Практическая астрономия
Практическая астрономия — учит наиболее целесообразно располагать, производить и обрабатывать наблюдения астрономическими инструментами, необходимые для решения той или другой задачи астрономии. Существенную часть ее составляет теория инструментов (об этом см. Астрономические инструменты, Угломерные инструменты). В тесном смысле П. астрономия есть искусство наблюдать (см. Астрономия). П. астрономия по роду задач разделяется на три отдела:
- 1) определение положения светил,
- 2) определение так назыв. астрономических постоянных, то есть масс, размеров и фигур светил, размеров и положения их орбит и величин, обусловленных строением светил, их движением и взаимным притяжением (прецессия, нутация, аберрация, рефракция),
- 3) определение географического положения мест на Земле (сюда относится и определение времени).
Другие задачи наблюдательной астрономии, как изучение строения и состава небесных тел, фотометрия их и т. д., носят общее имя астрофизики (см.). Поименованные три рода задач сводятся к определению положения светила в известный момент на небесной сфере относительно какой-либо системы сферических координат (см.), на практике исключительно — систем экватора или горизонта. Поэтому все астрономические наблюдения состоят либо в измерении углов, либо в замечании момента прохождения светила через какую-нибудь плоскость. О самом механизме наблюдений см. Прохождения, Угломерные инструменты. Постоянную заботу астрономов составляет всестороннее изучение инструментов и оценка влияния их погрешностей на результаты наблюдений. Эти исследования часто являются важнейшей и труднейшей частью работы. Ошибками инструмента называются или неизбежные недостатки его устройства, как ошибки делений и эксцентриситет кругов, неравномерность хода микрометренного винта, или — следствия деформаций его, как гнутие трубы, или же уклонение всего инструмента или его частей от положения, признаваемого нормальным, как азимут инструмента, наклонность оси вращения, коллимационная ошибка. Наблюдения так назыв. постоянными инструментами в обсерваториях, с помощью которых почти исключительно определяются положения светил и астрономические постоянные, по методу исключения инструментальных ошибок существенно отличаются от наблюдений малыми переносными инструм., служащими главным образом для географич. определения места. Солидная установка первых, различные вспомогательные средства и возможность распоряжаться временем позволяют определять ошибки, вообще говоря, вне самих наблюдений, одни — раз навсегда, другие — от времени до времени около эпохи наблюдений, и затем уже вводить в вычисление поправки на них. При работах же малыми переносными инструментами является необходимость либо исключать ошибки специальной планировкой наблюдений, либо определять их попутно из самих наблюдений. Невозможно определить все ошибки инструмента, поэтому всегда стараются расположить наблюдения так, чтобы влияние ошибок на результат было наименьшее. Если можно, повторяют наблюдение несколько раз, чтобы в среднем уменьшить неизбежную случайную ошибку самого наблюдения (см. Ошибки). Далее, наблюдения производятся наивозможно симметрично относительно положения инструмента: напр., меряют высоту светила 6 раз, затем при другом положении инструмента (которое получается из первого перекладкой оси вращения в цапфах, переворачиванием по азимуту) 12 раз, и снова в первом положении 6 раз. Тогда исключатся не только те ошибки, влияние которых меняет знак при переходе инструмента от одного положения в другое, но и их изменения, происходящие пропорционально времени, напр., вследствие перемены температуры и т. д. Подобная же симметрия желательна и относительно главной эпохи наблюдений и координатных линий: наблюдают звезды по обе стороны зенита или меридиана. Для исключения ошибок делений кругов и неравномерности хода микрометренных винтов — последовательно измеряют одну и ту же величину различными частями круга или винта. Так как всегда легче найти разность двух величин, чем их абсолютное значение, ищут часто из наблюдений разность координат двух светил, предполагая положение одного из них известным. Главная выгода таких дифференциальных определений состоит в том, что различные ошибки, действуя почти одинаково на оба достаточно близкие светила, мало влияют на разность их координат. Все астрономические данные так тесно связаны, что при решении какого-нибудь вопроса необходимо пользоваться другими величинами, как известными, напр., при определении географических мест надо знать положения разных светил на небе и обратно; поэтому все работы П. астрономии носят характер последовательных и постепенных улучшений и приближений к истине. Ввиду чрезвычайно обширных вычислений астрономы дорожат всеми приемами, упрощающими или сокращающими труд. Принцип разностных наблюдений здесь очень важен, так как позволяет употреблять небольшое число знаков при логарифмических вычислениях. В громадном большинстве случаев достаточны четырех- или пятизначные, иногда употребляются даже трехзначные таблицы.
Географическое положение места на земном шаре определяется его широтой и долготой, иначе пересечением его меридиана с параллелью. Для нахождения долготы необходимо знать местное время. Указанные ниже методы по большей части разработаны знаменитыми учеными XIX ст. Бесселем, Гауссом, Ганзеном и В. Струве. При данной широте какое-либо светило можеть иметь известное расстояние от зенита только в определенный момент. Поэтому из измерения зенитного расстояния (или высоты над горизонтом), зная широту, можно вывести время, то есть поправку часов, а зная время — широту. Если сделано два или несколько наблюдений, то, вообще говоря, можно найти и время, и широту, но всегда лучше определять их отдельно. Для определения времени выгоднее наблюдать высоты светила (звезды или Солнца) около первого вертикала, так как тогда высота быстрее всего изменяется, а неточность знания широты влияет всего меньше. Вместо отдельных «абсолютных» высот лучше наблюдать светило на равных высотах к В и З от меридиана. Середина из замеченных моментов дает время прохождения через меридиан, и следовательно (предполагая прямое восхождение светила известным) — поправку часов. В случае наблюдения Солнца, склонение которого постоянно изменяется, получится таким способом момент наибольшей высоты Солнца — «неисправленный полдень», который остается исправить за движение по склонению (см. Полдень). Вместо того чтобы дожидаться возвращения того же светила на прежнюю высоту, можно наблюдать две разных звезды, когда они последовательно приходят на равные высоты: одна на востоке, другая на западе. Этот способ определения времени — по соответствующим высотам — один из лучших (разработан Цингером). Для определения широты выгоднее всего наблюдать зенитное расстояние светила в меридиане или около него, так как неточное знание времени меньше всего повлияет на результат. Для околомеридиональных высот необходимо вычислять небольшую поправку — приводить на меридиан. Полярная звезда особенно пригодна в этом случае, так как она никогда не уходит далеко от меридиана. Для исключения ошибки склонения звезды, можно наблюдать ее в двух кульминациях (широта получится как полусумма измеренных высот). Чтобы инструментальные ошибки меньше искажали результат, наблюдают звезды по обе стороны зенита, при этом всего лучше способ (разработанный Талькоттом) последовательного наблюдения двух звезд на чувствительно равных высотах; разность их измеряется окулярным микрометром. Существует еще способ (разработанный Певцовым) определения широты по двум звездам на равных высотах по одну сторону зенита и меридиана. Наблюдение трех звезд на равной высоте дает возможность найти время, широту места и саму высоту звезд. — Широту и время можно находить из замечания моментов прохождении звезд через вертикальную плоскость. Пассажный инструмент устанавливают в меридиане для определения времени, в первом вертикале — широты; звезды при этом следует выбирать близко к зениту. Звездное время прохождения светила через меридиан равно его прямому восхождению; поэтому подобное наблюдение непосредственно дает поправку часов, — стоит только освободить его от инструментальных ошибок. С этой целью соединяют наблюдения звезд к югу от зенита («часовых» звезд) с северными — околополярными. Удобных околополярных звезд очень мало, поэтому, чтобы не ждать их прохождения через меридиан, можно определять время, наблюдая прохождения южных звезд не через меридиан, а через близкий к нему вертикал, в котором находится в данный момент полярная звезда. Этот способ (разработаный Делленом) вполне применим только при существовании окулярного микрометра. Для определения широты наблюдают прохождения двух, или одной и той же звезды, через восточную и западную части первого вертикала, как можно ближе к зениту. При этом способе определяется весьма точно разность между склонением звезд и широтой; он применяется как к нахождению широты и изучению ее изменений (см. Широта), так и к исследованию различных причин, действуюших на видимое склонение звезд (см. Сферическая астрономия). Если установка переносных инструментов ненадежна, то способы, основанные на измерении высот, должны быть предпочтены наблюдениям прохождений. Если неизвестны ни широта, ни время, то их находят постепенными приближениями, причем первое грубое значение широты можно иногда взять из карты. — Разность долгот двух мест на Земле равна разности времен, считаемых в одно и то же мгновение в обоих местах. Поэтому для определения долготы нужно найти поправку часов в обоих пунктах наблюдения и сравнить их показания. Лучшим средством для последней операции служит подача сигналов электрическим телеграфом. Сигналы могут быть звуковые, когда наблюдатель на одной станции сравнивает с ударами своего хронометра удары ключа телеграфного аппарата, подаваемые с другой станции; оптические, по отклонению магнитной стрелки, или хронографические. В последнем случае на особом приборе (см. Хронограф) перья пишут две линии: на одной автоматически отмечаются секунды по местным часам, на второй — сигналы, поданные с другой станции по находящимся там часам, или даже непосредственно моменты наблюдаемых там прохождений звезд. Для развития силы магнетизма, притягивания якоря и т. д. требуется известное время (armature time), зависящее от силы батареи и длины цепи, напр., для линии в 1000 в. около 0 s.05. Чтобы исключить происходящую отсюда неточность в определении долгот, нужно подавать сигналы между станциями в обе стороны и взять среднее из результатов. Кроме того для исключения личной ошибки (см. ниже) наблюдатели меняются станциями. Телеграф был в первый раз применен в работах Walker по описи берегов Сев. Америки (Coast Survey) в 1856 г. Прежде лучшим способом была перевозка хронометров и определение их поправки на обеих станциях (перевозка времени). Этот способ употребляется и теперь при отсутствии телеграфа. Главный его недостаток происходит от того, что ход хронометра (то есть изменение его поправки в единицу времени) в путешествии, несмотря на все предосторожности, всегда отличается от хода хронометра в покое. Этот последний легко узнать, определяя поправку несколько дней подряд; между тем нет средств точно определить ход в пути или совершенно исключить его влияние. Для этого увеличивают число хронометров и повторяют поездку много раз, сравнивая постоянно все хронометры; изучают изменение их хода от перемены температуры и т. д. (см. Хронометры). При определении разности долгот Пулкова и Альтоны, в 1843 г., были совершены 15 поездок на пароходах с 68 хронометрами, и все-таки точность результата была 0 s.06, то есть гораздо ниже телеграфного способа. Для определения долгот употреблялись прежде так наз. земные сигналы, напр., замечали по местному времени вспышку пороха, произведенную ночью между обеими станциями. Эти приемы теперь почти оставлены по их неточности. Вследствие быстроты движения Луны (прямое восхождение ее изменяется в 2 m на минуту дуги) она является как бы стрелкой часов, делающей в 27 дней полный оборот и видимой отовсюду. Правда, движение ее очень неравномерно, но все неравенства даются в таблицах. Имея подобные таблицы, можно наблюдения Луны сравнивать с ними, а так как аргументом таблиц служит время какой-нибудь из больших обсерваторий, напр. Гринвича, то тем самым сравнивать местное время с гринвичским — находить разность долгот. С этой целью наблюдаются кульминации Луны, ее зенитные расстояния и азимуты, чаще же всего ее угловые расстояния от Солнца, планет (Юпитера, Марса, Сатурна) или ярких звезд. Эти «лунные» расстояния даются для известных моментов в астрономических календарях; нужно только наблюденные исправить от влияния параллакса и рефракции и сравнить с табличными. Все эти способы довольно неточны, но ими еще пользуются в путешествиях. Несколько лучшие результаты дают наблюдения покрытий звезд и солнечных затмений, но по существу они должны считаться случайными наблюдениями. — При определении положения корабля в море обыкновенно пользуются измерениями высот светил, но так как сами наблюдения не имеют особой точности, в зависимости от движения корабля и от употребляемых инструментов (секстант), то и способы их обработки менее строги. Наиболее распространен графический способ Сомнера. Положим, что измерено зенитное расстояние светила. Корабль непременно находится где-нибудь на круге, описанном радиусом, равным зенитному расстоянию, из той точки Земли, где светило находится в зените; а эту точку легко найти из астрономических таблиц. Если измерить зенитное расстояние другого светила, место корабля найдется как точка пересечения двух Сомнеровых кругов (а не пересечением меридиана и параллели, то есть широтой и долготой). Вместо второго светила можно измерить, через некоторое время, зенитное расстояние того же самого (напр., Солнца), причем нужно привести первое наблюдение за ход корабля, всегда достаточно известный, к эпохе второго. Так как из счисления (см.), которое ведется на корабле, приближенное положение его всегда известно, можно не вычерчивать полного круга, а только малые дуги, принимая их за прямые линии (Сомнеровы линии). К определению географического места относится задача: найти направление меридиана в данной местности, иначе, узнать азимут какого-нибудь земного предмета. Для этого, имея возможность при данных времени и широте вычислить азимут какого-нибудь светила, меряют инструментом, снабженным горизонтальным кругом, разность азимутов этого светила (обыкновенно Солнца или Полярной звезды) и земного предмета. Азимут можно определить и пассажным инструментом, установив его в вертикале земного предмета, и наблюдая время прохождения светила через этот вертикал. Это удобно, особенно если предмет находится вблизи меридиана, так как тогда можно пользоваться Полярной звездой. Направление меридиана легко определить также, наблюдая звезду на равных высотах на востоке и западе; середина отсчетов горизонтального круга укажет направление меридиана, независимо от знания поправки часов и широты места. Часто бывает очень выгодно определять поправку часов по азимутам светил, напр. Солнца или экваториальных звезд, зная азимут какого-нибудь земного предмета; ночью вместо последнего можно наблюдать Полярную, азимут которой изменяется очень медленно и потому на точность предварительной поправки часов не будеть влиять. О геодезическом определении широт, долгот и азимутов путем связывания двух пунктов геодезическими операциями и об отличии результатов от астрономических см. Геодезия, Триангуляция.
Положение светила на небе выражается его прямым восхождением и склонением. Они всего проще определяются меридианным кругом: отсчет зенитного расстояния по кругу, предполагая широту места известной, дает склонение, а время прохождения, исправленное за поправку часов, — прямое восхождение светила (см. Меридианный круг, Пассажный инструмент, Прохождения, Угломерные иструменты). Прямое восхождение равно промежутку времени между верхней кульминацией точки весеннего равноденствия и верхней кульминацией светила; наблюдать прохождение через меридиан фиктивной точки невозможно, поэтому нельзя определять непосредственно прямые восхождения, но стоит определить его для одного светила, для остальных оно найдется по разностям времен прохождений. Положение точек равноденствия (точек пересечения экватора с эклиптикой) обуславливается видимым движением Солнца, поэтому прямое восхождение можно определить единственно, пользуясь наблюдениями Солнца. Если известна наклонность эклиптики — видимого пути Солнца — к экватору, то есть наибольшее склонение, какое может иметь Солнце (при расстоянии от точек равноденствий на 90°), то измеренное в какой-нибудь день склонение Солнца укажет его место на эклиптике относительно точек равноденствий, то есть прямое восхождение Солнца в этот день. Если в тот же день замечены времена прохождений через меридиан Солнца и какой-нибудь звезды, то получится по разности их и прямое восхождение звезды. Подобное наблюдение можно повторять несколько дней. Таким способом определяются прямые восхождения так наз. фундаментальных звезд, достаточно ярких, чтобы их можно было наблюдать днем. На практике для определения наклонности эклиптики наблюдают Солнце в течение нескольких дней около летнего и зимнего солнцестояний, и затем приводят измеренные склонения к наибольшему, к моменту солнцестояния. Наблюдения звезд освобождают от действия прецессии и нутации, то есть относят к тому положению точки весеннего равноденствия, какое она имела в начале года (см. Прецессия), а склонение Солнца исправляют за широту его, то есть за видимое уклонение от эклиптики вследствие возмущений Земли другими планетами. Приняв какое-нибудь приближенное положение точки равноденствия, то есть приближенную систему прямых восхождений звезд, из наблюдений звезд и Солнца получают прямое восхождение, а, зная наклонность эклиптики и склонение Солнца, и сравнивают его с наблюденным. Из их невязки отыщется поправка принятого равноденствия, а попутно и наклонности эклиптики. Громадное затруднение тут представляет неизбежное несовершенство астрономических часов: прохождения замечаются по часам, а их поправка и ее изменение — ход часов — должны определяться в свою очередь до звездам. Склонения звезд получаются гораздо проще; нужно только определить точку зенита или направление вертикальной линии на деленном круге с помощью надира или коллиматоров (см. Meридианный круг). Определение положения небесного экватора и точек пересчения его с эклиптикой, то есть «нулей» прямого восхождения и склонения, а также изготовление каталогов абсолютных положений звезд, составляет основную в важнейшую задачу астрономии. Ею заняты почти все лучшие обсерватории. В Пулкове задача исполняется двумя инструментами: прямое восхождение определяется пассажным инструментом, склонение — вертикальным кругом (см. Угломерные инструменты). Кроме 36 фундаментальных звезд, существуют еще основной каталог 350 так наз. главных Пулковских звезд, каталог «дополнительных» звезд и др. В настоящее время в Пулкове наблюдается основной каталог в 1100 звезд. Дальнейшие работы меридианными кругами по составлению различных росписей звезд сводятся к связыванию этих звезд с главными: по ним определяются положение точки зенита и поправки часов. О различных росписях см. Звездные каталоги. Принцип дифференциальных наблюдений наиболее развит при составлении зонных или поясных каталогов. При этом, вообще говоря, даже не определяются ошибки инструмента, а непосредственно составляются разности координат главных и определяемых звезд, лежащих в одной зоне. Благодаря этому в сравнительно короткое время определены все звезды северного полушария до 9 величины. Подобная работа предпринята для южных звезд. Несмотря на все старания, каждый каталог имеет так наз. систему, то есть ошибку, общую всем звездам каталога, но несколько изменяющуюся в зависимости от прямого восхождения и склонения звезд. При сравнении положений звезды, взятых из разных каталогов, необходимо привести их на одну систему. Положения Луны и больших планет определяются также меридианными кругами, сравнивая их с ближайшими звездами. В Гринвиче, где наблюдениям Луны уделено особенно много времени, меряют также зенитное расстояние и азимут ее вне меридиана большим альтазимутом (см. Угломерные инструменты). Положения более слабых и трудных для наблюдения объектов, каковы туманности, малые планеты, кометы определяются микрометрами, приделанными к рефракторам (см.). Меряются или разности прямых восхождений и склонений светила и ближайшей звезды, координаты которой известны, или расстояние между ними и угол положения линии, их соединяющей. Точно так же измеряется положение спутников относительно планет, а равно и взаимное расстояние двойных звезд. Взаимные расстояния светил меряются также гелиометрами (см.). Наблюдение планеты с Земли геометрически равносильно наблюдению Земли, произведенному с планеты. Поэтому планетные наблюдения ведут в свою очередь к изучению движения Земли или, что то же, видимого движения Солнца, то есть к определению нулей прямого восхождения и склонения. Кроме упомянутых выше случайных ошибок наблюдений, которые подлежат законам теории вероятностей (см.), инструментальных ошибок и неточностей величин, принятых при обработке, существуют систематические личные ошибки наблюдателей (см. Ошибки), Фотография, которая все более и более применяется к измерительной астрономии, помимо других достоинств, важиа как средство для уменьшения личных ошибок. Сделаны попытки фотографировать и измерять на пластинках лунные расстояния, разности зенитных расстояний звезд для способа Талькотта, или, открывая и закрывая пластинку синхронно ударам маятника, фотографировать прохождения. Наибольшую же пользу приносит фотография в определении положений звезд и составлении карты неба. Астрограф, инструмент, приспособленный для этого, — тот же рефрактор (см.), но с двойной трубой: одна кончается окуляром, другая фотографической камерой. Звезды измеряются на каждой пластинке относительно нескольких определенных меридианными инструментами (см. Астрофотография). В настоящее время многие обсерватории заняты международной работой составления фотографического каталога всех звезд до 11 величины и карты неба до 14 величины. Весьма ценны также фотографические измерения тесных звездных куч, непосредственно невозможные для рефракторов.
Конечная цель измерительной астрономии — определение постоянных. Работы, относящиеся сюда, составляют ядро науки, но нужно сказать, что они имеют крайне специальный характер и для ознакомления с ними, особенно ввиду тесной связи между всеми постоянными, требуется полное знакомство со всеми отделами астрономии. Общие сведения об условиях и уравнениях, которые связывают постоянные, а также о различных методах их определения см. Параллакс, Сжатие, Прецессия, Аберрация, Рефракция, Масса, Тяготение, Спутники, Собственное движение звезд, Солнечная система. При современном состоянии науки астрономические постоянные приближенно известны, и потому ищут только поправки к принятым величинам. При этом, для исключения влияния неточности других постоянных, входящих в вычисление, ищут поправки и этих, посторонних главной задаче, величин. Результатом наблюдений является ряд уравнений, заключающих несколько искомых поправок. Число таких уравнений всегда значительно превосходит число неизвестных, и потому они решаются при помощи способа наименьших квадратов (см.) — ищут вероятнейшие значения поправок. Нет ни одной постоянной, определенной вполне с желаемой точностью. Их значения, принятые в различных мемуарах и в астрономических календарях не тождественны. Отчасти чтобы устранить это неудобство была созвана в Париже (май 1896 г.) Commission internationale des é toiles fondamentales. Однако, систему величин главных постоянных (параллакса Солнца, аберрации, прецессии и нутации), которую комиссия постановила принять для нужд астрономич. календарей, ни в каком случае нельзя считать окончательной и даже безупречной.
Изучать П. астрономию можно по существу исключительно в обсерватории, путем производства действительных наблюдений и вычислений. Из общих руководств П. астрономии лучшие: Chauvenet, «A manual of spherical and practical astronomy»; Brünnow, «Lehrbuch der sphärischen Astronomie» (русский перевод неудовлетворителен); Савич, «Приложение П. астрономии к географическому определению мест» (есть дополненный немецкий перевод). Эти руководства несколько устарели. По-русски есть еще курсы Шидловского и Хандрикова. Остальная литература состоит из отдельных монографий и работ, для не специалистов почти недоступных. То же нужно сказать и о предисловиях к анналам Пулковской, Парижской, Гринвичской, Вашингтонской, Лейденской, Берлинской обсерваторий, где детально изложено производство важнейших наблюдений и исследования инструментов. Свод определений астрономических постоянных сделан в работе Harkness: «The solar parallax and its related constants» (Washington "Observations, 1885, App. III), здесь же довольно полная библиография вопроса.
В. Серафимов.
- В статье воспроизведен материал из Большого энциклопедического словаря Брокгауза и Ефрона.
