Определение широты на Луне в принципе не отличается от подобной же операции на Земле. Прежде всего необходимо определить на лунной небесной сфере местоположение северного полюса мира. Это можно, например, сделать, соединив воображаемой линией звезды δ и ζ из созвездия Дракона и поделив её пополам.

Широта места может быть получена путем определения зенитных расстояний звёзд в момент верхней или нижней кульминации, по следующим формулам:

φ_c = d ± z_в или φ_c = 180° — (d + z_н),

(2)

где z_в и z_н — зенитные расстояния в верхней и нижней кульминации, a d — склонение в лунно-экваториальной системе координат, которые мы в данном случае считаем приближенно равным β — широте в эклиптической системе.

Поэтому для рассматриваемого случая формулы (2) можно переписать следующим образом:

φ_c = β ± z_в или φ_c = 180° — (β + z_н).

(3)

Следует, правда, отметить, что вследствие медленного суточного вращения Луны определять моменты кульминаций звёзд, находясь на поверхности нашего естественного спутника, будет весьма затруднительно. Поэтому лучше воспользоваться координатами звезды, которая в момент наблюдения находится в точке зенита (если такая звезда есть и координаты её известны). Тогда

φ_c = d = β.

(4)

Что же касается определения долготы, т. е. углового расстояния от нулевого меридиана, то, как и на Земле, она определяется сравнением местного времени и пункте наблюдения и времени на нулевом меридиане.

На Луне, как и на Земле, может быть введено солнечное и звёздное время: один оборот вокруг собственной оси Луна относительно Солнца и относительно звёзд совершает за разные промежутки времени, а именно за 29,53 земных суток и 27,32 земных суток.

Однако пользоваться солнечным временем на Луне неудобно: из-за неравномерностей в движении Луны Солнце перемещается по лунной небесной сфере также неравномерно.

Лунное звёздное время измеряется по движению точки весеннего равноденствия, небольшую неравномерность которого можно практически не принимать во внимание или осреднить. Тогда промежуток времени между двумя последовательными кульминациями средней точки весеннего равноденствия мы и будем считать лунными звёздными сутками. Как уже было отмечено выше, лунные звёздные сутки равны 27,32 средних солнечных суток.

Звёздное время на нулевом меридиане Луны будем называть вселунным. Самый простой способ определения вселунного времени — его хранение с помощью точных часов, хотя в принципе существуют и астрономические способы определения вселунного времени, но мы здесь не будем на них останавливаться.

Местное лунное время может быть определено по наблюдению кульминаций звёзд:

S = λ

где S — местное время, a λ — эклиптическая долгота кульминирующей звезды.

В принципе широту на Луне можно определять и по наблюдению околополюсных звёзд. Но для этого требуется довольно длительное время, так как придётся измерить зенитные расстояния одной и той же звезды в верхней и нижней кульминациях, которые на Луне разделены интервалом около двух недель. Вероятно, этот способ найдет практическое применение только тогда, когда люди начнут создавать на Луне долговременные сооружения. Широта определится по формуле

φ_c = 90° — ½(z_в + z_н),

(5)

где z_в и z_н — зенитные расстояния звезды в верхней и нижней кульминациях. (Следует иметь в виду, что формула (5) неприменима в том случае, если верхняя кульминация происходит между полюсом мира и зенитом.)

Но самым универсальным способом определения местоположения наблюдателя на поверхности Луны является метод вычисления селенографических координат по наблюдению двух светил, дающий возможность вычислить одновременно и широту φ_с и долготу l_с.

Рис. 38. Метод определения селенографических координат по наблюдению двух светил.

Выберем на лунной небесной сфере (рис. 38), центр которой совпадает с центром Луны, звезду S₁ с известными лунно экваториальными координатами α₁ и d₁ (вычисленными по известным эклиптическим координатам λ и β звезды S₁.

Построим сферический треугольник P_cZ_cS₁ Тогда по формулам сферической тригонометрии

sin h₁ = sin φ_c sin d₁ + cos φ_c cos d₁ cos(l_c - Δ - d₁),

(6)

где h₁ — высота звезды S₁ над лунным горизонтом, а Δ — угловое расстояние между восходящим экваториальным узлом и лунным нулевым меридианом.

Построив аналогичный треугольник для некоторой другой звезды S₂, получим

sin h₂ = sin φ_c sin d₂ + cos φ_c cos d₂ cos(l_c - Δ - α₂),

Получаем два уравнения с двумя неизвестными. Их решение даст нам искомые величины.

Разумеется, этот метод связан с довольно громоздкими вычислениями.

Глава VII ПЛАНЕТНАЯ СЕМЬЯ СОЛНЦА

Помимо Луны, определённый интерес с точки зрения возможностей и способов ориентирования представляют собой и ближайшие к Земле планеты Солнечной системы — Венера, Марс и Меркурий.

Разумеется, осуществление полётов пилотируемых космических кораблей к этим небесным телам будет сопряжено с преодолением весьма серьезных технических трудностей и нога человека ступит на их поверхность не так уж скоро. Но космические трассы к этим планетам уже проложены, а на поверхности Венеры и Марса космические аппараты уже совершили мягкие посадки. Видимо, не за горами и посылка на ближайшие планеты передвижных лабораторий типа советских «луноходов».

В свете этих соображений краткое знакомство с основными особенностями астрономических наблюдений и астрономического ориентирования на поверхности Меркурия, Венеры и Марса имеет не только чисто теоретический, но и известный практический смысл. Но прежде чем перейти к вопросам определения направлений и местоположения наблюдателя на планетах, познакомимся вкратце с некоторыми общими характеристиками этих небесных тел и условиями их наблюдения на земной небесной сфере.

Прежде всего необходимо подчеркнуть, что в области изучения планет за последние годы достигнут значительный прогресс благодаря применению космических аппаратов и средств космической радиолокации. В частности, получена ценнейшая новая информация о физических условиях на поверхности планет земной группы, характере их рельефа, о строении и составе атмосфер Венеры и Марса и т.п.

В связи с появлением новых возможностей исследований, интерес к изучению планет Солнечной системы значительно возрос. Он объясняется не только естественным стремлением расширить наши представлении о природе этих небесных тел, но и настоятельной потребностью как можно лучше изучить нашу собственную планету. Сравнение Земли со сходными по происхождению, развитию и физическому состоянию телами Солнечной системы — одно из необходимых условии этой задачи, приобретающей в наше время всё большее практическое значение.

В Солнечной системе девять больших планет — Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон (в порядке их удаления от Солнца) и около двух тысяч малых планет, или астероидов, орбиты которых расположены в основном между орбитами Марса и Юпитера. Меркурий и Венера называются нижними планетами, а все остальные, кроме Земли, - верхними. По размерам планеты делят на планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля, Марс) и планеты-гиганты. Плутон — планета небольшая, но его но относят ни к какой группе.