"Астрономические наблюдения в школе"

Государственный комитет Российской Федерации по высшему образованию

РОСТОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

ФАКУЛЬТЕТ ФИЗИКИ

"АСТРОНОМИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ В ШКОЛЕ"

методическая разработка для студентов педагогического отделения

физического факультета

Часть 1

Школьная обсерватория.

Изготовление, испытание и наладка простейшего школьного телескопа

Автор: зав. учебно.-методической

лабораторией кафедры

Физика космоса РГУ

г. Ростов-на-Дону

2003 г

О Г Л А В Л Е Н И Е

Стр

Введение 4

1. Устройство телескопа 5

2. Основные характеристики телескопа 6

3. Дополнительные приспособления к телескопу 8

4. Испытание телескопа 9

5. Установка экваториального штатива 11

6. Уравновешивание телескопа 13

7. Список рекомендуемой литературы 15

8. Приложение. 16

Введение

Цель данной разработки - оказание методической помощи учителям в проведении астрономических наблюдений в средней школе как для лучшего понимания и усвоения учебного материала, так и для организации внеклассной кружковой работы.

Содержание и порядок изложения рекомендуемых наблюдений близко соответствует существующей программе средней школы.

В первой части излагаются принципы и практические рекомендации по изготовлению простейшего школьного телескопа, а также дополнительных приспособлений к нему. Оснащение телескопа микрометром, окулярной камерой и дифракционной решеткой в сочетании с обычным зеркальным фотоаппаратом значительно расширяет возможности телескопа и позволяет получить иллюстративный материал, который впоследствии может быть использован на уроках физики и астрономии.

Во второй части описываются наблюдения для уяснения движения звезд вместе с небесной сферой, особености движения Солнца и Луны вдоль эклиптики, а также движение внутренних и внешних планет. Предлагается ряд наблюдательных задач - вопросов для практического усвоения материала.

В третьей части предлагаются практические рекомендации по наблюдениям основных составляющих звездной системы нашей Галактики (звезды, шаровые и рассеянные скопления, некоторые туманности). Обращается внимание на их физические характеристики и расположение в пространстве.

Изложенный материал может быть полезен для преподавателей физики и астрономии средних школ и студентов пединститутов и университетов.

Устройство телескопа.

Различают два основных вида телескопов: рефракторы, объективы которых состоят из линз, и рефлекторы, имеющие зеркальные объективы. Кроме того, существуют различные типы сложных зеркально-линзовых систем, объединяющие преимущества тех и других телескопов.

В телескопе любого типа объектив в своей фокальной плоскости создает действительное изображение наблюдаемого объекта или участка неба, которое можно увидеть на экране, зафиксировать на фотопластинке или на другом светоприемнике. В простейшем случае это изображение можно рассматривать глазом, поместив его на расстоянии нормального зрения (25 см)позади фокальной плоскости, при этом увеличение телескопа

Ув = F/25см

где F - фокусное расстояние объектива в сантиметрах, 25 см - расстояние нормального зрения (у близоруких оно меньше).

Дополнительная лупа (окуляр) позволяет приблизить глаз к фокальной плоскости и рассматривать изображение с меньшего расстояния, т. е. под большим углом зрения, и тогда увеличение телескопа будет равно

Ув = F/f,

где f - фокусное расстояние лупы-окуляра.

Таким образом, телескоп можно изготовить, расположив на одной оси одна за другой две линзы - объектив и окуляр - на суммарном расстоянии F+f. Для наблюдений близких земных предметов это расстояние должно быть увеличено, что легко находится опытным путем. Меняя окуляры, можно получить различные увеличения при одном и том же объективе.

Увеличение имеющегося инструмента при неизвестных F и f, или для любой сложной системы оптики, легко определить, измерив диаметр выходного зрачка - d. Для этого необходимо направить инструмент на ярко освещенную поверхность (небо) и около окулярного конца поместить лист белой бумаги (кальки). Перемещая лист ближе - дальше от окуляра, получить наиболее резко очерченное световое пятно и с помощью миллиметровой линейки измерить его диаметр. Тогда увеличение вычисляется

Ув = D/d

где D диаметр объектива.

На практке считается, что допустимое рабочее увеличение не должно превосходить 2D (мм) .

Простейший телескоп может быть изготовлен из очковых стекол, в необработанном виде диаметр которых обычно равен 6 см. Для объектива следует взять положительную линзу оптической силой Д=+0.75 - +1 диоптрий (фокусное расстояние такой линзы F=1м / Д, т. е. для Д=+1д имеем F=100 см). В качестве окуляра лучше взять 5-ти или 10-ти кратную лупы, фокусные расстояния которых f равны расстоянию нормального зрения 25 см, деленного на кратность, т. е. 25см /5 = 5 см и 25см/10 = 2.5 см. Закрепив объектив и окуляр на концах картонной или иной трубки на расстоянии F+f, получим телескоп вполне удовлетворительного качества. Для удобства наводки на резкость при рассматривании близких земных предметов трубу следует сделать составной и предусмотреть возможность раздвижения на 5-10 см. Достаточно плотную трубку можно получить, свернув ее из нескольких слоев плотной бумаги, пропитанных жидким клейстером. Внутреннюю поверхность бумаги следует зачернить тушью, а наружную поверхность покрыть 2-3 слоями нитролака.

Xороший телескоп может быть изготовлен, если вместо объектива применить длиннофокусный фотографический объектив типа ТАИР-3 (D=6см, F=30см), МТО 500 (D=6см, F=50см), МТО-1000 (D=8см, F=100см).

В качестве окуляра лучше использовать либо короткофокусный фотографический объектив с F<5см, например, от "Смены", либо объектив детского диапроектора (фильмоскопа). Неплохой окуляр можно изготовить самостоятельно при наличии двух короткофокусных линз небольшого диаметра ( 1-2 см), например, часовых 5-ти - 10-ти кратных луп.

Положительный окуляр Рамсдена изготавливается из положительных плоско-выпуклых одинаковых линз f1 и f2, установленных в оправе выпуклостями друг к другу на расстоянии d при соотношении f1:d:f2 = 3:2:3 . Отрицательный окуляр Гюйгенса состоит из плоско-выпуклых линз, установленных выпуклостями к объективу при соотношении f1:f2 = 3:1 на расстояниях f1:d;f2 = 3:2:1 , а при

F1:f2 = 2:1 на расстояниях 4:3:2 . Фокусное расстояние всей системы вычисляется по формуле

F = f1 x f2 / (f1+f2-d).

2. Основные характеристики школьного телескопа.

При исследования телескопа, кроме его увеличения, следует определить его качество, проницающую и разрешающую способности. Качество изображения во многом зависит от точности установки объектива и окуляра (центрировки линз). Оптические оси объектива и окуляра не должны иметь параллельного смещения, а также наклона друг относительно друга, что выявляется по окраске противоположных краев изображения в разные цвета.

Проницающей способностью (силой) телескопа m называется предельная величина звезды, видимой в него в ясную безлунную ночь. Эта характеристика зависит от прозрачности атмосферы, адаптации к темноте глаза, состояния оптики телескопа и приближенно определяется по формуле:

m = 2 +5lgD (мм), D - диаметр объектива.

Проницающую способность удобно определять по стандартным площадкам, например, Плеядам или Северному Полярному Ряду (Приложение. Табл. 1,2 , а также звездные карты Рис 2,3 ).

Разрешающей способностью телескопа ρ называется предельное угловое расстояние в секундах дуги двух звезд, при котором они могут быть видны в него раздельно. Разрешение зависит от состояния атмосферы, оптики, зоркости наблюдателя и различия в яркости наблюдаемой пары звезд, приближенно

ρ = 100” / D мм

Определение реального разрешения обычно выполняют по наблюдениям двойных звезд (Приложение. Табл. 3 ).

Поле зрения телескопа необходимо определить для всех имеющихся окуляров, т. е. для разных увеличений. Теоретически поле зрения телескопа определяют по формуле

N = 2000’ / n

где n - увеличение, N - диаметр поля зрения в минутах дуги.

На практике поле зрения может значительно отличаться от расчетного в зависимости от конструкции окуляра. Практически N определяют по прохождению звезды в поле зрения неподвижного телескопа. Для этого звезда с известным склонением δ устанавливается на самый край поля окуляра так, чтобы при неподвижном телескопе она прошла по всему диаметру поля зрения. Отметив по часам с секундной стрелкой моменты появления Т1 и исчезновения Т2 звезды в поле зрения телескопа, находят

N = (T1 – T2) x cos d / 4,

где Т1 и Т2 выражено в секундах времени, а N - в минутах дуги.

Если звезда выбрана вблизи небесного экватора, то при d = 0, cosd = 1. При нормальном угле охвата человеческого глаза (без поворота головы или глазного яблока) в 45 – 50 градусов в поле зрения хорошего окуляра при 50-кратном увеличении мы можем выделить область неба примерно в 1 градус ; при большем уве-личении (100-кратном) эта область соответственно уменьшится до 0.5

. Нельзя надеяться при большем увеличении получить большое поле зрения.

Масштаб снимка, или линейные размеры изображения в фокальной плоскости, определяется по формуле:

d = F x tga = a x F x sin1’,

где a - угловые размеры объекта в минутах дуги.

Для объектов с угловым диаметром 30’ диаметр изображения приближенно можно получить из соотношения:

d = Fмм / 100

т. е. объектив обычного фотоаппарата с F=50 мм даст изображение Луны или Солнца размером 0.5 мм. С телеобъективом МТО-1000 ( F=1000 мм) получим изображение в 10 мм. Иначе говоря, диаметр Луны или Солнца на фотопленке в сантиметрах примерно равен фокусному расстоянию объектива в метрах.

3. Дополнительные приспособления к телескопу.

Для измерения небольших угловых расстояний (менее 1 градуса) в фокальной плоскости объектива следует установить крест нитей. Крест нитей можно выполнить, распустив трикотажную капроновую нить на отдельные волокна и натянув на оправу в фокальной плоскости окуляра в двух взаимно перпен-дикулярных направлениях. Вместо нитяного креста можно применить стеклянную пластинку с нанесенными на ней штрихами с помощью алмазного резца или вытравленных плавиковой кислотой.

Перед объективом телескопа для наблюдения спектров звезд может быть установлена стеклянная призма с малым преломляющим углом (не более 15 градусов). Изготовить призму можно самостоятельно из плоскопараллельных стекол, скрепленных под углом сургучом или аквариумной замазкой. Внутренность полой призмы заполняется глицерином или дистиллированной водой. Следует иметь в виду, что наблюдаемая звезда при этом будет находиться не на оптической оси телескопа, а в стороне, под некоторым углом.

Аналогичный спектр можно наблюдать, установив перед объективом грубую диффракционную решетку. Для этого вполне достаточна решетка с числом штрихов от 0. 5 до 10 штрихов на один миллиметр. В этом случае наведение на звезду осуществляется по-прежнему вдоль оптической оси телескопа, а в поле зрения будет наблюдаться в центре ослабленное изображение звезды, а по бокам два спектра звезды. Чем более частая решетка, тем длинее и дальше от центра будет располагаться спектр. Диффракционную решетку можно изготовить, заштриховав лист бумаги черными полосами, толщина которых равна просвету между линиями, и сфотографировав на контрастную пленку. Представление о диффракции и о цвете звезды можно получить также при рассматривании звезды в телескоп через частую сетку (прозрачная капроновая ткань). В этом случае будут наблюдаться центральное изображение и четыре спектра в двух взаимно перпендикулярных направлениях. Вследствие растягивания изображения в спектр и разбиения на несколько спектров поверхностная яркость для слабых звезд может оказаться ниже порога цветного зрения и тогда мы увидим слабо светящуюся серую полоску. Яркие звезды позволят увидеть спектр в виде окрашенной радужной полоски.

Яркие объекты или звездные площадки можно сфотографировать, если вместо окуляра укрепить фотокамеру таким образом, чтобы фокальная плоскость объектива телескопа совпала с плоскостью пленки. Для этих целей удобнее применять зеркальные фотокамеры типа "Зенит", тогда непосредственно на матовом стекле фотоаппарата можно видеть фотографируемый объект и произ-водить фокусировку перемещением окулярной части телескопа. Для получения большего изображения необходимо изготовить приставку - окулярную камеру. В этом случае окуляр не убирается, а выдвигается на небольшое расстояние - a, примерно равное 1.3 f - 1.5 f, где f - фокусное расстояние окуляра.

Фотокамеру следует установить так, чтобы фотопленка находилась на расстоянии b от окуляра. которое при известных а и f находится из формулы тонкой линзы

(1 / a) + (1/b) = 1/f

Удобно для вычислений сразу задать необходимое увеличение, например, 3 , т. е. положить равным b/a = 3 и при известном f вычислить получаемые при этом а и b. Не следует выбирать увеличение слишком большим (не более 5) , т. к. в этом случае значительно увеличиваются необходимые выдержки, становятся заметны недостатки оптики, дрожание трубы телескопа и неспокойствие атмосферы.

4. Испытание телескопа.

Наиболее простой метод испытания телескопа состоит в исследовании даваемого телескопом изображения звезды. Для испытания следует выбрать бело-голубую звезду 2-3 звездной величины не ниже 40 градусов над горизонтом. В хороший телескоп при увеличении около 20 раз на 1 см отверстия изображение должно представляться в виде очень маленького, совершенно круглого диска, окружен-ного 2-3 концентрическими диффракционными кольцами. Если воздух неспокоен, система колец может дрожать, искажаться, разбиваться на дуги, а при очень плохих атмосферных условиях диск может расплыться так, что совершенно покроет кольца. Если, однако, при наблюдении в течении ряда вечеров и при различных атмосферных условиях наблюдатель видит лишь большой размытый диск без следов колец, то объектив следует признать плохим.

Если диск имеет овальную или грушевидную форму, кольца вытянуты в одном направлении с диском и все изображение с одной стороны ярче, то причина лежит в несовпадении оптических осей объектива и окуляра, причем ближе к окуляру лежит та часть объектива, где изображение ярче при окуляре, выдвинутом наружу главного фокуса. Объектив следует привести в надлежащее состояние, наклоняя его в оправе регулировочными винтами или прокладывая в нужной стороне тонкие бумажные полоски.

Когда диск не кругл, а кольца извилисты и неподвижны при спокойной атмосфере, это означает, что объектив выполнен из плохого стекла, имеющего свили и неоднородности. Для проверки следует повернуть объектив вместе с его оправой на определенный угол и посмотреть, повернулись ли на такой же угол выступы и впадины изображения. Если повернулись, то это недостаток объектива, который неустраним. На присутствие устранимого недостатка показывыает другой вид изображения, когда звезда и кольца имеют форму, соответствующую расположению крепежных винтов объектива. Для восстановления нормального изображения нужно только отпустить крепежные винты, но не до такой степени, чтобы стекла стали качаться.

Иногда противоположные края диска окрашены в красный и зеленый цвет. Окраска выступает резче, если сдвинуть окуляр с фокуса, и бывает заметна также при наблюдении планет и краев лунного диска. Явление вызвано несовпадением центров линз двухлинзового объектива. Исправить можно поворотом одной линзы относительно другой или незначительным смещением друг относительно друга. Окраска противоположных краев изображения может быть вызвана также тем, что линзы объектива наклонены друг к другу и края их, соответствующие красному цвету, слишком сближены. В этом случае необходимо отрегулировать расстояние между линзами, изменяя толщину прокладок. Окраска верхнего и нижнего краев изображения в зеленый и красный цвет наблюдается для светил находящихся невысоко над горизонтом, и не зависит от поворота объектива. В этом случае причина вызвана преломлением света в атмосфере Земли.

Сферическую аберрацию объектива можно распознать чуть-чуть сдвигая окуляр попеременно в обе стороны от главного фокуса. Одинаковая яркость крайних колец внефокальных изображений покажет, что объектив свободен от сферической аберрации. Если внешнее кольцо при окуляре внутри фокуса слабее, чем при окуляре снаружи фокуса, то объектив переисправлен, для недоисправленного объектива внешние кольца будут слабее при окуляре снаружи фокуса.

Хроматическая аберрация скажется тем, что при слегка вдвинутом внутрь фокуса окуляре вокруг диска будет пурпурная кайма, а при выдвинутом - красное пятнышко в центре изображения. Это следует из того, что в обычных визуальных объективах фокус красных лучей лежит несколько ближе к объективу, чем фокус желто-зеленых лучей, в которых изображение рассматривается. Хроматизм присущ всем рефракторам и отсутствует у рефлекторов, однако следует иметь в виду, что хроматизмом обладают также окуляры и глаз наблюдателя.

Астигматизмом считается сферическая аберрация, вызванная при наклонном падении лучей тем, что один диаметр объектива преломляет лучи иначе, чем другой, к нему перпендикулярный. Изображение звезды вытягивается при этом в эллипс, который меняет направление большой оси на 180 градусов при положениях окуляра внутри и снаружи главного фокуса. Астигматичным может быть также не только объектив, но и глаз наблюдателя или окуляр. Для испытания глаза ставят самый слабый окуляр и наклоняют голову вправо или влево; при астигматичном глазе большая ось эллипса соответственно изменяет свое положение. Если эллипс неподвижен, то вращают окуляр; если и в этом случае картина не меняется, то астигматичен объектив. Чтобы окончательно убедиться в этом, заменяют окуляр на более сильный и вращают объектив вместе с оправой.

5. Установка экваториального штатива.

Имеющиеся переносные телескопы с экваториальным штативом требуют установки телескопа по широте места наблюдения и азимуту каждый раз при вынесении его на наблюдательную площадку. Тогда будет обеспечена нормальная работа микрометренными винтами и получена возможность использовать оциф-рованные круги телескопа. В этом случае полярная или часовая ось будет направлена на полюс мира, а перпендикулярная к ней ось склонения - лежать в плоскости небесного экватора.

Переносной трехногий штатив следует установить так, чтобы одна ножка была направлена на юг, а две другие примерно на восток и на запад. Так как чаще всего проводятся наблюдения тех объектов, которые находятся на юге, то при таком расположении ножек они меньше всего будут мешать наблюдателю. При установке на гладком твердом покрытии, когда ножки не вдавливаются в грунт, полезно ножки связать шнуром во избежание падения телескопа от случайного толчка. Узел шнура удобно поместить под центром штатива и от него по трем радиусам закрепить основания ножек. После этого на штырь штатива надевается параллактическая головка и на ней закрепляется труба телескопа. Полярную ось при этом следует наклонить к плоскости горизонта примерно под углом равным широте местности и расположить в плоскости небесного меридиана, т. е. в напрвлении север-юг. Установить окуляр, имеющий в поле зрения крест нитей, и направить телескоп на звезду, расположенную вблизи плоскости небесного экватора.

Если после этого вращать телескоп вокруг полярной оси, но так, чтобы звезда не уходила из поля зрения, то могут встретиться три случая :

1. Звезда скользит вдоль нити. не отходя от нее ни вниз, ни вверх. Это свиде-тельствует о том, что полярная ось лежит в плоскости меридиана и, следо-вательно, инструмент по азимуту установлен правильно.

2. Звезда при повороте телескопа к востоку движется под углом к нити вверх. 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 против часовой стрелки. Зачастую у параллактических установок есть специальные винты для выполнения этой операции.

3. Звезда движется под углом к нити вниз. Инструмент надо повернуть по часовой стрелке, т. е. северный конец полярной оси повернуть к востоку.

Если параллактическая головка снабжена часовым механизмом, то после грубой установки телескопа по азимуту операцию можно повторить при включенном часовом механизме. Тогда смещение звезды будет происходить только по вертикальной оси без ухода по горизонтали из поля зрения, и увеличив время слежения за поведением звезды, можно более точно уловить необходимые развороты телескопа вокруг вертикальной оси.

Затем следует установить полярную ось по широте места. Обычно на переносных инструментах имеется оцифрованный круг, по которому необходимо выставить угол наклона оси, равный широте места наблюдения. Для уточнения и исправления угла наклона необходимо пронаблюдать прохождение звезд в поле зрения телескопа, установленного в плоскости первого вертикала, т. е. при часовом угле 6 часов в направлении для определенности, скажем, на восток. При этом возможны следующие ситуации:

1. Звезда скользит вдоль нити - инструмент стоит правильно.

2. Звезда движется под углом к нити вверх в поле зрения - северный конец полярной оси надо поднять (увеличить угол с горизонтом).

3. Звезда движется под углом к нити вниз - северный конец полярной оси необходимо опустить.

Если звезду наблюдаем на западе, то действия должны быть обратными. То же самое можно повторить при включенном часовом механизме.

После этого вновь повторить установку по азимуту и после нескольких последовательных приближений телескоп будет установлен с достаточной точностью.

В случае необходимости установки с повышенной точностью все эти процедуры можно провести фотографически, с измерением смещения звезды на фотопластинке с помощью микроскопа.

6. Уравновешивание телескопа.

Для обеспечения нормальной работы часового механизма и удобства в работе при наведении телескопа на объект при отпущенных зажимах, телескоп должен быть полностью уравновешен в своих подвижных частях и находиться в безразличном равновесии. Для этого центр тяжести телескопа и всех допол-нительных приспособлений должен находиться в месте пересечения полярной оси и оси склонения. Достигается это навешиванием дополнительных грузов или их перемещением по оси противовеса и вдоль трубы телескопа. При смене навесного оборудования зачастую наблюдателю самому необходимо выполнять уравно-вешивание. Телескоп на экваториальной монтировке необходимо выверить в четырех положениях: в двух положениях для проверки равновесия вокруг оси склонения в меридиане (горизонтальном и вертикальном), и в двух положениях для проверки равновесия вокруг полярной оси (в меридиане и в первом вертикале).

Для уравновешивания телескопа вокруг оси склонения ставим телескоп в горизонтальное положение (в меридиане). Снимая или добавляя грузы к окуляр-ному или объективному концам, добиваемся того, чтобы телескоп был урав-новешен в этом положении. Тогда центр тяжести трубы телескопа находится на вертикальной линии, проходящей через центр оси склонения. В общем случае эти две точки по вертикали одна с другой не совпадут. Далее следует телескоп направить в зенит, т. к. это положение наиболее чувствительно для контроля несовпадения двух указанных точек, находящихся в данном случае на гори-зонтальной линии. Покачивая телескоп в направлении север-юг и добавляя или снимая грузы на окулярном конце, добиваемся равновесия телескопа. Если это достигнуто, то телескоп одинаково легко идет в направлении юга и севера и находится в безразличном равновесии относительно оси склонения.

После этого закрепляем телескоп зажимом по склонению и слегка качаем вокруг полярной оси. Перемещая основной противовес на противоположном конце оси склонения, добиваемся того, чтобы телескоп одинаково легко двигался в направлении на запад и восток. Если это достигнуто, то центр тяжести подвижных частей телескопа будет находиться в вертикальной плоскости, проходящей через полярную ось, однако, он может еще не находиться на пересечении оси склонения и полярной оси, а может быть выше или ниже места этого пересечения, что скажется при выводе телескопа из меридиана. Чтобы достигнуть совпадения центра тяжести с пересечением оси склонения и полярной оси, необходимо переместить телескоп в плоскость первого вертикала, т. к. это положение наиболее чувствительно к несовпадению этих центров. Контролируем легкость перемещения в обе стороны путем качания телескопа и добавляем в нужном месте дополнительные грузы. Место установки грузов, их вес и расположение определяется спецификой конструкции телескопа. Следует помнить, что грузы следует перемещать только вдоль оси склонения, чтобы не нарушить ранее произведенную регулировку.

Для окончательного контроля телескоп может быть направлен в северный полюс неба при двух разных часовых углах, отличающихся на 90 градусов. В этом положении ошибки в равновесии вокруг оси склонения сказываются наименьшим образом и легкость перемещения телескопа вокруг полярной оси говорит о хорошем равновесии вокруг последней. Если повторить все четыре указанные операции по нескольку раз, то последовательными приближениями можно достичь хорошего уравновещивания телескопа.

Для более тщательного уравновешивания возможно применение пружинного динамометра для количественной оценки усилий при перемещении телескопа относительно всех направлений. Уравновешивание телескопа гарантирует хорошую работу часового механизма при всех положениях телескопа, а также устраняет неожиданное самопроизвольное движение трубы телескопа при отжатых зажимах.

Для того, чтобы телескоп следил за звездой, необходим часовой механизм, который должен сообщить постоянную скорость поворота трубы телескопа для компенсации суточного вращения Земли. Однако на самом деле эффект рефракции и эффект гнутия трубы приводит к необходимости вращать телескоп с изменяющейся скоростью. Также при наблюдении Луны или комет приходится перемещать телескоп со скоростью, отличной от скорости движения звезд. Во всех случаях необходимо гидирование, т. е. визуальный контроль положения звезды на кресте нитей в окуляре и, подправление в случае необходимости микрометренными винтами.

При отсутствии часового механизма гидирование приходится выполнять постоянным медленным вращением микрометренных винтов вручную. На крупных телескопах для гидирования параллельно основному телескопу устанавливается вспомогательный телескоп, желательно такого же фокусного расстояния, оснащенный окуляром с сеткой или крестом нитей в поле зрения.

Список рекомендуемой литературы

Астрономический календарь : Постоянная часть. 7- е изд., - М.: Наука, 1981.

Астрономическая фотография. - М.: Наука, 1975.

Куликовский любителя астрономии. - М.: Наука, 1971.

, Астрономические наблюдения с биноклем. - ГТТИ, 1949.

Навашин астронома-любителя. - М.: Наука, 1979.

Сикорук для любителей астрономии. 2-е. , перераб. и доп.

- М.: Наука, 1990 .

, Шпольский астрофотография. - М.:

Наука, 1986.

Астрономические наблюдения. - М. : Мир, 1990.

Приложение

Рис. 1. Карта основных созвездий.

Рис. 2. Карта Плеяд.

Таблица 1.

Фотометрический стандарт Плеяды

Номера	Прямое	Склонение	Визуальная	Фотографиче-
по карте	восхождение		звездная	cкая звездная
			величина	величина
1	4132	+2347.8'	2.87	2.78
2	43 13	+23 44.9	3.64	3.56
3	38 56	+23 47.9	3.71	3.60
4	39 52	+24 03.3	3.88	3.81
5	40 23	+23 38.2	4.18	4.12
6	39 15	+24 09.2	4.31	4.20
7	43 14	+23 49.9	5.09	5.01
8	42 26	+23 06.8	5.45	5.38
9	38 51	+23 58.5	5.46	5.42
10	39 12	+24 31.5	5.65	5.58
11	39 57	+24 14.5	5.76	5.72
12	43 47	+23 24.4	6.16	6.11
12	41 24	+23 48.4	6.29	6.27
13	40 05	+24 13.0	6.43	6.41
14	43 24	+24 04.5	6.60	6.57
15	44 02	+23 32.7	6.74	6.80
16	41 32	+23 58.8	6.81	6.87
17	41 02	+24 12.6	6.82	6.84
18	42 33	+24 02.3	6.95	7.07
19	39 41	+24 01.4	7.18	7.34
20	41 28	+23 36.3	7.26	7.31
21	40 30	+23 56.6	7.35	7.45
22	43 19	+24 05.4	7.52	7.62
23	43 59	+24 02.7	7.54	7.62
24	41 26	+24 16.8	7.66	7.87
25	41 31	+23 22.2	7.77	7.92
26	39 55	+23 43.6	7.85	8.05

Рис. 3. Карта Северного Полярного Ряда.

Таблица 2.

Фотометрический стандарт Северного Полярного Ряда

Номер	Звездная величина
по карте	фотографическая	фотовизуальная
1s - UM1	2.56	2.07
1	4. 39	4. 39
2	5. 22	5. 30
3	5. 76	5. 58
4	5. 95	5. 82
5	6.46	6.46
2s	6. 50	6. 30
3s	6. 64	6. 33
1r	6. 67	5. 08
6	7. 15	7. 08
7	7. 37	7. 56
2r	7. 92	6. 35
8	8. 30	8. 13
9	8. 93	8. 84
3r	8. 92	7. 54
10	9. 15	9. 05
4r	9. 18	8. 28
11	9. 77	9. 57
12	10. 08	9. 79
5r	10. 18	8. 63
4s	10. 31	9. 82
13	10. 55	10. 35
6r	10. 51	9. 25
14	10. 94	10. 53

Таблица 3.

Список двойных звезд

Звезда	Прямое	Склонение	Звездные	Угловое	Примечание
	восхожде-		величины	расстояние
	ние		m
Андром.	200	4206'	2.3; 5.1	10.0"	оранжевая+ голубая
Кита	2 40	03 02	3.7; 6.4	3.0
Ориона	5 36	02 38	3.9; 6.5	12.8
Ориона	5 38	01 58	2.1; 4.2	2.4
Единор.	6 21	04 37	4.5; 6.5	13.2
Единор.	6 26	07 00	4.7; 5.2; 5.6	7.4; 2.8	тройная
Близнец.	7 31	32 00	1.9; 2.9	2.2
Льва	10 17	20 06	2.6; 3.8	4.3
Г. Псы	12 53	38 35	2.9; 5.4	19.7	оранжевая+ лиловая
Б. Медвед.	13 21	55 11	2.2; 4.0	12(мин)	невооруж. глазом
Волопаса	14 42	2717	2.7;5.1	2.9
Волопаса	14 49	19 18	4.8; 6.9	6.7
Скорпион	15 37	36 48	5.1; 6.0	6.3
Скорпион	16 02	19 40	2.9; 5.1	13.7	белая+ зеленая
Скорпион	16 09	19 20	4; 6; 7; 8	41.4	четверная
Скорпион	16 28	26 23	1.2; 5.0	2.9	оранжевая+ голубая
Геркулес	17 12	14 27	3.4; 5.4	4.6	желтая+ голубая
95Геркулес	17 59	21 36	5.2; 5.1	6.5
70Змеи	18 02	02 31	4.3; 6.0	2.1
Лиры	18 42	39 37	5; 6; 5; 5	208.0	четверная
Лебедя	19 28	27 52	3.2; 5.4	34.6	желтая+ голубая
Лебедя	19 43	45 00	3.0; 6.5	2.1
Дельфина	20 44	15 57	4.5; 5.5	10.4
Геркулес	20 49	19 13	4.5; 5.5	11.0	красная+ зеленая