Текст книги "В звёздных лабиринтах: Ориентирование по небу"

Автор книги: Виктор Комаров

Соавторы: Борис Максимачев
сообщить о нарушении

Текущая страница: 12 (всего у книги 13 страниц)

В действительности наблюдаются колебательные движения Земли относительно этой точки лунной небесной сферы. Причиной таких колебаний служат так называемые либрации – «покачивания» Луны, в результате которых земной наблюдатель имеет возможность видеть не половину лунного шара, а несколько большую часть поверхности Луны. Либрация бывает двух видов – оптическая и физическая.

Причина оптической либрации – неравномерное движение Луны по эллиптической орбите вокруг Земли. Согласно второму закону Кеплера в области перигея Луна движется быстрее, в области апогея – медленнее. Собственное же вращение Луны вокруг оси совершается с постоянной угловой скоростью. Благодаря этому в районе перигея угловая скорость орбитального движения Луны несколько больше, чем угловая скорость осевого вращения, а в районе апогея – несколько меньше её. Поэтому только в точках апогея и перигея центр видимой стороны Луны совпадает с центром лунного диска. Для земного наблюдателя на участке между перигеем и апогеем он сместится к востоку, а на участке между апогеем и перигеем к западу. Вследствие этого земному наблюдателю в первом случае приоткроется некоторая часть обратной стороны Луны, расположенная за западным краем лунного диска, а во втором – за восточным. Это явление получило название оптических либраций по долготе.

Существует ещё и оптическая либрация по широте, связанная с тем, что ось вращения Луны не перпендикулярна к плоскости её орбиты, а эта плоскость в свою очередь несколько наклонена к плоскости эклиптики. Благодаря этому земному наблюдателю приоткрывается то область, расположенная за северным краем лунного диска, то – за южным. Оптическая либрация по широте исчезает в те моменты, когда Луна находится на линии узлов, т.е. в плоскости эклиптики.

Кроме того, имеет место ещё и так называемая суточная оптическая либрация, которая носит чисто параллактический характер. Этот вид либрации порождает перемещение земного наблюдателя в пространстве, вызванное суточным вращением Земли. Но эта либрация весьма незначительна.

Существует и физическая либрация, т.е. реальные покачивания Луны, связанные с характером гравитационного взаимодействия между Землей и Луной, которая не является идеальным шаром с равномерным распределением масс.

Итак, наблюдатель, расположенный в центре стороны Луны, обращенной к Земле, увидит Землю (если отвлечься от либрации) вблизи точки зенита. При смещении наблюдателя по лунной поверхности Земля будет смещаться в противоположном направлении на такое же количество градусов, на какое переместился наблюдатель относительно начала координат. Следовательно, наблюдатель по положению Земли на небе всегда может определить направление к центру видимой стороны Луны, а измеряя зенитное расстояние Земли, узнать на каком угловом расстоянии он от этой точки находится.

Зафиксируем теперь некоторое положение Луны на околоземной орбите и заметим, на фоне какого созвездия в это время находится Земля. Дождемся далее момента, когда Луна, совершив полный оборот вокруг Земли, вновь придет в избранную нами точку. При этом Земля опишет полную окружность на лунной небесной сфере и окажется в том же созвездии (изменится лишь её фаза).

Для определения местоположения точки на поверхности самой Луны применяются различные системы координат. Мы воспользуемся так называемой селенографической системой, аналогичной системе земных географических координат. Нулевым обычно считается меридиан, проходящий через центр лунного диска в момент, когда оптическая либрация по долготе равна нулю.

Как и на Земле, селенографическая широта отсчитывается от линии экватора вдоль дуги соответствующего меридиана. Селенографическая долгота измеряется дугой лунного экватора от нулевого меридиана в направлении перемещения по лунной поверхности линии терминатора, т е. границы дня и ночи. Если смотреть со стороны северного полюса Луны, то движение линии терминатора будет происходить по часовой стрелке и долгота отсчитывается в направлении по часовой стрелке.

Теперь мы располагаем необходимыми данными для того, чтобы путем наблюдения небесных светил определять на поверхности Луны селенографические координаты: долготу φ_c и широту l_c.

Надо, однако, напомнить, что, решая аналогичную задачу для земного наблюдателя, мы пользовались некоторыми данными, имеющимися в Астрономических ежегодниках. Лунных астрономических ежегодников пока нет и поэтому нам придётся пользоваться земным ежегодником, переводя при этом по уже известным нам формулам экваториальные координаты звёзд α и δ в эклиптические λ и β, где λ, – долгота светила, а β – его широта.

Эклиптические же координаты мы в первом приближении будем отождествлять с лунно-экваториальными, так как плоскость небесного экватора на лунной небесной сфере образует с плоскостью эклиптики достаточно малый угол 1°32'. При этом эклиптическая широта светила будет практически равна его склонению в лунно-экваториальной системе координат.

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.

Планеты земной группы сравнительно невелики по размерам, а в их состав входят преимущественно тяжёлые химические элементы. Средняя плотность их вещества от 3,8 до 5,5 единиц, где за единицу принята плотность воды. Планеты-гиганты состоят из водорода, гелия и некоторых других газов, поэтому их средние плотности значительно ниже – от 0,7 до 1,6 единицы.

Поскольку разные планеты обращаются вокруг Солнца с различными угловыми скоростями, их взаимное расположение непрерывно изменяется, а вместе с тем меняются и условия видимости планет с Земли.

Плоскости планетных орбит близки к плоскости эклиптики. Поэтому в своих видимых перемещениях по небесной сфере они, хотя и отклоняются от линии эклиптики к северу или к югу, но эти отклонения невелики и не выводят планеты за пределы созвездий зодиака.

Эта особенность весьма облегчает поиск планет. Их не нужно искать всюду: достаточно лишь осмотреть область видимых в данный момент зодиакальных созвездий. Одни из планет могут наблюдаться вечером, другие ночью или под утро. Лучше искать не наугад, а воспользоваться хотя бы самыми скромными сведениями из обычного отрывного календаря: в нём приводятся данные о видимости планет на каждый месяц с указанием, когда, в каком созвездии и в какой части неба можно увидеть ту или иную планету.

Вообще же все необходимые сведения для наблюдения планет, как и многие другие полезные для астрономических наблюдений, содержатся в Астрономическом Календаре.

Астрономический Календарь, ежегодно издаваемый Главной редакцией физико-математической литературы издательства «Наука», является одним из основных пособий каждого любителя астрономии – всех тех, кому по роду своей деятельности необходимо обращаться к простейшим астрономическим расчётам: вычислению моментов восхода и захода Солнца, Луны, определению видимости Луны, планет, составлению программы различных астрономических наблюдений.

Астрономический Календарь был основан в 1895 г. Нижегородским кружком любителей физики и астрономии. В его издании участвовали многие выдающиеся учёные нашей страны. Помимо необходимых справочных сведений Календарь содержит также раздел, являющийся своеобразным отчётом о наиболее замечательных событиях в астрономической науке, о новых открытиях и исследованиях. Просматривая один за другим отдельные выпуски Астрономического Календаря, можно проследить всю историю советской астрономии.

Значительное место в Календаре уделяется юбилеям мировой и отечественной науки. В нём можно найти очерки о выдающихся астрономах мира, что делает это издание весьма ценным пособием для многочисленных пропагандистов астрономии.

Но основное содержание Астрономического Календаря – справочные сведения, включающие в себя эфемериды Солнца и Луны на каждый день, данные о видимости, движении и конфигурациях планет, описание всех происходящих в текущем году солнечных и лунных затмений, покрытиях звёзд и планет Луной, конфигурациях четырёх спутников Юпитера и двух спутников Сатурна, доступных наблюдению в любительские телескопы. Представляет интерес справочный раздел о кометах, астероидах, переменных звездах.

В Астрономическом Календаре даны подробные объяснения правил перевода моментов всемирного времени, по которому указаны все основные астрономические явления, в другие виды времени, употребляемые при расчётах: местное среднее солнечное время, поясное время, декретное время, эфемеридное время, местное звёздное время. Практически важным является раздел, объясняющий способы определения времени восхода, верхней кульминации и захода Солнца и Луны для любой географической широты.

Представляют интерес обзоры научной и научно-популярной литературы, необходимой для всех, кто имеет отношение к астрономическим наблюдениям и расчётам, ведет пропагандистскую работу в этой области.

Наряду с ежегодными выпусками Астрономического Календаря важное значение имеет так называемая «Постоянная часть» Календаря, регулярно переиздаваемая и содержащая теоретические сведения по всем разделам наблюдательной астрономии, а также описание решений ряда задач, связанных с проведением геодезических работ и другими отраслями практической астрономии.

Вернёмся, однако, к вопросу о перемещении планет на небесной сфере. При движении планет вокруг Солнца происходит то их взаимное сближение, то удаление. Положение, в котором нижняя планета оказывается в ближайшей к Земле точке своей орбиты, называется нижним соединением, а в наиболее удалённой точке – верхним соединением. Происхождение этих названий связано с тем, что для земного наблюдателя нижние планеты в эти моменты как бы «соединены» с Солнцем, так как находятся в одном с ним направлении. Только в первом случае планеты расположены «ниже», во втором – «выше» Солнца.

В моменты соединений нижние планеты недоступны для наблюдения. Лишь изредка во время нижних соединений они оказываются точно между Землей и Солнцем. Тогда астрономы получают возможность наблюдать их прохождение на фоне солнечного диска – происходит как бы миниатюрное затмение Солнца, разумеется, не видимое невооруженным глазом. Лишь в телескоп (через плотный светофильтр для поглощения яркого солнечного света) можно видеть, как маленькая точка планеты медленно, в течение нескольких часов, перемещается от одного края Солнца к другому. Хотя нижние соединения Меркурия повторяются через каждые 116 суток, из-за наклона плоскости орбиты Меркурия к плоскости эклиптики прохождение Меркурия по диску Солнца случается не слишком часто. Так, прохождение Меркурия наблюдалось 11 мая 1937 г., 11 ноября 1940 г., 14 ноября 1953 г., 6 мая 1957 г., 7 ноября 1960 г., 9 мая 1970 г. и последнее 10 ноября 1973 г.. Следующие прохождения Меркурия ожидаются 13 ноября 1986 г. и 6 ноября 1993 г. Кстати, вскоре после этого будет наблюдаться и ещё более редкое явление: прохождение Венеры по диску Солнца. Оно произойдет 7 июня 2004 г. (последний раз подобное явление имело место 6 декабря 1882 г.)

Плоскость орбиты Венеры наклонена к плоскости эклиптики на 3°24', и потому в нижних соединениях, повторяющихся через каждые 584 дня, Венера проходит ниже или выше Солнца. Увидеть прохождение Венеры по диску Солнца можно лишь два раза в столетие, причём промежуток между ними составляет восемь лет. Впервые такое прохождение наблюдалось астрономами Хорроксом и Кребтри близ Ливерпуля 4 декабря 1639 г. Следующее прохождение 5 июня 1761 г связано с весьма важным открытием, осуществлённым великим русским учёным М. В. Ломоносовым. Когда Венера вступила на край солнечного диска, вокруг неё появился светящийся ободок. Ломоносов совершенно правильно объяснил это явление наличием у Венеры атмосферы. Аналогичный эффект наблюдался и в момент последнего контакта, когда планета сходила с солнечного диска.

Следующее после 7 нюня 2004 г. прохождение Венеры но диску Солнца произойдет через восемь лет – 5 июня 2012 г. А затем это явление придётся ждать до 10 декабря 2117 г.!

Наиболее удобными для наблюдения внутренних планет периодами являются периоды так называемых элонгаций (от латинского слова «лонгус» – длинный), когда они находятся на наибольшем угловом расстоянии от линии «Земля – Солнце». Угол элонгации (восточной и западной) можно определить, проведя касательные из точки, в которой находится Земля, к орбитам внутренних планет. Величина этого угла может быть определена по формуле

sin α = R_пл R_З

где R_пл и R_З – соответственно расстояния от планеты до Солнца и от Земли до Солнца.

Для Меркурия угол элонгации изменяется в пределах от 18° до 28°, а для Венеры – от 45° до 48°.

Во время восточных элонгаций планету можно наблюдать по вечерам, а во время западных – по утрам. Благоприятным для наблюдения нижних планет являются те элонгации, при которых склонение планеты имеет большую положительную величину, чем склонение Солнца. Для восточных элонгаций это условие выполняется в период с декабря по май, а для западных– с августа по декабрь. В это время Меркурий можно наблюдать примерно на протяжении часа, а Венеру в течение 3—4 часов.

Для верхних планет, в частности, для Марса, наиболее благоприятными для наблюдений моментами являются так называемые противостояния, когда интересующая нас планета находится на одной прямой линии с Солнцем и Землей в противоположном направлении по отношению к Солнцу. Благодаря этому планета восходит одновременно с заходом Солнца и в течение всей ночи находится над горизонтом.

Противостояния Марса повторяются приблизительно через каждые два года и приходятся на разные месяцы. В это время Марс имеет отрицательное склонение и поэтому в средних северных широтах поднимается низко над горизонтом.

Через каждые 15—17 лет в период с 5 июля по 5 октября происходят великие противостояния Марса, когда расстояние до этой планеты сокращается до 56 млн. км. Так было, например, в 1877, 1892, 1909, 1924, 1939, 1956, 1971 гг. Именно в эти годы и были сделаны все основные открытия на Марсе, пока новые возможности изучения Марса не открыла космическая техника.

Правда, и теперь противостояния Марса не потеряли своего значения: именно в эти периоды создаются наиболее благоприятные условия для полётов к Марсу. Чтобы проиллюстрировать, насколько велика разница в расстояниях между Землей и Марсом во время различных положений этих планет, достаточно сказать, что в соединении с Солнцем (у верхних планет соединение только одно: когда планета находится за Солнцем) расстояние до Марса увеличивается более чем на 400 млн. км.

Для более далёких планет эта разница ощущается слабее: например, Юпитер в противостоянии удалён от Земли на 630 млн. км, в соединении – на 930 млн. км Сатурн в противостоянии – на 1276 млн. км, в соединении – на 1576 млн. км. Противостояния же ещё более далёких планет, Урана и Нептуна, фактически не дают наблюдателю никаких иных преимуществ, кроме того, что эти планеты остаются видимыми в течение всей ночи.

В эклиптической системе координат моментам соединений соответствует совпадение долготы Солнца и долготы данной планеты. Если же долготы различаются на 180°, то это означает, что наступило противостояние.

Все эти соображения остаются справедливыми (с соответствующими поправками на характер суточного вращения и наклон оси вращения к плоскости эклиптики) и для наблюдателя, расположенного на поверхности других планет. При этом нужно также учесть, что Земля является верхней планетой для Меркурия и Венеры и нижней для Марса.

При некотором навыке планеты нетрудно различать по их внешнему виду. Ещё древние наблюдатели заметили, что эти небесные светила непохожи одно на другое. Это обстоятельство нашло своё отражение в названиях планет. Уже в самих планетных именах содержится довольно полная характеристика каждой планеты.

Любопытно, что у планет существовали и другие имена, отличающиеся от современных. Но в конце концов сохранились наиболее удачные, лучше всего соответствующие их видимым особенностям.

Самая близкая к Солнцу планета – Меркурий. В Древнем Риме Меркурием называли бога торговли, бога хитрости. По совместительству он был также и богом воровства. Столь нелестное имя планета получила за то, что она словно боится показаться на глаза людям, почти всегда прячась в лучах утренней или вечерней зари. Коперник, в течение 30 лет наблюдавший планеты в условиях туманного климата Прибалтики, жаловался, что ему ни разу не удалось увидеть Меркурий. Подвижная, юркая планета кажется неуловимой. Люди тогда не могли объяснить, почему так происходит. Теперь известно – иначе и не может быть. Будучи ближайшей к Солнцу, планета Меркурий движется быстрее всех планет и на небесной сфере не удаляется от Солнца больше, чем на 28°. А это значит, что в условиях длительных летних сумерек Меркурий заметить невооруженным глазом практически невозможно. Лишь в южных районах страны, где Солнце заходит более «круто», есть ещё шансы обнаружить Меркурий у самого горизонта. При наибольших удалениях от Солнца можно попытаться наблюдать планету вечером вскоре после захода Солнца (при крайнем удалении к востоку) либо утром перед восходом Солнца (при таком же крайнем удалении к западу).

Несколько лучше условия видимости Меркурия весной (вечером) и осенью (утром), когда сумерки короче. Но если длительное время стоит пасмурная погода, то вероятность наблюдения Меркурия намного меньше: достаточно пропустить два-три дня, как планета уйдет в зону невидимости до следующего удобного положения.

Другое дело – планета Венера. После Солнца и Луны это самое яркое светило земного неба. Не заметить её невозможно: словно ослепительная красавица. Венера приковывает к себе всеобщее внимание. Подобно Меркурию она также появляется на небе лишь в вечернее или утреннее время, но вследствие большего удаления от Солнца остается видна значительно дольше: до трёх часов после захода или перед восходом Солнца. В максимуме блеска, достигающем —4,4 звёздной величины, Венера очень эффектна. На фоне тёмного неба она искрится как драгоценный камень, а иногда наблюдается даже днем. По свидетельству римского писатели Марка Теренция Варрона, Эней, совершавший путешествие из Трои в Италию, постоянно видел её на дневном небе. В 1716 г. жители Лондона сочли появление Венеры на дневном небе за чудо. Не менее были удивлены видом Венеры в полдень в 1730 г. столь же суеверные парижане. В конце XVII в. Венера умалила славу Наполеона, торжественно шествовавшего к праздничному обеду по улицам Парижа: толпы народа всё своё внимание уделили ярко сверкающей Венере, позабыв о прославленном полководце. Впрочем, услужливые льстецы тотчас же утешили его самолюбие, объявив светило звездой Наполеона.

За необычную яркость римляне назвали Венеру именем богини любви и красоты. Однако в народе на протяжении многих веков её называли просто утренней или вечерней звездой.

Марс из-за своего огненно-оранжевого цвета был назван именем римского бога войны. В старину Марс считался не только покровителем воинов и полководцев, но и парикмахеров, мясников, кузнецов, поваров – людей, имеющих дело с огнём или металлом.

Юпитер обращает на себя внимание золотистым блеском, а также неторопливым, спокойным движением среди звёзд. Это и дало повод римлянам назвать планету именем верховного бога Юпитера. Он как бы олицетворял богатство, власть и славу. При взгляде на эту красивую планету вы почувствуете, что и в самом деле в Юпитере есть что-то величественное.

Планета Сатурн – самая далёкая из всех планет, видимых невооруженным глазом. Ею заканчивался круг знаний о планетах у древних астрономов. Вследствие своей удалённости от Солнца Сатурн имеет весьма протяженную орбиту, по которой движется медленно, завершая полный оборот вокруг Солнца за 29,5 лет. Это значит, что полный круг по созвездиям Зодиака Сатурн проходит приблизительно за 30 лет, оставаясь «в гостях» у каждого из них более двух лет.

Хотя яркость Сатурна довольно велика, свет его кажется тусклым, холодным, напоминающим блеск свинца. Планета как бы олицетворяет медленное течение времени, символизируя вечность и связанные с нею мрачные атрибуты. Вот почему её назвали именем бога времени, судьбы и смерти.

Более далёкие планеты были открыты с помощью телескопов в последние 200 лет и также названы именами римских богов в силу возникшей с древности традиции. Уран, получивший имя бога неба, был открыт Вильямом Гершелем и его сестрой Каролиной в 1781 г.

Нептун был обнаружен в 1846 г. немецким астрономом Галле после того как его положение было предвычислено французским математиком Леверье и англичанином Адамсом. Планете было присвоено имя бога морей.

Положение последней из известных планет Солнечной системы, Плутона, также было предвычислено американским астрономом Ловеллом, но обнаружить Плутон удалось лишь после смерти Ловелла астроному Томбо. Об открытии этой планеты было сообщено в день рождения Ловелла 13 марта 1930 г. Фактически же она была открыта в январе 1930 г. Плутон – мифический бог подземного мира, но в названии планеты «зашифровано» имя и самого Персиваля Ловелла: первые две буквы являются инициалами этого учёного.