ПРОХОЖДЕНИЕ планеты Меркурий по диску Солнца 7 мая 2003 года

Ближайшая к Солнцу планета Меркурий движется по орбите на среднем расстоянии от Солнца 51,91 млн. км. или 0, 3871 а.е.

Период обращения Меркурия вокруг Солнца равен 87, 969 средних солнечных суток, а средний синодический период - 115, 88 суток.

Двигаясь по орбите Меркурий через каждые 115,88 суток занимает положение между Землей и Солнцем. Такая конфигурация называется нижним соединением. В моменты нижних соединений Меркурий может проецироваться на диск Солнца, вызывая своего рода частное затмение Солнца.

Но размеры видимого диска Солнца превышают видимые размеры Меркурия более чем в 150 раз и поэтому Меркурий виден на диске Солнца в виде небольшого черного правильного кружка при наблюдении в телескоп. Подобные прохождения по диску Солнца происходили бы при каждом нижнем соединении с Солнцем, если бы плоскость орбиты Меркурия совпадала с плоскостью эклиптики. Но угол между плоскостью земной орбиты и плоскостью орбиты Меркурия составляет 7о 00' 16" и поэтому прохождения планеты по диску Солнца могут происходить лишь вблизи одного из узлов орбиты Меркурия. Только в таком случае Солнце, Меркурий и Земля могут оказаться на одной линии. Поскольку долготы узлов орбит планет изменяются медленно,

планеты находятся приблизительно в одних и тех же точках, когда пересекают эклиптику. Благодаря этому у Меркурия бывают ноябрьские прохождения вблизи его восходящего узла орбиты и майские прохождения - вблизи нисходящего узла орбиты. Поэтому, если некто скажет вам, что наблюдал прохождение Меркурия по диску Солнца в январе или августе, можете смело опровергать такое заявление. Чередование прохождений повторяется через каждые 217 лет.

За этот период происходит 10 майских прохождений и 19 ноябрьских, при чем прохождения возможны через 7, 13, 33 года, как у майских, так и у ноябрьских прохождений. Однако, промежуток между прохождениями может быть и меньше, если, например, после ноябрьского наблюдать майское прохождение. Например, последнее ноябрьское прохождение Меркурия было 15 ноября 1999 года, а майское произойдет 7 мая 2003 года, т.е. интервал между двумя прохождениями составит всего 3,5 года. Последнее же майское прохождение наблюдалось 9 мая 1970 года, а следующее после 2003 года произойдет 9 мая 2016 года. Следующее ноябрьское прохождение произойдет 8 ноября 2006 года, затем 11 ноября 2019 года и т.д. Эксцентриситет у Меркурия довольно большой 0,20564 и поэтому условия ноябрьских прохождений сильно отличаются от условий майских прохождений. Для жителей России удобнее наблюдать майские прохождения, которые, к сожалению, случаются в 2 раза реже, чем ноябрьские, поэтому предстоящее прохождение стоит пронаблюдать, тем более что следующее майское прохождение состоится через 13 лет.

Любительские наблюдения прохождения Меркурия по диску Солнца 7 мая 2003 года

Внимание! Наблюдения прохождения Меркурия по диску Солнца необходимо проводить сквозь темное стекло, которое ослабляет солнечный свет! Иначе можно повредить зрение. Подойдет защитное стекло, которым пользуются электросварщики. Фильтр желательно устанавливать пред объективом, а не за окуляром оптического инструмента. Если нет возможности укрепить фильтр перед объективом, то ОБЯЗАТЕЛЬНО НУЖНО ЗАДИАФРАГМИРОВАТЬ ОБЪЕКТИВ примерно наполовину, т.е. закрыть объектив куском плотного картона с отверстием равным по диаметру половине диаметра объектива. После этого можно использовать темное стекло у окуляра. Если наблюдать Солнце в телескоп без диафрагмы на объективе, то темное стекло, используемое в окуляре, может лопнуть от перегрева и также повредить глаз. Кроме темного стекла можно использовать засвеченную и проявленную фотопленку, сложенную в несколько слоев или отработанные магнитные диски от дискет для компьютера.

Для того чтобы пронаблюдать это замечательное астрономическое явление, необходимо иметь бинокль или телескоп, дающий увеличение не менее 20-25 крат.

Только в этом случае можно будет уверенно разглядеть Меркурий на диске Солнца, поскольку диаметр видимого диска Меркурия на момент прохождения будет равен 12 угловых секунд. Диаметр Солнца в это время будет равен 1905 угловых секунд или 31,75 угловых минут. Телескоп или бинокль должен быть установлен на жесткую опору (штатив), которая позволит избежать дрожания изображения. Наблюдения, имеющие некоторую научную ценность, заключаются в фиксации моментов контактов краев диска Меркурия с краем диска Солнца. Точность такой фиксации может составлять 0,1 секунды. Для этого необходимо иметь секундомер показывающий десятые (лучше сотые) доли секунды. Для того чтобы более точно зафиксировать моменты контактов, нужно наблюдать Меркурий в инструмент с увеличением 100 крат и более.

Часы-секундомер должны быть выверены по сигналам точного времени по радио или по часам телевидения перед выпусками новостей. Начинать наблюдения нужно за несколько минут до расчетного времени. Нужно помнить, что в телескоп изображение видно перевернутым, нежели при наблюдении в бинокль. Момент первого контакта при наблюдении в бинокль необходимо ожидать в верхней части солнечного диска, в точке находящейся в 16 градусах по лимбу Солнца против часовой стрелки (влево) от точки севера (позиционный угол 16 градусов, отсчитываемый от точки севера против часовой стрелки). При наблюдении в телескоп вступление Меркурия на диск Солнца необходимо ожидать в нижней части солнечного диска. В момент первого контакта необходимо зафиксировать секундомер и записать показания с точностью, желательно, до 0,1-0,2 секунды. Так же нужно сделать при втором, третьем и четвертом контакте.

Труднее всего зафиксировать первый контакт. Остальные контакты фиксировать гораздо легче, потому что Меркурий отчетливо наблюдается на диске Солнца. Продолжительность прохождения составит более 5 часов, и всем жителям России представится великолепная возможность убедиться в величии науки, которая, в отличие от астрологов, может предсказывать астрономические явления с большой точностью.

Солнечное затмение 31 мая 2003 года

Любительские фото затмения 31 мая 2003 года
Карта солнечного затмения 31 мая 2003 г

Данное затмение является повторением через сарос,bчастного солнечного затмения 20 мая 1985 года. Затмение прекрасно видно практически на всей территории России. Ниже на графике указан ход затмения для пункта Средняя Россия по местному времени. Кольцеобразную фазу (0,97) можно будет наблюдать в Исландии,bи на севере Англии.

В России максимальную фазу (0,86) можно будет наблюдать в Калининграде, и на побережье Балтии.

Прежде всего нужно твердо запомнить, что вне затмения или при частных фазах эатмения смотреть на Солнце без защиты глаз темными светофильтрами категорически запрещено! Это предупреждение особо относится к наблюдениям Солнца в оптические инструменты, так как пренебрежение им вызовет мгновенное и неизлечимое повреждение глаз. Поэтому перед объективом оптического инструмента нужно обязательно укрепить темный светофильтр достаточной плотности, чтобы глаза не ощущали раздражения солнечным светом. Даже при фазе солнечного затмения, равной 0,9, т. е. когда Луной закрыто 90% видимого диаметра Солнца, остается открытой 0,125 (одна восьмая) часть солнечного диска, и солнечный свет ослаблен всего лишь в 8-10 раз, что еще опасно для зрения, тем более что открытая часть имеет неослабленную поверхностную яркость. Для фиксации моментов времени, пригодны любые наручные механические или электронные часы с секундной стрелкой (цифрами) или секундомер. Часы должны быть дважды выверены по радиосигналам точного времени или по часам телевидения, один раз до начала частного затмения и второй раз после его окончания. Различие показаний часов от моментов точного времени записывается в журнал наблюдений.

Солнечное затмение может происходить в различных метеорологических условиях, и крайне важно отмечать эти условия в журнале наблюдений, например, наличие легких облаков, дымки, резкого ветра и т. д. Желательны и непрерывные метеорологические наблюдения, если имеются даже простейшие метеорологические приборы. Наблюдения частных фаз солнечного затмения представляют наблюдательный интерес, но нужно отметить с точностью до 1 секунды моменты внешних контактов лунного диска с солнечным в самом начале и в самом конце затмения. Поэтому вне полосы кольцеобразной фазы можно выполнить только эти наблюдения, а в промежутке между ними следить за изменением формы солнечного серпа, т. е. незакрытой Луной частью солнечного диска.

Эти наблюдения можно проводить в бинокль иди небольшой телескоп, объективы которых защищены темными светофильтрами. Но лучше всего для наблюдений солнечных серпов использовать белый экран, укрепленный на окулярном конце телескопа. Для защиты солнечного экрана от рассеянного солнечного света необходимо на конец телескопа, где расположен объектив надеть щит из картона загораживающий солнечный экран от солнечных лучей. Это позволит вести наблюдения сразу нескольким наблюдателям одновременно и в то же время гарантирует их полную безопасность. В процессе наблюдений трубу телескопа следует медленно поворачивать за Солнцем, которое из-за суточного вращения Земли все время смещается к западу.

Во время наблюдений на солнечном экране можно попытаться зарисовать изображение Солнца с пятнами, если таковые будут на диске Солнца. Для этого солнечный экран должен быть жестко прикреплен к телескопу. К наиболее простым относятся и метеорологические наблюдения. Здесь полезно выполнить комплекс наблюдений изменения температуры воздуха, атмосферного давления, скорости и направления ветра в различные моменты затмения. Полезно иметь минимальный термометр, фиксирующий наименьшую температуру воздуха. Атмосферное давление можно измерять обычным барометром-анероидом, скорость ветра - анемометром или ветромерной дощечкой, а его направление определять по флюгеру. Метеорологические наблюдения следует начинать примерно за 5 мин до начала затмения и заканчивать через 5 мин после ее окончания, проводя отсчеты показаний приборов через каждые 10 минут.

К простым наблюдениям относится и самое обычное фотографирование пленочным фотоаппаратом ландшафта местности при максимальной фазе солнечного затмения, начиная с фазы 0,5. В сельской местности интересно провести небольшие биологические наблюдения за поведением домашних животных и птиц во время затмения.

Полезно фотографирование частных фаз затмения и по окончании солнечного затмения. При этом Солнце фотографируется через фильтр, т.к. яркость Солнца не позволяет вести съемку без фильтра. Все экспонированные фотопленки должны быть пронумерованы в последовательности их использования. Номера проставляются простым карандашом на слое эмульсии в верхнем углу фотопленки. Соответствующие номера вносятся в журнал наблюдений с указанием момента начала экспозиции, ее продолжительности и сорта фотоэмульсии. Длительность экспозиций должна быть обязательно заранее определена по фотографированию Солнца с фильтром за несколько дней до затмения.

Фотографирование должно проводиться той же фотокамерой и на том же сорте фотоэмульсии, которые будут использованы при фотографировании Солнца во время затмения. Длительность экспозиции, при которой изображение Солнца на негативе получится нормальным (т. е. не передержанным и не блеклым) принимается за исходную. При фотографировании на цветную фотопленку необходимо обеспечить контроль цветов, передаваемых фотопленкой. Для этого через 10-12 минут после окончания затмения нужно на отдельный кадр той же фотопленки заснять белый экран (лист белой чертежной бумаги, белая простыня), освещенный Солнцем.

Все это должно быть записано в журнале наблюдений. При наличии небольшого телескопа, хотя бы и самодельного, с фокусным расстоянием порядка 600-1000 мм, малогабаритные пленочные фотокамеры могут быть использованы более эффективно. Для этого нужно вынуть из фотокамеры объектив, а из телескопа - окуляр и на его место прикрепить к телескопу фотокамеру. Тогда объективом фотокамеры будет служить объектив телескопа, защищенный фильтром.. В зависимости от фокусного расстояния этого объектива диаметр изображения Солнца на фотопленке получится от 5 до 9 мм.

Крепление фотокамеры к выдвижной окулярной части телескопа осуществляется различными способами, зависящими от возможностей любителя. Лучше всего изготовить небольшую по размерам переходную металлическую трубку, на одном конце которой нарезать резьбу для ввертывания ее в фотокамеру. Другим концом переходная трубка плотно насаживается на выдвижную окулярную часть телескопа. Переходная трубка изготовляется такой длины, чтобы фотопленка, находящаяся в камере, отстояла от объектива телескопа на ее фокусном расстоянии. После укрепления фотокамеры на телескопе проводится ее фокусировка (если имеется зеркальный фотоаппарат "Зенит", то нижеописываемые процедуры можно не выполнять), по яркой звезде первой, а лучше второй звездной величины.

С помощью искателя телескоп с камерой наводится на звезду и оставляется неподвижным. Фотографирование звезды проводится несколько раз при различных фиксируемых (и отмечаемых в журнале) положениях выдвижной окулярной части телескопа с фотокамерой. Продолжительность каждой экспозиции - около 40 с с перерывами по 20 с, по последняя экспозиция либо удлиняется до 80 с, либо проводится при слегка сдвинутом телескопе, чтобы на негативе можно было установить последовательность экспозиций на проявленной фотопленке проработается прерывистая линия, звенья которой имеют различную ширину. Пленка рассматривается сквозь лупу. Наиболее узкое и резкое звено означает наилучшую фокусировку фотокамеры. Соответствующее этой фокусировке положение выдвижной окулярной части телескопа отождествляется по отметкам на ней и по записям в журнале, проводимым в процессе фотографирования звезды. С этой фокусировкой и следует фотографировать Солнце во время солнечного затмения.

Необходимо иметь в виду, что фотографирование Солнца с фильтром при неподвижном телескопе возможно только с выдержкой, не превышающей 1 с. При более длительных экспозициях необходимо медленно и плавно поворачивать тубус телескопа с камерой за суточным движением затмившегося Солнца, все время удерживая его изображение в центре поля зрения искателя, объектив или окуляр которого который также должен быть защищен фильтром. Грубое наведение телескопа с камерой на Солнце просто осуществить по тени телескопа. Один наблюдатель держит за окулярным концом телескопа белый экран (лист картона, покрытый белой бумагой), а второй поворачивает тубус телескопа и следит за его тенью на экране.

Когда телескоп будет наведен на Солнце, тень на экране станет наименьшей и симметричной. После этого для более точного наведения используется искатель, предварительно прикрытый темным светофильтром.

В своем движении вместе с Землей вокруг Солнца Луна периодически частично или полностью заслоняет Солнце для наблюдателя находящегося на Земле и происходят солнечные затмения. Солнечные затмения возможны только при новолуниях, когда Луна проходит между Солнцем и Землей. Однако, поскольку Луна отходит от эклиптики на 5°,2 , а диаметры солнечного и лунного дисков близки к 0°,5 и, следовательно, покрытия Солнца Луной осуществимы близи узлов лунной орбиты.

Солнечные затмения, видны не из всех пунктов дневного полушария Земли, так как из-за своих небольших размеров Луна не может скрыть Солнца от всего земного полушария.

Солнце дальше от Земли, чем Луна, примерно в 390 раз, но его линейный диаметр (1 392 000 км) почти в 400 раз превышает диаметр Луны (3476 км), и поэтому освещаемая Солнцем Луна отбрасывает в пространство сходящийся конус тени и окружающий его расходящийся конус полутени. Когда эти конусы пересекаются с земной поверхностью, то лунная тень и полутень падают на нее, на Земле происходит солнечное затмение. В пунктах на Земле, оказавшихся в лунной тени , будет видно полное или кольцеобразное солнечное затмение, а в местностях, покрытых лунной полутенью происходит частное солнечное затмение (солнечный диск заслонен Луной частично).

Кольцеобразное затмение, которое и будет иметь место 31 мая 2003 года, случается, когда диаметр Луны во время затмения меньше солнечного и Луна не может полностью закрыть солнечный диск. Конус лунной тени в этом случае просто не достает до поверхности Земли. В результате вид Солнца имеет вид светящегося кольца вокруг темного диска Луны. Степень покрытия Солнца Луной называется фазой солнечного затмения и измеряется отношением закрытой части диаметра солнечного диска ко всему его диаметру. Для любого момента затмения его фаза может быть вычислена по радиусам лунного и солнечного дисков и угловому расстоянию между их центрами.

Анимация "Вид Солнечного затмения 31 мая 2003 г. для наблюдателя в Москве" Загрузить

Авторские права на материалы, размещенные на странице, принадлежат авторам фотоснимков. Все права защищены и охраняются законом. При использовании материалов конкретно с данной страницы - ссылка на нее обязательна. Сайт 'Галактика' © 2002-2020



Top.Mail.Ru

Сopyright 2002-2020  ©  Сайт "Галактика"Проект "Астрономическая энциклопедия"•Идея, дизайн, хостинг, веб-мастер сайта - Кременчуцкий Александр, Москва