗРЕНИЯ
(Э. А. ВИТРИЧЕНКО)
(см. вкладку в конце книги)
№

Номограмма М. С. Зверева представляет собой проекцию сетки Экваториаль-
Hti* координат на плоскость эклиптики. Вдоль внешней окружности намечены
даты, на которые должна быть направлена накладная линейка, несущая шкалу
светового уравнения.
\ Пользоваться номограммой нужно следующим образом: нанести звезду по
координатам на плоскость рисунка, установить стрелку на дату, опустить пер-
перпендикуляр из звезды на линейку и у основания перпендикуляра прочитать на
линейке поправку. Прибавлять ее нужно с ее знаком. Для обратной полу-
полусферы а даны в скобках, величину 6 нужно понимать с обратным знаком, а
дату брать на внутреннем круге.
Э. А. Витриченко (Крымская астрофизическая обсерватория) предложил
использовать ту же номограмму, но с другой накладной линейкой для определе-
определения проекции орбитальной скорости Земли на луч зрения, соединяющий наблю-
наблюдателя с какой-либо звездой, иначе говоря, для учета движения Земли при опре-
определении лучевых скоростей звезд.
Линейки можно построить на прозрачных кругах и провести линии перпен-
перпендикулярно линейкам через 0<* ,001 для светового уравнения и через 1 км/сек для
проекции орбитальной скорости Земли. Это сделает пользование номограммой
весьма удобным.

АЛФАВИТНЫЙ УКАЗАТЕЛЬ
Абастуманская астрофизическая об-
обсерватория 19
Аберрационное смещение звезд 32
Аберрационный эллипс 32
Аберрация звезд 393
годичная 244
— — суточная 244
— хроматическая 271
Абсолютно черное тело 122, 267
Абсолютный нуль 59, 388
Автоматические межпланетные стан-
станции 49—52, 56, 80—82, 103
Адаме В. 25, 26
Адаме Дж. 17
Адонис — астероид 88
Азимут 221, 223, 228
Аквариды — метеорные потоки 345, 416
Алголь 141, 434
Ал-Сухи 20
Альбедо 49, 52, 407
Альвен X 113
Альдебаран 119, 123, 161, 435
Алькор 143
«Альмагест» Птолемея 14, 20
Альмукантарат 219
Альтазимут 279
Альта и р 434, 435
Амбарцумян В. А. 26—28, 165, 195
Амур — астероид 88, 415
Анания Ширакаци 20
Андромедиды — метеорный погок 417
Аномалия истинная 260
— силы тяжести (гравиметриче-
(гравиметрическая) 35
— средняя 259, 261
— эксцентрическая 260
Анталголи 151
Антарес 119, 123, 435
Антониади Э. 79
Апекс движения Земли 32
Солнца 137, 402
Апогей 244, 245
Аполлон — астероид 88
Аполлоний Пергский 20
Апохромат 271
Апсид линия 73, 244
Аргеландер Ф. 24, 362
Ареография 78, 81
Ареология 78
Ариабхата 20
Аристарх Самосский 14, 20, 31
Аристилл 20
Аристотель 20, 29
Арктур 119, 123, 434, 435
Астаповш И. С. 353
Астеризмы 114, 614
Астероиды 84—88, 331, 415
Астроботаника 82
Астродинамика 12
Астроклимат 276
Астрометрия 11
Астрономическая единица 33, 387, 392
Астрономические знаки 385
— инструменты 270
— наблюдения 308
— постоянные 392
Астрономический календарь 305
— Совет (Астросовет) АН СССР 371,
602
Астрономия 11, 13
— авиационная 13
— внеатмосферная 13
— внегалактическая 12
— звездная 12
— кометная 12
— метеорная 12
— мореходная 13
— нейтринная 12
— планетная 12
— полевая 13
— практическая 11
— рентгеновская 12
— сферическая 11
— теоретическая 13
Астрофизика 12
Астрофизический институт АН Каз.
ССР 19
АН Тадж. ССР 19
620

Астрофотография 280
Ат^ас звездный 24, 115, 243, 339, 614
— скоплений галактик 183
— солнечного спектра 265
Афелий 33
Ахромат 271
Аэрозоли 42
Бааде В. 27, 181
Базис 353
Байер Я. 21, 347
Бальде Ф. 101
Барицентр 33, 34
Бауэрсфельд 26
Бахарев А. М. 320
Белл Ж. 28
Белопольский А А 17, 25, 151, 269
Бессель Ф. 17, 23
Бете Г. 26
Бетельгейзе 115, 123, 135, 146, 434, 435
Бетулия — астероид 84
Бинокль 278
Виру ни 14, 20
Блажко С. Н. 152, 299, 301. 361, 362,
365
Блеск звезд 115, 361
Бобров М. С. 92
Богуславски Г. 295
Боде И. 22, 112
Бок Б. 27
Боковое зрение 362
Болдуин Дж. 83
Болиды 104, 360
—, связь их с астероидами 110
Болометрическая поправка 118, 563
Большой круг небесной сферы 202, 219
«Боннское обозрение неба» 115
Бор Я. 25
Борозды на Луне 54
Б рад лей Д. 15, 22—24, 244
Бредихин Ф А. 17, 24, 337
Бронштэн В. А. 603
Брорзен Т. 24
Бруно Джордано 15, 21
Бунзен Р. 17, 24
Вьюрке Б. 28
Бэбкок Г. 27
Бэр К. М. 30
Бюраканская обсерватория АН
Арм. ССР 19
Бюро астрономических телеграмм MAC
336
Ван Аллен Д. 28
Ван ден Берг С. 178, 179
Варахамихара 20
Вассениус Б. 22
Вега 119, 123, 242, 434, 435
Вейцзеккер К 26, 112
«Великие противостояния» Марса 330
Венера 15, 76, 79, 116, 252, 255, 259,
328, 405, 406
Верное С. Я. 28
Вертикал первый 221
— светила 222
Веста — астероид 85, 87, 331, 415
Ветвь гигантов 130
Видманштеттен 23
Видманштеттеновы фигуры 105
Вилсон Р. 28
Витриченко Э. А 619
Владилена — астероид 86
Возмущения движения планет 256, 258
Вокулер Ж 184, 317
Волластон В. 22
Воронцов-Вельяминов Б А. 26, i79,
304, 548
Восход и заход светил 223, 224
Солнца 227
Времена года 34
Время 230, 363, 576
— гражданское 234
— декретное 237
— звездное 230, 234
— истинное звездное 231
— летнее 237
— местное 234, 237
— мировое или всемирное 231, 234
— московское 236, 237
— поясное 236, 237
— солнечное 234
— среднее звездное 231
— — солнечное 234
— эфемеридное 231
Всесоюзное астрономо-геодезическое
общество (ВАГО) 602—605
Всехсвятский С К- 114, 413
Входной зрачок 272
Высота над уровнем моря 35
— светила 221, 224
Выходной зрачок 272
Вычисление орбит 12, 258
— эфемерид 12, 258, 260
Газе В. Ф. 27, 167
Гал 37
Галактика 156, 173, 175
—, вращение 18, 24, 173, 174, 269
—, масса 175
—, направление движения 183
—, плотность материи в ней 175
—, радиоизлучение 187
—, скорость движения 183
—, спиральная структура 27, 188
—, строение 173
— сферическая составляющая 171
—, форма 173
—, число звезд в ней 175
—, ядро 174
Галактики 173, 175—185
621

Галактики в Андромеде 180
— в Гончих Псах 180
— в Треугольнике 180
— взаимодействующие 179
—, классификация 177—179
—, классы светимости 179
—, красное смещение в их спектрах
181
—, лучевые скорости 181
—, Местная группа 182, 556
—, обозначения их 162
—, определение расстояний до них
180—182
— с перемычкой 176
—, системы их 182, 183
—, скопления их 179, 183
—, состав ветвей и ядер 180
— спиральные 176, 177
— эллиптические 176, 177, 180
, сжатие 177
— —, состав 180
— яркие 550, 557
Галактическая концентрация 119, 158
Галилеевы спутники Юпитера 334
Галилей Галилео 15, 21, 37, 156
Галле И. 17, 23, 78
Галлей Э. 15, 21, 22, 75, 98, 101, 102,
136, 338
Гало на Луне 54
Галосы 307
Гамма-астрономия 12
Га ни мед — астероид 415
Ганимед — спутник Юпитера 28, 91
Ганский А. П. 25
Гань Гун 20
Гарвардская обсерватория 17
Гардине 23
Гартман И. 25
Гаусс /(. 23, 212, 262
Гауссова постоянная 255, 392
Гевелий Ян 21
Геминиды — метеорный поток 345,
416
Гендерсон Г. 23
Географос — астероид 88
Геоид 35
Геотермический градиент 38, 55
Геохронология 395
Гераклид Понтийский 14, 19
Гермес — астероид 84, 88
Герцшпруне Э. 25, 26, 130, 195, 562
Гершель В. 16, 22, 23, 78
Гиады — звездное скопление 114, 162
Гидальго — астероид 84, 415
Гипотезы космогонические 111
— образования лунных кратеров 56
Гиппарх 14, 20, 241
Главная астрономическая обсерватория
АН СССР (Пулковская) 19
АН УССР 19
Главная последовательность диаграммы
«спектр — светимость» 130, 132, 195
Глаз-водитель 282
—, спектральная чувствительность его
117, 561
Глазенап С. П. 304
Глобулы 171, 195
Гневышев М. Я. 64
Год 239
— аномалистический 393
— бесселев 239, 244
— високосный 239
— гражданский средний 393
— драконический 239, 247, 393
— звездный 33, 241, 393
— календарный 239
— лунный 393
~ световой 114, 387
— сидерический 33, 393
— тропический 33, 238, 241, 393
— фиктивный 239
— юлианский 393
Голова кометы 96
Горизонт видимый 219
— математический (истинный) 219
Горная обсерватория АН Каз. ССР
19, 170
Горы на Луне 15, 21, 53, 610
Горячие пятна на Луне 55
Государственный астрономический ин-т
им. П. К. Штернберга (ГАИШ) 19
Гравиметрия 35
Град 201
Градиенты звездной плотности 172
Градусы, длина их на Земле 34, 394
Граница Мохоровичича 38
Греческий алфавит 386
Гринвичская обсерватория 15, 21
Гутьеррец А. 437
Гюйгенс X. 21, 272
Давление света 25, 98
Дагер Л. 23
Даламбер Ж. 22
Данжон А. 325
Движение планет 251, 254
возмущенное 258
— — невозмущенное 258
— — попятное 251, 254
прямое 251, 254
— — среднее суточное 259
— полюса мира 242
— полюсов Земли 36
Деймос — спутник Марса 24, 410
Дейч А. Н. 142
Деландр А. 25
Денеб 119, 434, 435
День весеннего равноденствия 232
— зимнего солнцестояния 232
— летнего солнцестояния 232
622

День осеннего равноденствия 232
Деферент 14
Джине Д. 112
Джонсон X. 117, 437, 504, 520
Диаграмма «спектр — светимость»
(Герцшпрунга — Рессела) 25, 130,
145, 195, 196, 562
— «цвет — абсолютная звездная вели-
величина» 195, 197, 198
Дигрессия 222
Дисперсия 215
Дифракция 274
Дихотомия 49
Добронравии П. П. 299
Долгота дня 227
Доллонд Д. 22
Дольфюс О. 28, 93
Домбровский В. А. 27
Донати Дж. 28
Доплер И. 23, 25, 140
Дракониды — метеорный поток 356,
416
Дроздов С. В. 304
Дрэпер Г. 24
Дубяго А. Д. 101, 264
Евдокс 20
Европа — спутник Юпитера 28, 89,
91, 410
Единицы длины 386
Ефремов Ю. Н. 149, 198
Жансен П. 17, 24
Зависимость «лучевая скорость — рас-
расстояние» у галактик 181—182
— «масса — светимость» 26, 144, 145
— «период — светимость» у цефеид 18,
25, 151
Задача двух тел 256
— трех тел 257
Закон Бэра 30
— Вина 122, 267
— всемирного тяготения Ньютона 255
— Планка 122, 267
— Рэлея 39
— Стефана — Больцмана 58, 122, 267
— Шперера 64
Законы Кеплера 15, 255
Звезд атмосферы 121, 126, 132
— блеск 115, 361
, оценка его 116, 361
— внутреннее строение 127
— вращение 26, 148
— движение 136, 269
— лучевые скорости 137, 138
— магнитные поля 147, 269
— массы 143—145, 564
— мерцание 227
— названия 115? 149
Звезд параллаксы 127, 131, 132, 151
— плотности 146, 564
— показатели цвета 117, 564
— происхождение 194—199
— размеры 26, 134, 135, 564
— расстояния 127, 128
— светимости 127, 133—136, 268
— собственные движения 136, 137
— спектры 24, 122—127, 265
— спутники невидимые 142
— тангенциальные скорости 138
— температура 119, 121, 135, 265
— — ионизационная 268
— — кинетическая 70
— — эффективная 563
— фотосфера 121
— цвета 119—121
— эволюция 194—199
— энергия 127, 195
Звезда Барнарда 137, 142, 436
— Кеплера 156
— Маанена 147
— Тихо Браге 156, 188
Звездная величина абсолютная 128,
562, 565
болометрическая 118, 144
видимая 115, 116
радиометрическая 118
фотовизуальная 116
фотографическая 116
Звездные ассоциации 27, 165, 194,
195, 545
— дожди 108—109
Звезды 114, 434—437, 495
— белые карлики 26, 133, 145
—, ближайшие к Солнцу 136, 436
— визуально-двойные 139
, обозначения их 139
— взрывные (эруптивные) переменные
150
— гиганты 126, 130, 133, 164, 194
— двойные 138—142, 144, 155, 165, 195,
523—527
— долгопериодические переменные 150
— затменные двойные 134, 141, 149,
155, 528
— карлики 25, 58, 126, 130, 133, 136
— кратные 142, 143, 165, 198
— магнитно-переменные 147
— «металлические» 126, 148
— молодые 194
— нейтронные 193
— неправильные переменные 150, 153
— новоподобные 150, 153
— новые 149, 150, 154, 168, 180, 194
— —, обозначения их 149
— оптические переменные 138, 150
— переменные 149—154, 180, 194, 198,
528, 535
•*— —? наблюдения их 360
623

Звезды переменные, обозначения их 149
— повтор но-новые 153
— полуправильные переменные 150,
153, 536
— пульсирующие переменные 150
— сверхгиганты 126, 133, 164
— сверхновые 133, 155, 193, 199
— спектрально-двойные 140
— сравнения 361, 366
, степенная шкала 365, 366
— субгиганты 132, 145
— субкарлики 132—134, 145
— типа Вольфа — Райе 122, 123
— физические переменные 134
— цефеиды 128, 150, 180
— яркие 120, 435, 527, 528
Зверев М. С. 230, 304, 618, 619
Зельманов А. Л. 183
Земли атмосфера 39
— внутреннее строение 37
— возраст 39
— вращение 29, 231
— —, замедление его 46
— —, неравномерность его 46
— движение 31—34, 37, 269
— магнетизм 39
— мантия 38
— масса 23, 38, 256, 394
— орбита 32
— пылевые спутники 57
— размеры 20, 29, 392, 394
— средняя плотность 38, 394
— тень 397
— форма 29, 34, 35, 241
— химический состав 39
— ядро 38
Земля 29, 241, 259, 394, 405, 406
Зенит 219
Зенитное расстояние 221, 223, 227
Зодиака знаки 232, 385
Зодиакальные созвездия 232, 431
Зодиакальный свет 71, 75, 103, ПО
«Зона избегания» Хаббла 182
Зоткин И. Т. 360
Зрачок глаза 273
Ибн Юнус 20
И вен X. 27
Игнатьева Л. В. 297
Избыток цвета 159
Измерение времени 230, 232
— углов 201
Икар — астероид 84, 88, 415
Икейа К- 335
Инверсия температурная 45
Институт теоретической астрономии
АН СССР 19
Интерполирование (интерполяция) 206
Интерполяционная формула Стирлинга
208, 597
Интерференционный фильтр 66
Интерферометр 134
Интрамеркуриальная планета 78
Ио — спутник Юпитера 28, 410
Ионосфера Земли и других планет
42—44, 83, 89, 186
Ириарте В. 437
Иррадиация 323
Искатель 279, 281, 283
Искусственные спутники Земли 18,
28, 44, 45, 59, 103, 104, 118, 141
Источники радиоизлучения 156, 189,
190, 552, 554
точечные (дискретные) 188
— рентгеновского излучения 28, 193
Кавендши Г 23
Кайдановский И. Л. 28
Календарь 238
— григорианский 21, 239, 240
— мировой 239, 240
— юлианский 20, 239
Калиняк А. А 27, 28, 173
Каллисто— спутник Юпитера 91, 410
Каменчук А. С. 153
Камп П. ван де 142
Каналы на Марсе 81
Кант Я. 22, 112
Кассини Д. 21, 22, 333, 335
Кассиопеиды — метеорный поток 41 6,
418
Каталог астрометрический 11
— звездный 11, 14, 20—24, 115, 437—
494
— радиоисточников Вестерхаута 552
— — Кэмбриджский 189, 552
Паркский 552
— туманностей 22
Качество изображения 275
Квадрантиды — метеорный поток 341,
416
Квадратура планеты 48, 254
Квазаги 12, 28, 192
Квазары 12, 189—192
Кёбкэ Ф. 295, 316
Кеплер И. 15, 21, 143, 156, 255, 257,
261, 618
Кеплерова окружность 259, 260
Кирик Новгородец 20
Кирквуд Д. 24, 84
Кирхгоф Г. 17, 24
Китабская широтная станция 19
Клавиус X. 21
Клеро А. 16, 22
Климатические пояса Земли 233
Ковальский М Д. 18, 24
Козырев И. А. 56
Койпер Дж. 95, 112
Коллимация 301
Кольца Сатурна 21, 92, 269
624

Кольшюттер А. 25
Колюр равноденствий 224
Кома — оболочка головы кометы 96
Комет движения 251
— звездная величина 101, 337, 412
— наблюдения 335
— обозначения 336.
— происхождение 113
— состав 96—98
— хвосты 97—100, 337
— элементы орбит 258
— ядра 96
Комета Аренда — Ролана 102
— Беннетта 98
— Биелы 102
— Галлея 75, 98, 101, 102, 338
.— Делавана 102
— Донати 98
— Икейа — Секи 335
— Мркоса 98
— Отерма 3 100, 102
— Холмса 101
— Швассмана — Вахмана 1 100
— Энке 101
Кометоискатель 335
Кометы 75, 96, 251, 412, 414, 417
— телескопические 338
Конические сечения 205
Контакты затмения 249
Конфигурации планетные 252
Координатные сетки для наблюдений
планет 327
Координаты астрономические 35, 203,
218, 225
— видимые 244
— галактические 225, 226, 370
— гелиографические 62, 63, 313
— гелиоцентрические 226, 258
— географические 219, 221
— геоцентрические 35, 225, 226
— горизонтальные 221
— истинные 244
— планетоцентрические 78, 226
— селенографические 320
— средние 243, 244
— сферические 219
— топоцентрические 226
— экваториальные 221, 224, 370
— эклиптические 225
Коперник Н. 14, 15, 21
Кордылевский К- 28, 57
Коронограф внезатменный 71
Корреляция 215
Космическая пыль 160
Космические лучи 28
— ракеты 45, 59
Космогония 12
Космологическое излучение 194
Космология 12
Коули А. и Ч. 437
Коэффициент корреляции 215
Крабовидная туманность 27, 156, 188,
555
Крамер Е. И. 353
«Красное пятно» на Юпитере 90, 333
Красное смещение в поле тяготения
(эффект Эйнштейна) 26
в спектрах галактик 26, 181,
190, 191
Красовский В. И. 27, 173
Красовский Ф. Н. 26
Крат В. А. 65
Кратеры на Луне 52, 53, 56
— на Марсе 28, 83
Крест нитей 272, 281
Кривая блеска переменной звезды 141
средняя 364
— Гаусса 212
— лучевых скоростей 140
— нормального распределения 212
— спектральной чувствительности 116
глаза 116
Кривые распределения энергии 267
Кринов Е. Л. 360
Круг склонения 221
— широты 225
Крымская астрофизическая обсервато-
обсерватория АН СССР 19
Кукаркин Б. В. 27, 142, 149, 153, 155,
'361, 546
Куликов К. А. 36
Кульминация светил 222
Курочкин И. Е. 528
Кэннон А. 25
Кюстнер Ф. 24
Лагранж Ж. 16
Лакайль Н. 22
Лальман А. 27
Ламберт И. 22
Лаплас П. 16, 22, 23, 112, 210
Латинский алфавит 386
Лебедев П. И. 25, 98
Леверье У 17, 23, 78
Левин Б. /О. 339
Лейтен В. 136
Леониды— метеорный поток 107, 345,
356, 416, 418
Либих Ю. 24
Либрация Луны 49, 398
Ливитт Г. 25
Линдблад Б. 26
Линия апсид 33, 244
— излучения 264
— изменения даты 237
— поглощения 65, 160, 264, 265
— узлов 259
— эмиссионная 264
Линк Ф. 326
Лио Б 26, 63
625

Лириды — метеорный поток 107, 345,
416—418
Литосфера 31
Ловелл Б. 154
Ловелл П. 78
Локьер Н. 17, 24
Ломоносов М В. 16, 22, 79
Луллий 239
Луна 24, 46, 77, 116, 397, 410, 614
Луны возраст 48
— вращение 49
— движение 244
— затмения 19, 246, 325, 400
— карта 609
— — невидимой стороны 49, 609
— карты 52
— масса 33, 47, 397
— наблюдения 319
— орбита вокруг Солнца 244, 246
— параллакс суточный 33, 397
— плотность 47, 397
— происхождение 57
— размеры 397
— расстояние от Земли среднее 397
— температура поверхности 54, 398
— тень, ее длина 246
— фазы 47, 48, 245, 399
— элонгации 48
Лучевая скорость 25, 137, 138, 181, 268
Лучи светлые на Луне 53
Любимов А А. 22
Магеллановы Облака 180, 182
Магнитные бури 59, 308, 316
Магнитограф 269
Майкельсон А 26, 134
Макарова Е. А. 267
Мак-Mac (обсерватория) 265
Маковер С. Г. 101
Максутов Д. Д. 27, 270, 282
Малый круг небесной сферы 202
Марс 81, 255, 259, 329, 405, 406
—, карта поверхности 613
Мартынов Д. Я. 603
Маскелайн Н. 22
Масштаб снимка 277
Маятник Фуко 29
Международная служба Солнца 313
— — широты 36
Международные широтные станции 36
Международный Астрономический
Союз (MAC, IAU) 26, 603, 614
Межзвездная среда 159, 160, 165
Межзвездное поглощение света 27,
129, 158, 160
Мезопауза 43
Мезосфера 42, 43
Мейолл Н. 27
Менделеев Д. И. 24
Мендоза В, 437
Меридиан 221
— Кэррингтона 314
Меркурий 28, 79, 252, 259, 405, 406
Мессье Ш. 22, 162, 544
Месяц аномалистический 245, 393
— драконический 245, 393
— звездный 47, 245
— календарный средний 393
— сидерический 47, 245, 398
— синодический 49, 239, 245, 398
— тропический 393
Метагалактика 183, 184
Метеорит Гоба 104
— Сихотэ-Алинский 106
— Тунгусский 104, ИЗ
Метеоритные кратеры на Земле 56, 104
Метеоритный дождь 359
Метеориты 103—106, 358—360
—, сбор их 358
Метеорная пыль 104
Метеорные дожди 346
— потоки 107—109, 341, 416—418
, наблюдения их 186
— —, связь их с кометами 24 107
— рои 75, 107, 342
— следы 186, 356
— —, дрейф их 357
— тела 103, 107, 342
Метеорный патруль 356
Метеоры 103
—, наблюдения их 103, 339
—, базисные 353
—, радиолокационные 109
—, спектры их 103
— спорадические ПО, 343, 345
— стационарные 339
Метод испытания зеркала Ронки 288
теневой 288
— оценки блеска звезд Аргеландера
362
интерполяционно-степенной
(Блажко — Нэйланда) 361
__ _ интерполяционный (Пике-
ринга) 361
Метан 19, 363
Метонов цикл 14, 19, 363
Микрометеориты 103
Микрометр 293
Мильхикер М А. 326
Миннарт М. 219, 265
Мира Кита 123, 153, 434
Михайлов А. А. 186, 243, 339
Михеев А. А 285
Мицар 143
Млечный Путь 15, 156, 187
Модуль расстояния 129, 156, 181
Молоденский М. С. 27
Монокуляр 279
Монтировка телескопа 279
— — азимутальная 2/9
626

Монтировка телескопа экваториальная
(параллактическая) 279
• английская 280
¦ немецкая 280
Морган В. 117, 178
Мори А. 25
Мороз В. И. 79, 91, 92
«Моря» на Луне 53
— на Марсе 81
Мульдерс Г. 265
Мустель Э. Р. 267, 602
Набоков М. Е. 283, 304
Навашин М. С. 270
Надир 219
Наклон орбиты 34, 47, 75, 244, 259
— экватора к эклиптике 19, 225, 243,
393
Нань Гун-то 20
Нассирэддин Туей 20
Небесная механика 11
— сфера 218, 219, 223
Небосвод 218
Нептун 17, 23, 78, 94, 335, 405, 406
Нереида — спутник Нептуна 95, 410
Нестерович Э. И. 410
Никольс Э. 25
Никольсон С. 27
Никонов В. Б, 27, 173
Нимбы на Луне 54
Новолуние 47
Новый стиль 239
Номограмма для перевода экваториаль-
экваториальных координат в галактические 618
решения уравнения Кеплера 261,
618
Номограммы М. С. Зверева 230, 304,
364,618,619
Нормальное распределение 210
Нутация 15, 241, 243, 393
Ньюкомб С. 239, 259
Ньютон Я. 15, 21, 22, 255, 257, 271, 388
Нэйланд А. 361, 362, 365
Оазисы (на Марсе) 81
Обозначения больших и малых чисел
200, 201
Обтюратор 356
Объектив 271, 273, 601
Озон в земной атмосфере 36
Окань М. 616, 618
«Окна Кирквуда» 84
Окулярная камера 317
Окуляры 271, 272
Олмстед Д. 23
Ольберс Г. 22, 23
Оорт Я. 18, 26, 27, 113
Оппозиция 252
Оппольцер Т. 24
Оптическая ось трубы 272
Орбита параболическая 257, 264
Орбитальные элементы 140, 141, 258
Ориониды — метеорный поток 345, 416
Орлов А. Я. 25
Орлов С. В. 98, 337
Ортографическая проекция 320
— сетка для обработки наблюдений
Солнца 314, 618
Освещенность 229
— на планетах 408
Ось мира 221
— полярная инструмента 279
— склонения инструмента 279
Относительное отверстие 273
— фокусное расстояние 277
Ошибка вероятная 211
— отдельного измерения 211
— положения 361
— средняя 210
— — квадратическая 211
Ошибки наблюдений (измерений) 210
— систематические 210
— случайные 210
Падающие звезды 103
Палей А. Б. 301
Паллада — астероид 23, 85, 331, 415
Параллакс 31, 566
— горизонтальный 33
— Луны 33, 393, 397
— Солнца 21—23, 33, 393, 401
— суточный 33
Параллаксы звезд спектральные 25,
128, 131, 132
тригонометрические 127
фотометрические 129, 180
цефеидные 18, 129, 151
Параллактический (астрономический)
треугольник 222
— угол 222
— эллипс 31
Параллактическое смещение 128
Параметр конического сечения 205
Пареного П. П. 27, 132, 149, 153, 158,
361
Парижская обсерватория 15, 21
Парменид 29
Парсек 128, 387
Парселл Э. 27
Пекинская обсерватория 20
Пензиас А. 28
Пентапризма 309
Пепельный свет Венеры 329
Луны 49
Первая четверть — фаза Луны 47
Периастр 140
Перигей 244, 245
Перигелий 33, 259
—, вековое перемещение его 259
—, долгота его 259
627

Перигелийное расстояние 260, 264
Период изменения блеска переменной
звезды (определение) 362
— обращения планеты 254, 255, 259
— — — звездный (сидерический) 254
синодический 254, 255
Перрэн Ж. 26
Персеиды — метеорный поток 107, 341,
345, 356, 416, 418
Петербургская астрономическая обсер-
обсерватория 15, 22
Петере X. 23
Пиацци Д. 16, 23, 84
Пикар Ж. 15
Пикеринг Э. 24, 25, 361
Пиргелиометр 58
Пифагор 19, 29
Планет движение 251
среднее 259
— звездные величины 327, 328
— массы 256, 406
— наблюдения 326
— наклоны орбит 75, 79, 405
— происхождение 111
— размеры 76, 326, 406
— расстояния от Земли 327
— — — Солнца 406
— спектры 265
— температура 407
— угловые размеры 327
— фаза 328
— фазовый угол 328
— физические характеристики 406
— элементы орбит 258
— элонгации 48, 252, 254
Планетарии 603
Планетоведение 12
Планеты 75, 78, 405—407, 614
— верхние (внешние) 252, 254
— малые 84—88, 331, 415
— нижние (внутренние) 252, 254
Планисфера В. В Каврайского 615
Плеяды 114, 162, 506
Плоская составляющая Галактики 152,
171
Плутон 26, 78, 95, 114, 405, 406
Поглощение света в земной атмосфере
36, 39, 40, 558
— — — пространстве 18, 129, 158
— — — — селективное 158
Погода, предсказание ее перемен 306
Погрешность относительная 212
Погсон Н. 115
Подсистемы Галактики 152, 171, 172
Позиционный угол 293
Показатель цвета 121, 437, 504, 506,
546, 564
Покрытия звезд 323, 335
Полдень истинный 234
Поле зрения 276
628
Полнолуние 47
Полосков С. М. 102
Полосы Ронки 288
Полуденная линия 221
Полюсы большого круга 202
— Галактики 158, 226
— Земли 35, 36
, движения их 35, 36, 242—244
— мира 34, 219, 242
— эклиптики 226
Поляризация света звезд 27
Полярная звезда 29, 34, 434
— ось инструмента 279
Полярное расстояние 221
Полярные круги 233
— сияния 44
— шапки Марса 81
Понижение горизонта 219
Попов Г. М 270, 284
Попятное движение планет 251
Порядковый счет дней в году 578
Последняя четверть — фаза Луны 47
Постоянная Больцмана 267, 388
— Вина 388
— закона Стефана — Больцмана 388
— нутации 244
— Планка 267, 388
— Стефана 268
— тяготения 255, 388
Постоянные Гаусса при вычислении
эфемерид 262
Поток радиации 267
Пояс радиации вокруг Земли 45
Правило Тициуса — Боде 112
Предварение равноденствий 241
Предел Роша 92
Предел серии Бальмера 117
Предельная выдержка 277
Предельный угол разрешения 274
Прецессия 14, 221, 225, 241, 393, 427
— лунно-солнечная 242
— от планет 242
Приливы 45
Принцип Доплера 25, 140, 268
Продолжительность дня и ночи 396, 397
— сумерек 228, 229
Прозрачность неба 276
Проксима Змееносца 142
— Кентавра 140, 154
Промежуточная составляющая Галак-
Галактики 171
Проницающая сила телескопа 273, 278
Противоросники 281
Противосияние 110
Противостояние 252, 329
Протуберанц-спектроскоп 66
Протуберанцу 66—69
Прохождения Меркурия и Венеры по
диску Солнца 16, 22, 252
Процион 17, 123, 434, 435

Прямое восхождение 224, 225
, вычисление 262
Птолемей Клавдий 14, 20, 136
Пуанкаре А. 25
Пулковская обсерватория 16
Пульсары 28, 192—194, 555
Равновеликая проекция небесной
сферы 618
Равноденствия весеннее и осеннее 34
Радиан 128, 202, 387
Радиант звездного скопления 162
— кометный 353
— метеорного потока 108, 109, 343,351
Радиационные пояса 28
Радиоастрономия 12, 186
Радиогалактики 190
Радиоизлучение Венеры 80
— галактик 189
— Галактики 174, 186—188, 190
— комет 28, 102
— космическое 27, 40, 187, 189
— Луны 187
— межзвездного водорода 26, 27, 187,
188
— нетепловое 189
— планет 187
— планетарных туманностей 171
— Солнца 27, 73, 74, 186, 187
— тепловое 194
— Юпитера 28, 89, 187
Радиолинии атомов и молекул 187
Радиолокация Венеры 28
— Луны 27, 54
— Меркурия 28
— метеоров 27, 109, 186
— Солнца 28
— Юпитера 28
Радиометр 118
«Радиоокно» земной атмосферы 187
Радиосигналы времени 303
Радиосовет АН СССР 602
Радиоспектр 190
Радиотелескоп 28, 186, 187
Радиотуманности 188, 189
Разрешающая сила глаза 274
телескопа 274
— способность радиотелескопов 187
Распределение Пуассона 214
— энергии в спектре 267
Распространенность химических эле-
элементов во Вселенной 198, 199
Рассеяние света 39
— —, теория 24
Реверзионная призма 361
Региомонтан 21
Регм а глипты 359
Регул 243, 434, 435
Рей Г 614
Рейли Э. 27
Реликтовое излучение 28, 194
Рёмер О. 15, 21, 22
Рентгеновское излучение 193, 194
Рессел Г. 25, 26, 130, 195, 196, S62
Ретик И. 21
Рефракция 40, 210, 226—229, 559
— радиоволн 227
Рибер Г. 26, 27
Ригель 119, 435
Рише Ж. 21
Росс Ф. 23, 149
Румовсшй С. Я- 22
Рэлей Д 24, 39
Сарос 19, 250
Сатурн 21, 78, 91, 335, 405, 406
Саутворт Д. 27
Саха М. 26
Сверхгалактика 184
Сверхгиганты 132
Свет, скорость 21, 32, 388
Светимость 130, 133, 134, 565
Световое давление 25, 98
— уравнение 364
Световые элементы переменной звезды
364
Светофильтры 298
Светочувствительность фотоматериалов
277
Северный Полярный Ряд 116, 274, 504
Сейсмология 37
Секки А. 17, 24
Селенография 52
Селенология 57
«Семейство комет Юпитера» 100
Сетка для определения г, t, А и h
светил 616
Сетки для наблюдения Марса и Юпи-
Юпитера 6.18
Сигналы времени по радио 303
Сизигии 48
Сила тяжести на поверхности звезды
147
Симоненко А. И. 339
С им пеон Д. 57
Синхротронный механизм радиоизлу-
радиоизлучения 190
Сириус 17, 116, 123, 434, 435
Система единиц СИ 391
— мира Коперника 14
— — Птолемея 14, 20
— обозначений чисел 200, 201
Скалигер Ж. 363
Сканирование 55
Склонение 221, 224, 262
Скопления звезд, обозначения их 162
— — рассеянные 160, 162, 544
шаровые 164, 180, 182, 546
Скорость ускользания 45
Слайфер 25
629

Слудский Ф. А. 24
Служба времени 302
— Солнца 74, 308, 310, 313
Слюсарев Г. Г. 270
Смещение линий в спектре звезд (до-
плеровское) 140, 160, 269
Снеллиус В. 21
Собственное движение звезд 136
Соединение планеты с Солнцем 252
— светил 252
Созвездия 114, 431
— зодиакальные 232, 431
— экваториальные 614
Созиген 20, 239
Солнечная активность 61, 63—65, 73,
74, 186
— грануляция 62
— постоянная 59, 401
— система 75, 198
Солнечное кольцо 304
Солнечный ветер 73, 96—98, 101
— окуляр 309
— экран 284, 309
Солнца атмосфера 58, 65, 126
— вращение 21, 62, 313
— —, период его 62
— гранулы 60, 61
— движение среди звезд 174, 232, 268
— диаметр 58, 135, 401
— затмения 24, 65, 71, 246, 404
— звездная величина 116, 130, 401
— излучение 59, 73
— — корпускулярное 59, 74
, падающее на Землю 59
— — рентгеновское 27, 74
— источники энергии 58
— координаты 419
— корона 69—71, 246
— магнитное поле 64, 113
— масса 58, 256, 401
— наблюдения 308—319
— — фотографические 316
— обращающий слой 65
— ось вращения 313
— отталкивательное действие 98
— периодичность активности 63
— плотность 146, 401
— поры 61, 310
— потемнение к краю 60
— протуберанцы 66
— пятна 15, 21, 60—65, 71, 315, 403
— —, магнетизм их 65
— радиоизлучение 27, 73, 74, 186, 187
— расстояние от Земли 401
— спектр 24, 265, 561
— температура 58, 70, 265, 402
— факелы 60, 62, 316
— факельные поля 62, 316
— флоккулы 60, 61
— фотосфера 60, 65
630
Солнца химический состав 71, 72
— хромосфера 65, 66
— энергия 59, 560
Солнце 58, 401, 614
— среднее 234
Солнцестояние 34
Соотношение Эйнштейна 58
Составляющие Галактики 171, 172
Спектр 264
— вспышки 66
— излучения 265
— линейчатый 265
— непрерывный 265
— планет 265
— поглощения 122, 265
— солнечной короны 70
— эмиссионный 265
Спектральная классификация звезд 17,
122
Спектральные классы 122
— — поздние 126
ранние 126
Спектральный анализ 24, 264
Спектрогелиограмма 69
Спектрограф 265, 298
Спектроскоп 298
Спи кул ы 66
Сплюснутость Земли 34, 37, 394, 407
— Сатурна 407
— Юпитера 407
Способ наименьших квадратов 215
Спутники Земли пылевые 28
— Марса 24, 83, 410
— Нептуна 95, 410
— планет 77, 410
— Проциона 17, 23
— Сатурна 21, 28, 79, 93, 410
— Сириуса 17, 23
— Урана 94, 410
— Юпитера 15, 21, 27, 28, 77, 90, 334,
410
Старикова Г. А. 133
Старый стиль 239
Стеббинз Д. 25
С теплит И. 22
Стерадиан 387
Стояние планеты 251
Страйжис В. 118
Стратосфера 42, 43, 45
Стронг Д. 26
Струве В. Я. 16—18, 23, 139
Струве О. 26, 139
Сумерки 228, 229
Сутки звездные 230, 393
средние 231, 393
— солнечные истинные 233
средние 234, 238, 393
Суточная вариация хода часов 303
— параллель 222, 313
Сфероид земной 34

Счет метеоров 347—351
Счетчик фотонов 118
Сытинская Н. Н. 325
Тангенциальная скорость 138
Тауси Р. 27
Тексеро Ж. 37
Тектиты 106
Телеграфный код 605
Телескопы 21, 270, 599
— менисковые 21, 270, 282
—- рефлекторы 270, 271
— рефракторы 270, 271, 279
— самодельные 284—293
Температура ионизационная 268
— кинетическая 70
— цветовая 122, 267
— эффективная 121, 268
Температурные инверсии в земной ат-
атмосфере 45
Тени Фуко 289
Теннер К. 23
Теодолит 279
Терминатор на Венере 329
Луне 49, 321
Титан — спутник Сатурна 21, 93, 335,
410
Тихо Браге 15, 21, 156, 325
Тихое Г А. 25, 82
Тициус И. 22, 112
Томбо К. 26, 78
Точка весеннего равноденствия 224,
225, 230, 241, 242
Точки либраиии 57, 257
Трансплутоновая планета 78
Тремплер Р 26
Трещины на Луне 54
Тригонометрические функции 588, 594
Тригонометрия сферическая 202
Тритон — спутник Нептуна 77, 95, 410
Троицкий В. С. 54
Тропики 233
Тропопауза 43
Тропосфера 42, 45
Троянцы — астероиды 57, 87, 258
Туманности внегалактические 175
— газово-пылевые 167
— газовые 166, 180
— галактические 165, 166
, обозначения их 162
— диффузные 166, 189, 549
— неправильные 176
— планетарные 167—171, 548
— спиральные 173, 177
— темные 171
— эллиптические 175, 176
Увеличение телескопа 272, 273
Углы, их измерения 201, 202
Угол рефракции 227
Угол эксцентриситета 260
«Угольный мешок» 158
Узлы галактического экватора 153
— орбиты Луны 245
— — планеты 259
Уиппл Ф. 101
Улугбек 14, 20
Умов И. А 151
Уравнение времени 234
— Кеплера 261
— синодического движения 245, 254
Уравновешивание трубы 280
Уран 16, 22, 76, 78, 93, 335, 405, 406
Урсиды — метеорный поток 416
Ускорение силы тяжести на поверхно-
поверхности Земли 37
Установка штатива трубы 299
Уход за трубой 281
— — часами 303
Фабрициус И. 21
Фаза солнечного затмения 249
Фалес Милетский 19
Феба — спутник Сатурна 77, 93, 410
Федченко Ф М. 302
Фернель Ж. 21
Фесенков В. Г. 25
Физические постоянные 388
Флемстид Д. 21, 437
Фобос — спутник Марса 24, 83, 410
Фокусировка камеры 369
Фокусное расстояние 272, 273, 277
— — эквивалентное 272
Фомин А С. 312
Формула Боуэна 274
— Планка 267
Фотографирование комет 338
— Луны 322
— метеоров 355
— переменных звезд 368
— Солнца 316
Фотометрическая система звездных
величин 117, 366
Фотометрические стандарты 508—522
Фотометрический клин 296
Фотометры 116, 296
Фотосферные извержения (эрупции) на
Солнце 316
Фотоумножитель 117
Франклин К. 28
Фраунгофер Й 23, 265
Фраунгоферовы линии спектра 160 265
Фридман А. А. 26
Фридман X 28
Фуко Л. 24, 29, 289
Функция светимости 133, 342
Хаббл Э. 26, 178, 182
Хайкин С Э. 28
Хайям Омар 14, 20
631

Харитонов А. В 267
Хаутгаст И 265
Хей Д. 27
Хилтнер В. 27
Химические элементы 389
— —, содержание во Вселенной 126,
198, 199
Холл А. 24
Холл Д. 27
Холопов П Н. 149
Холст X. ван де 27
Хотинок Р. Л 339
Хромосферные вспышки 74
Хэггинс В 17, 24
Хэйл Дж. 25, 64
Хэйла цикл 64
Цанстра X. 26
Цвета дополнительные 120
— радуги 264
Цераский В К 17, 24, 25
Церера — астероид 16, 23, 84, 85, 87,
112, 136, 331, 415
Цвсевич В. П. 298
Цикл иды ПО
Циолковский К. Э. 25
Цифровой код международный 336
Чандлер С. 24
Часов поправка 230, 302, 303
— суточный ход 302
Часовой механизм 279
— угол 221, 224
Часовые пояса 236, 237
Часы 230, 231, 302
— солнечные 304
Черных Я. С. 99
Четки Бейли 246
Число Авогадро 388
— Вольфа относительное 313
Чуадзе А Л. 155
Чу Конг 19
Чудаков А. Е. 28
Шайн Г. А. 26, 27, 167
Шаров А. С. 158
Швабе Г. 23, 63
Шварцшильд К. 25
Шейнер X. 21
Шейнер Ю. 25
Шепли X. 25, 26, 546
Широкие пары 140
Ши-Шень 13, 20
Шкала звездных величин 116
— температур абсолютная (Кельвина)
59, 388
— цветов звезд 120
Шкловский И. С. 27
Шлезингер Э. 25
Шмидт Б. 26, 270, 271
Шмидт М 28
Шмидт О Ю 112
Штернберг П К. 19
Щель Кассини в кольце Сатурна 335
Щиголев Б М. 217
Эббигхаузен Э. 520
Эволюция «горячей Вселенной» 194
Эддингтон А. 26
Эдлен В. 27
Эйкин Р. 139, 480
Эйлер Л. 16, 22
Эйнштейн А. 26, 191, 259
Экватор Земли 35, 37
— галактический 118, 158, 226
— небесный 221, 224
Экваториал 280
Экзосфера 42, 44
Эклиптика 224, 232, 241
Экстинкция 40
Экстраполирование 206
Эксцентриситет 32, 140, 205, 260, 405,
411
Эксцентриситета угол 260
Электрон-вольт 388
Электрофотометрия 117
Элементы орбиты 140, 141, 258
Эллипс рассеяния метеоритов 350
Эмиссионные линии 70, 264
Эпицикл 14
Эпоха равноденствия 243
Эра 289
Эратосфен 20, 29
Эрос — астероид 87, 88, 415
Эрстед 39
Эрупции 316
Эфемериды 231, 260
Эффект Блажко 152
— Доплера 23, 181, 190. 268
— Зеемана 269
— Пойнтинга — Робертсона 111
— Пуркин.ье362
— Эйнштейна 26, 246
Южное Тропическое Возмущение на
Юпитере 333
Юлианский период 239, 363, 581
Юнг В. 24
Юнона — астероид 85, 87, 331, 415
Юпитер 77, 78, 88, 332, 405, 406
—, радиоизлучение его 89
Юри Г. 57
Явление Вилсона 312
Ядерные реакции в звездах 195
tfнекий К. 26, 186
Янус — спутник Сатурна 28, 93, 410
Япет — спутник Сатурна 77, 335, 410
Ясли — звездное скопление 114, 162
Яшек К. и М. 437
632

ОПЕЧАТКИ
Стра-
Страница
192
193
232
397
405
437
451
456
461
474
475
476
485
491
495
500
517
525
525
526
536
Строка
Табл., последи.
строка
19 сн.
9 св.
1 сн.
Напечатано
—0,05 +0,59
И МЛН. ТЫСЯЧ
59',8"
356 900 до 399 100 км
Средние расстояния Юпитера-* Нептун:
6 св.
2 св., 7-й столб.
6 св.,
6-й столб.
22 св.,
7-й столб.
11 сн.
11 сн.
17 сн.,
7-й столб.
28 св.
6 св.
2 св. в табл.
22 сн.
Нижн. рис.
1 сн.
12 сн.,
12-й столб.
8 сн.,
6-й столб.
1 сн.
52
—2
4,42
+4
V
V
Ala
Сп.-дв. и затм. (алголь)
cP=4d,01, ампл. 0т,1.
сп.-дв.:
2,27у?
54,4
Должно быть
+0,59 —0,05
и сотни млн.
59'8"
1290000 до 1340000 км
i исправить по табл. 24
51
-2с/
4,42у?
+4о
V
V
А21а
Сп.-дв. с Р = 4d,01; гл. комп.
пер. типа (JGMa,
ампл. О™оз.
сп.-дв. 3d; В —дв.:
2,27у
52,4
Верхн. № 31 д. б. № 24; левый № 16 д. б. № 13
AIII
сп. С 7",2
F5 IV
±40
A7III
сп. С 7т,2
F0 IV
40±
Зак. 2576