Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 47
Текст из файла (страница 47)
Реальный закон рассеяния света земными образцами привел к формуле для «планетного» закона рассеяния света, согласно которому яркость участка планеты имеет вид В=В (3.51) Показатель д — фактор гладкости поверхности планеты. Величина д больше единицы для полированных поверхностей. Она меньше единицы для горных пород, гравия, песка и изрытой по- 237 верхности.
При а7 = 1 формула принимает вид закона Ламберта. Исследования показали, что у материков Марса фактор гладкости 1,16, у морей 1,08. Фактор гладкости у Луны равен нулю. Фотометрические свойства Луны. Луна обладает совершенно исключительными фотометрическими свойствами и потому мы остановимся на их описании несколько подробнее. Общий блеск Луны изменяется в зависимости от фазового угла таким образом, что при фазе, равной нулю, т. е. в полнолуние, кривая блеска имеет резкий пик. Это можно видеть из табл.
ХЧ1, где приведены результаты определений, выполненных Таблица ХЧ1 Прибыва- ющая Луна Убмвающа» Луна Убывающая Луна Прибыва- ющая Луна б:н 2,30 2,71 3,13 3,56 4,01 4,55 120 83 56 38 25 15 Ружье. В ней приведены фазовые углы, блеск 1., выраженный в условных единицах !для него принято значение, равное 1000 в момент полнолуния), и разности звездных величин Луп. Максимальный блеск Луны, выраженный в фотовизуальной системе, эквивалентен блеску звезды — 12,67 зв. вел. Из этой таблицы также следует, что кривая блеска Луны ие вполне симметрична относительно полнолуния. Кривую блеска можно формально представить эмпирической, Таблица ХЧ11 трудно объяснимой теоретически, фор- мулой АУП=8,06( оо') 1021, 1оо ) + +1061,~оо ) ' Лб Л,нм 0,074 О,ООО 560 7ЗО 0,041 О,О47 430 510 Сферическое альбедо Луны зависит от длины волны, что можно видеть из табл. ХИ1.
Из этой таблицы видно, что поверхность Луны рассеивает менее, 10% падающего на нее света, причем рассеянный свет долх~ен иметь красноватый оттенок. Нормальные визуальные альбедо отдельных деталей лунной поверхнооти отличаютвя в три раза. Наиболее ярким является кратер Аристарх. Его нормальное альбедо 0,176. Самая темная 238 О" 10 20 30 40 50 60 70 1000 787 603 466 365 273 210 161 0,00 0,26 0,55 0,83 1,12 1,40 1,69 1,98 1000 759 586 425 350 273 212 157 0,00 0,30 0,58 0,86 1,14 1,41 1,69 2,02 80а 90 100 110 120 1.30 140 150 111 78 58 41 26 16 5 2,39 2,77 3,09 3,48 3,91 4,50 5,09 5,86 точка лунного диска помещается внутри Океана Бурь; ее альбедо равно 0,051. Все детали лунного диска, независимо от нх селенографических долгот и широт, достигают максимальной яркости одновременно, в полнолуние.
В этом, пожалуй, и состоит самое основное свойство лунной поверхности. Кривые изменения яркости любой площадки лунного диска в зависимости от фазового угла сходны между собой тем, что максимум достигается при фазовом угле, равном нулю, хотя в деталях они и отличаются друг от друга. Такое явление возникает в результате крайней шероховатости, или порнстости, лунного грунта.
Рассеянный поверхностью Луны свет частично поляризован, причем поляризация зависит от угла фазы. Фотометрические свойства планет, спутников и астероидов. Каждое нз этих небесных тел характеризуется блеском, который подвержен значительным изменениям по двум причинам. Вопервых, при движении этих тел по орбитам аущественно изменяются их расстояния от наблюдателя и несколько менее существенно — расстояние от Солнца.. Во-вторых, они подобно Луне имеют фазы, что также отражается на величине блеска. Есть еще одна причина периодических колебаний блеска некоторых небесных тел — осевое вращение.
Мы видели, что блеск планеты выражается формулой (3.47)~ с = г — —... йф). Ябя Г Обозначим через аббас тот блеск, который имела бы планета, находясь на расстоянии г от Солнца, равном одной астрономической единице, н на таком же расстоянии Ь от Земли; назовем этот блеск абсолютным. Тогда (,~, г — 11(ф). Поделив эти два выражения одно на другое, получим основное соотношение, в которое введена «абсолютная звездная величина» планеты, обозначенная через йч — = —,, =2,512' Ьсбс Логарифмируя н произведя преобразования, получим окончательное выражение для видимой звездной величины планеты: гл = д + 5 1д Ь + 5!й г. (3.52) Допустим теперь, что в нашем распоряжении находится более нли менее длинный ряд наблюдений видимой звездной величины планеты.
Так как расстояния г и Ь хорошо известны, мы можем исключить при помощи формулы (3.52) расстояние и тогдЪ по разностям между видимыми и вычисленными звездными величинами будем судить об изменении блеска планеты в зависимдсти от угла фазы. г 2зэ Т а б л и ц а ХЧ111 Название клеветы вли евутвика ~, зва п1е ллзиетм или утенка — !Π— 12,6 — 6,6 7' 4,6 3,!2 32,6 7,8 +2,00 +0,48 + 1,06 Ио Европа Ганимед Каллисто 3,80 0,09 1,30 3,06 — 2,73 +2,39 +О,!9 — 1,02 Меркурия Венера Земля Марс Фаза заметно изменяется у близкиле планет и х к Зему спутников даже очень далеких планет.
В табл. ХЧП1 приведены эмпирические коэффициенты функций фазы для некоторых планет и спутников. Сама функция фазы принята такой: плт®= (!00 )+ (!оо ) + (!00 ) ' (353) У Каллисто фазовые изменения носят исключительно интересный характер. Очевидно, что яркость распределена по поверхности спутника с большими неправильностями. Функция фазы Земли определена на основании исследования яркости пепельного света Луны. Исследование распределения яркости по диску планет — проблема очень трудная и вряд ли доступная для исследования любителямн астрономии. Поэтому мы отсылаем читателя к специальным руководствам и монографиям.
Остановимся в заключение на фотометрическнх свойствах астероидов. Каждый из них характеризуется абсолютной звездной величиной д. Отклонения от формулы (3.52) позволяют изучить их фазовые функции, так же как у больших планет. Различаются астероиды и по своим показателям цвета. Однако наибольший интерес для, любителя представляет исследование изменения их блеска, возникающего в результате осевого вращения.
В настоящее время известно, что ряд астероидов изменяет блеск, но нх амплитуды сравнительно невелики, так что их надо наблюдать фотоэлектрическим способом. Однако два астероида, Эрос и Географ, — особо выделяются из всей массы малых планет исключительно большими амплитудами колебаний блеска и короткими периодами вращения. Кстати, оба астероида движутся вокруг Солнца по вытянутым эллиптическим орбитам, при этом нх расстояния, как от Солнца, так и от Земли, существенно изменяются.
Поэтому у ннх наблюдаются так называемые великие лроогивостояния, когда они могут подходить к Земле на сравнительно небольшое расстояние. У Эроса это расстояние составляет чуть более 20 млн. км. При этом его блеск становится сравнимым с блеском звезд 7-й звездной величины, так что Эрос можно в это время наблюдать даже в бинокль.
Не каждое противостояние столь благоприятно для наблюдений. Великие х!е противостояния случаются не часто. Последнее из них произошло в 1974 — 1975 гг., когда 240 астероид прошел по небесной сфере очень длинный путь (рис. 94), что чрезвычайно важно для его наблюдений. Эрос вращается вокруг оси с периодом, равным 5 ч 16 мин. Он имеет форму вытянутого бруска или гантели, и его ось вращения почти перпендикулярна к направлению вытянутости. В зависимости от того, -Д7 Рис. 94 Зидииыр путь Эроса в !974 — !979 гг. какой угол составляет в данный момент луч зрения (линия, соединяющая центр астероида и земного наблюдателя) о осью вращения, будет изменяться освещенная лучами Солнца поверхность 4диска» астероида, а следовательно, и его блеск.
Если Этот угол равен 90о, то амплитуда изменений блеска становится 49 максимальной, У Эроса она достигает 1,5 звездной величины! Это произошло в начале января 1975 г. когда астероид проектировался на (й фоне созвездия Рыси. Очевидно также, что если направление луча зрения в данный момент совпадает с направлением оси вращения, 99 то колебаний блеска не бу- аалХИ427 дет. Таким образом, амплн- 47 туда оказывается зависящей 497 4477 494 447 4~ 447 4~~ 4 от указанного угла, который существенно изменяется во время великого противостояния при движении астероида по его растянутой траектории. Типичная кривая изменения блеска Эроса изображена на рис.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
