Текст книги "В звёздных лабиринтах: Ориентирование по небу"

Автор книги: Виктор Комаров

Соавторы: Борис Максимачев
сообщить о нарушении

Текущая страница: 4 (всего у книги 13 страниц)

Но для того, чтобы определить долготу, надо не только знать местное время в данной точке, но и местное время на начальном меридиане (всемирное время) или местное время другой точки, долгота которой известна (например, Москвы). Это условие можно обеспечить с помощью точных часов (хронометра), идущего но всемирному или московскому времени, или с помощью сигналов точного времени, передаваемых по радио в определённые часы суток.

В последние годы на морских судах стали устанавливать специальные электронно-часовые комплексы, главную часть которых составляют кварцевые часы-матка, ошибка хода которых не превосходит одной секунды в год. Кроме того, используются сигналы точного времени, передаваемые по радио и принимаемые на слух, что обеспечивает точность в пределах одной секунды, вполне достаточную для нужд обычного мореплавания.

Наибольшая точность в определении времени может быть достигнута путем приёма сигналов, специально передаваемых по радио в конце определённых часов суток особыми станциями на заранее фиксированных волнах. Каждый раз передаётся 180 сигналов – 60 подготовительных, 60 настроечных и 60 контрольных, по которым и осуществляется определение времени.

Определение местоположения

Выберем любую звезду S и соединим её прямой линией с центром Земли. Точка пересечения этой линии, которая является продолжением земного радиуса, с поверхностью Земли в навигационной астрономии называется полюсом освещения S_п данного светила (рис. 15). Из построения следует, что из своего полюса освещения любое светило наблюдается точно в зените.

Рис. 15. Полюс освещения.

Измерим зенитное расстояние звезды S. В мореходной астрономии измеряется высота светила. В этом случае зенитное расстояние z можно найти по формуле

z = 90° – h.

(12)

На рис. 15 MS₁ – направление на звезду S из точки наблюдения M. Благодаря удалённости наблюдаемой звезды линии MS₁ и OS можно считать практически параллельными. Отсюда следует, что

∠ ZMS' = ∠ ZOS

(ZM – отвесная линия). Иными словами, угловое расстояние точки M от полюса освещения S_п звезды S равно зенитному расстоянию этой звезды в точке M.

Опишем на глобусе окружность с центром в точке S_п, проходящую через точку M. Эта окружность получила название круга равных высот, или позиционного круга. Из построения следует, что во всех точках позиционного круга звезда S будет иметь одно и то же зенитное расстояние.

Выбрав другое околозенитное светило и повторив аналогичное построение, мы найдем ещё один позиционный круг, соответствующий этому светилу.

Одна из двух точек пересечения обоих позиционных кругов, нанесенных на глобус или карту, и будет точкой местоположения наблюдателя. Поскольку эти точки обычно оказываются на значительных расстояниях друг от друга, то выбор именно той из них, в которой действительно находится наблюдатель, как правило, особых трудностей не вызывает.

Для того чтобы построить позиционные круги на глобусе, необходимо определить широты и долготы полюсов освещения избранных звёзд.

Широты определяются по формуле (6); при этом склонение (δ) берётся из таблиц, а что касается долготы, то поскольку звезда S находится на меридиане для наблюдателя, расположенного в точке S_п, по формуле (9) или (10) можно определить звёздное время в этой точке (оно равно прямому восхождению звезды S, которое берётся из каталога), а затем вычислить и местное время. Разность всемирного времени и местного времени в полюсе освещения даёт долготу полюса освещённости.

Однако в чистом виде этот метод, получивший название метода равных высот, или метода Сомнера – Акимова, в мореплавании не применяется, так как для этого необходимы глобусы или карты больших размеров. Так, чтобы обеспечить точность, при которой 1 мм на карте равен 1 морской миле, необходим глобус диаметром 7,5 м или карта со стороной, равной 22 м.

В последние годы на флоте стал внедряться усовершенствованный метод определения местоположения по заранее подготовленным данным. Для этой цели на небесной сфере выбираются три звезды, расположенные по отношению друг к другу под углами, близкими к 120° и составляются таблицы на каждый час, позволяющие по измеренным высотам избранных звёзд путем расчёта соответствующих поправок быстро получать искомую точку на карте.

Однако и усовершенствованный метод Сомнера обладает существенным недостатком. Он требует довольно громоздких вычислений, которые обычно выполняются вручную. Так, определение местоположения по трем звёздам подобным способом у опытного наблюдателя даже при условии предварительной подготовки необходимых данных занимает от 30 до 40 минут.

Автоматизировать подсчёты по этому методу затруднительно. С развитием электронно-счетной техники был использован другой метод, который ещё в начале XVIII в. разработал Гаусс, но из-за большой сложности вычислений в то время не получил применении. Оказалось, что эти вычисления, в отличие от метода Сомнера, хорошо поддаются алгоритмированию.

Для облегчения навигационных расчетов в последние годы на судах вводится вычислительная техника. Применяются электронно-вычислительные машины, запрограммированные таким образом, что в них достаточно ввести лишь входные данные соответствующих угловых измерений и время наблюдения, чтобы через несколько секунд получить решение навигационной задачи.

Наиболее перспективным является осуществление морской и воздушной навигации с помощью искусственных спутников Земли.

Такая система, обладающая высокой степенью надёжности, позволяет с помощью специальной аппаратуры сразу получать все необходимые навигационные данные.

Дело в том, что современное мореплавание, когда на морских дорогах одновременно находится огромное количество судов, в том числе и весьма крупных (таких, например, как огромные пассажирские лайнеры, гигантские танкеры, крупнотоннажные нефтерудовозы и т.п.), предъявляет к точности судовождения все более жесткие требования. Любая навигационная ошибка может привести к тяжёлым последствиям.

По имеющимся данным ежегодно в результате навигационных ошибок из состава мирового торгового флота выбывают суда общим тоннажем около одного миллиона тонн. По характеру аварий – это в большинстве случаев посадки на мель из-за неверного определения местоположения судна и курса, а также столкновения.

Отклонения от курса отрицательно сказываются и на экономической эффективности морских перевозок. Подобные отклонения чаще всего возникают в тех районах мирового океана, где сеть береговых навигационных станций недостаточно насыщена, и когда неблагоприятные условия погоды препятствуют астронавигационным наблюдениям.

Выход из положения состоит в развитии системы спутниковой навигации, дающей возможность свести к минимуму ошибки в определении местоположения судов.

Одним из возможных вариантов подобной системы могут, например, явиться шесть специализированных спутников, движущихся по полярным орбитам, т.е. меридиональных направлениях. При такой системе каждая точка земной поверхности, как нетрудно видеть, будет периодически проходить под каждой из шести орбит. Иными словами, в течение суток она 12 раз пересечет проекции орбит спутников на земную поверхность. Каждый из спутников непрерывно передаёт сигналы о своем положении по отношению к Земле. Специальная аппаратура, устанавливаемая на морских судах, принимая эти сигналы и обрабатывая их с помощью электронных вычислительных устройств, будет выдавать на табло или ленту телетайпа сведения о широте, долготе, курсе, скорости движения и времени по Гринвичу.

Применение систем спутниковой навигации позволяет судам при дальних рейсах выдерживать курс с большой точностью.

За счёт точного судовождения сокращаются расстояния, преодолеваемые морскими судами, уменьшается расход топлива, а также потери ходового времени.

Навигационные спутники могут служить также и спутниками связи, значительно улучшающими возможности радиообмена между судами, а также между судами и береговыми пунктами.

В заключение необходимо отметить, что точность определения наземных координат, воздушных и движущихся объектов с помощью спутниковой навигации непосредственно зависит от того, насколько точно известны положения на орбитах навигационных искусственных спутников Земли.

Для решения этой задачи применяются лазерные локаторы. Метод лазерной локации состоит в том, что с наземной станции с помощью лазера в направлении космического аппарата, оснащенного уголковым отражателем, посылаются световые импульсы и с весьма высокой степенью точности, достигающей нескольких миллиардных долей секунды, регистрируются моменты посылки светового луча и возвращения отраженного сигнала.

Подобный способ позволяет определять расстояния протяженностью в тысячи километров с точностью до нескольких метров и даже долей метра. Это намного превосходит возможности траекторных измерений с помощью обычных радиотехнических средств.

Глава III ЗВЁЗДНЫЕ МАЯКИ

Астрономическое эсперанто

Как мы уже видели, многие навигационные задачи, решаемые с помощью небесных светил, требуют умения находить на небе определённые звёзды, знать, какую именно звезду мы наблюдаем в интересующей нас точке небесной сферы. И прежде всего возникает вопрос о единообразии названий различных космических объектов.

Наука по природе своей интернациональна. Её достижения и выводы рано или поздно становятся достижением всего человечества. (Другое дело, что использование научных достижений зависит от социального устройства общества.) Древнейшая из наук, астрономия, по своей сущности – одна из самых «международных» наук.

Но люди в разных странах говорят на разных языках. На разных языках публикуются и результаты научных исследований. Это обстоятельство неизбежно затрудняет обмен научной информацией. В наше время для преодоления языкового барьера предпринимаются титанические усилия; в частности, ведется успешная работа над решением проблемы машинного перевода. Но языковой барьер мешал людям и раньше. И на уровне своих возможностей они пытались преодолеть его и в прошлом.

Так сложилось исторически, что все культурные народы изучали историю Древнего Рима и грамматика почти всех европейских стран, в том числе и русская грамматика, во многом заимствована из латинской.

Этот язык был широко распространен около двух с половиной тысяч лет тому назад. В его основу лёг язык племени латинов, населявшего в начале первого тысячелетия до н.э. приморскую область Лациума, расположенную к югу от устья Тибра.

На латинском языке в период древней истории было создано немало замечательных художественных произведений и исторических хроник. Их авторами были Юлий Цезарь, Тит Ливий, Апулей, Гораций, Гесиод, Вергилий, Лукреций и другие выдающиеся писатели Древнего Рима. И хотя латинский язык в настоящее время обычно относят к числу «мертвых» языков – на нём уже не говорит ни один народ в мире, тем не менее его можно назвать одним из самых распространенных: ведь почти во всех европейских языках мы встречаем тысячи латинских слов и по-прежнему их широко употребляем. Неудивительно, что именно латинский язык в своё время был принят за основу международного языка эсперанто, число приверженцев которого исчисляется миллионами.

Латинский язык наряду с древнегреческим лежит в основе и всей современной научной терминологии. Химики во всем мире кислород называют «оксигениум», углерод – «карбоникум», железо – «фэррум», а медь—«купрум». Точно так же зоологи всюду понимают слово «цигнус» (лебедь), «лепус» (заяц), «элефант» (слон).

Спросите у ботаников, что такое «бэтуля», «уртика» или «фрагария» и в ответ услышите весьма знакомые слова – береза, крапива и земляника. В астрономии такими латинскими терминами являются слова «аберрация», «актинометрия», «альбедо», «алидада», «кульминация», «прецессия», «нутация» и сотни других. Созвездие Большой Медведицы носит звучное латинское название «Урса Майор», Волка – «Люпус», Ворона – «Корвус», Голубя – «Коломба» и т. д. И это правильно, потому что местные названия созвездий крайне разнообразны: до сих пор ещё кое-где в нашей стране созвездие Большой Медведицы называется «Давыдовой Колесницей», Плеяды – «Стожарами» или «Волосожа-рами», Кассиопея – «Косцами», Орион – «Граблями». В науке же очень важно единство терминологии, и поэтому на звёздных атласах, имеющих научное значение, созвездия обозначаются только на латинском языке.

Звёзды «в строю»

На первый взгляд может показаться, что число видимых звёзд неисчислимо велико. На самом деле это не так. Все видимые звёзды давным-давно сосчитаны, нанесены на звёздные карты, воспроизводятся с помощью аппаратов «планетарий». Их не так уж много: в ясную безлунную ночь можно увидеть всего около трёх тысяч звёзд. Но в течение одного вечера мы не можем увидеть все звёзды неба: ведь в разные времена года на небе сияют разные созвездия. И если мы учтём звёзды, видимые летом и осенью, в зимнее время и весной, да прибавим к ним никогда не видимые у нас звёзды южного полушария, то общее число звёзд, которые на всем небе доступны наблюдению невооруженным глазом, составит около девяти тысяч.

Прежде всего обращают на себя внимание яркие звёзды. Их немного – на всем небе не больше 30. Чем слабее звёзды, тем больше их разбросано по небосводу. Можно подумать, что яркие звёзды – ближайшие к нам. Но это не так.

Дело в том, что звёзды находятся на разных расстояниях от Земли и поэтому слабые, но близкие звёзды могут выглядеть более яркими, чем звёзды, излучающие больше света, но расположенные далеко.

Выберем для примера следующие четыре звезды: Солнце, Сириус, Вегу и Полярную. Они перечислены в порядке уменьшения блеска. Но если бы мы могли расположить эти светила на одинаковых расстояниях от Земли, нам пришлось бы произвести полную «переоценку ценностей». Вега перешла бы на первое место, Солнце – на последнее, а Сириус встал бы за Полярной.

Следовательно, для оценки истинной светимости звёзд необходимо учитывать расстояния до этих космических объектов.

В тех случаях, когда речь идёт о достаточно близких звёздах, задача определения расстояний астрономами может быть решена геометрическим способом. Подобным способом нередко пользуются геодезисты, когда в земных условиях возникает необходимость измерить расстояние до удалённого недоступного предмета. На местности откладывается отрезок – базис, длина которого измеряется с возможно большей точностью. Затем из конечных точек этого отрезка определяются направления на объект, расстояние до которого требуется измерить. Получается треугольник, в вершине которого находится интересующий геодезистов объект, а основанием является базис. Поскольку в этом треугольнике длина основания известна и известны два прилегающих к нему угла, то с помощью хорошо известных элементарных тригонометрических формул могут быть вычислены длины боковых сторон и определено искомое расстояние.

Для измерения расстояний до звёзд необходим достаточно большой базис. Таким базисом может служить поперечник земной орбиты.

Интересующая учёных звезда окажется в вершине равнобедренного треугольника. В таком треугольнике для решения поставленной задачи достаточно измерить только один угол – угол при вершине, который называется параллаксом.

И тут астрономы используют одно любопытное явление, с которым мы довольно часто сталкиваемся, но на которое обычно не обращаем особого внимания. Когда мы передвигаемся с места на место, то нам кажется, что более близкие предметы смещаются на фоне более далёких. Это смещение получило название параллактического.

С параллактическим смещением каждый может познакомиться буквально не сходя с места, например, глядя на карандаш в руке то одним глазом, то другим.

Благодаря движению Земли в мировом пространстве происходит параллактическое смещение близких небесных светил на фоне более далёких. Измеряя величину этого смещения, астрономы получают тригонометрический параллакс. Наилучшие современные инструменты позволяют измерять годичное параллактическое смещение в 0",01, что соответствует расстоянию в 30,86•10¹⁴ км. Таким путем были измерены расстояния до 6000 звёзд.

Первые попытки измерения звёздных параллаксов принадлежали ещё Копернику (1473—1543). Однако вследствие невысокой точности астрономических наблюдений того времени эти попытки остались безрезультатными. Впервые надёжное определение параллакса звезды – это была звезда Вега из созвездия Лиры – осуществил в 1837 г. профессор Василий Струве на обсерватории в Тарту. Независимо от него англичанин Гендерсон измерил параллакс самой близкой к нам после Солнца звезды α Центавра ⁵), а немецкий астроном Бессель вычислил расстояние до звезды 61 в созвездии Лебедя.

⁵На самом деле ещё ближе к нам её спутник – звезда «Проксима» (это название и означает «ближайшая»).

Расстояния эти оказались весьма велики. Даже самая близкая звезда находится от нас в 275 тысяч раз дальше, чем Солнце. И если свет от Солнца до Земли доходит всего за 8 минут 19 секунд, то от звезды α Центавра свет до Земли бежит 4 года 4 месяца 12 дней. Ещё более далёкой оказалась Вега из созвездия Лиры: она отстоит от нас на 27 световых лет. (Световым годом называется расстояние, которое свет проходит за 1 год. Световой год равен 9,463•10¹² км.)

С конца прошлого столетия параллаксы определяются главным образом фотографическим путем, что даёт более точные результаты. В настоящее время известны расстояния до нескольких десятков тысяч звёзд.

Однако геометрический метод позволяет определять расстояния лишь до наиболее близких к нам звёзд. Параллаксы более далёких звёзд настолько малы, что лежат за пределами точности современных измерительных приборов. В этом случае приходится применять другие методы определения расстояний. Один из них основан на том, что некоторые свойства светового излучения звёзд, принадлежащих к одному и тому же типу, зависят от их светимости, т.е. от того количества света, которое они излучают. Но зная светимость той или иной звезды и сравнив её с фактически наблюдаемым блеском этого объекта, можно оценить расстояние до него – ослабление блеска будет, очевидно, тем больше, чем дальше от Земли находится интересующий нас объект.

Особая задача – определение расстояний до звёздных островов – галактик и других объектов, расположенных за пределами нашей Галактики. Как известно, все галактики разлетаются в различных направлениях – мы живём в расширяющейся Вселенной. При этом, чем дальше находится от нас та или иная галактика, тем быстрее она движется. Таким образом, каждому расстоянию соответствует своя скорость удаления. Скорости же внегалактических объектов можно довольно точно определить путем спектрального анализа их излучения, по так называемому красному смещению. Применение этого метода позволяет современным астрономам определять, как далеко от нас расположены космические объекты вплоть до расстояний порядка десяти миллиардов световых лет.

Однако для ряда задач, связанных с изучением истории Вселенной, необходимо измерять скорости удаления галактик и расстояния до них независимыми способами.

Существуют разные методы определения расстояний до далёких галактик, но все они сложны и носят многоступенчатый характер. Последовательно определяются расстояния до ближайших звёзд, звёздных скоплений, затем до других галактик и так далее вплоть до скоплений галактик, участвующих в расширении Вселенной. Однако на каждом из этих шагов возможны ошибки, которые постепенно множатся и вносят в окончательный результат значительную неопределённость. Вместе с тем, в принципе, существует возможность прямого измерения расстояний до далёких космических объектов таким же способом, какой применяется для определения расстояний до ближайших звёзд. Но для этой целя необходимо располагать несколькими радиотелескопами, разнесенными на весьма значительные расстояния. Подобную задачу можно было бы решить с помощью 3—5 космических аппаратов, находящихся на расстоянии в несколько астрономических единиц друг от друга. Тогда появилась бы возможность измерять весьма малые углы. Это позволило бы с большой точностью определять расстояния до космических объектов, расположенных на огромных удалениях вплоть до границ наблюдаемой Вселенной.

Так как световые лучи распространяются в пространстве с конечной скоростью, то чем дальше от нас расположено то или иное небесное тело, тем в более далёком прошлом мы его наблюдаем.

Луну мы видим такой, какой она была секунду назад. Солнце – с опозданием на 8 минут 19 секунд, а Проксиму Центавра – на 4 года и 4 месяца. Таким образом, наблюдая небо, мы непосредственно заглядываем в прошлое Вселенной.

Если бы, скажем, хорошо знакомая всем Полярная звезда сегодня вообще перестала существовать, то мы, находясь на Земле, продолжали бы видеть эту фактически уже не существующую звезду ещё на протяжении 450 лет – как раз тот срок, который необходим световым лучам, чтобы преодолеть огромное расстояние, отделяющее Полярную звезду от нашей Солнечной системы.

Это, между прочим, единственный в нашей жизни случай, когда мы своими собственными глазами можем наблюдать события давным-давно минувших времен.

Если немного пофантазировать и представить себе, что мы мгновенно переместились, скажем, в район Полярной звезды и посмотрели на Землю в сверхмощный телескоп, с помощью которого можно разглядеть даже отдельного человека, то мы стали бы очевидцами событий, разыгравшихся 500 лет назад,– событий эпохи Леонардо да Винчи (1452—1519), Христофора Колумба (1451—1506), Эразма Роттердамского (1467—1536), а оказавшись рядом с ярким Денебом в созвездии Лебедя, мы заглянули бы в прошлое на 600 лет и могли бы стать очевидцами Куликовской битвы, Жакерии, казни Жанны д’Арк (1431).

Таким образом, каждая звезда, каждый космический объект, который мы видим,– это как бы одна из живых страниц истории Вселенной, непосредственный участник определённого этапа её развития.

Две тысячи лет назад Гиппарх (II в. до н. в.) предложил различать так называемые звёздные величины в зависимости от блеска той или иной звезды. Гиппарх назвал звёзды, обладающие наибольшим блеском (т. е. самые яркие), звёздами 1-й величины, а самые слабые – звёздами 6-й величины. При этом звёзды с промежуточным блеском были отнесены ко 2-й, 3-й, 4-й и 5-й величинам.

Впоследствии при определении относительного блеска различных звёзд более точными методами оказалось, что блеск звёзд двух соседних величин относится как 2,5 к 1. Другими словами, звезда, скажем, 4-й величины в 2,5 раза ярче, чем звезда 5-й величины.

Для того чтобы построить шкалу звёздных величин, надо выбрать некоторую точку отсчёта. Тогда звёздные величины остальных небесных светил можно определять по отношению к этому эталону. Это позволяет также распространять шкалу величин не только на звёзды, видимые невооруженным глазом, но и на слабые звёзды, доступные лишь телескопическим наблюдениям, а также на Солнце, Луну и планеты. При этом некоторые звёздные величины оказываются отрицательными. Звёздная величина Сириуса, например, равна —1,46, Луны в полнолуние —12,6, Солнца —26,7.

Блеск звезды, а значит, и звёздная величина зависят не только от действительного количества света, которое звезда излучает (светимость), но и от расстояния. Поэтому для оценки светимостей звёзд их сначала нужно отнести к одному расстоянию и только тогда сравнивать их между собой. За эталон расстояния для подобных сравнений астрономы условно приняли 10 парсек. Один парсек – это расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну секунду. Луч света преодолевает это расстояние за 3,259 года.

Звёздную величину светила, пересчитанную для расстояния в 10 парсек, астрономы называют абсолютной.

Космические ориентиры

Для целей ориентирования на небесной сфере выделены около 30 наиболее заметных звёзд, которые получили название навигационных (см. Приложение 2). Необходимо быстро и безошибочно, при различных условиях наблюдения, научиться находить навигационные звёзды.

Трудность состоит в том, что сами по себе многие звёзды по своему внешнему виду мало отличаются друг от друга, особенно в тех случаях, когда наблюдения ведутся невооруженным глазом или при помощи простых измерительных инструментов.

Задача значительно упростится, если принять во внимание, что интересующие нас звёзды входят в состав определённых созвездий. Здесь ещё раз необходимо подчеркнуть, что созвездия – это условные объединения звёзд, проектирующихся в сравнительно близкие точки небесной сферы. В действительности, звёзды, входящие в одно и то же созвездие, могут быть разделены весьма значительными расстояниями в пространстве. Но для навигационных задач это обстоятельство роли не играет. Объединения звёзд в созвездия облегчает отыскание нужных космических ориентиров. А это значит, что прежде всего необходимо научиться находить на небе различные созвездия. При этом мы не ставим задачу нахождения всех звёзд созвездия и его границ, которые могут быть весьма причудливыми.

И здесь весьма существенную помощь могут оказать всевозможные мифологические представления, которые наши предки связывали с фигурами тех или иных созвездий.

Земные истории на небе

Существует рассказ об одном чудаке, который удивлялся не тому, что учёным известны расстояния до светил и другие подробности их строения, а их названия...

Над этим, разумеется, можно только посмеяться, но если говорить серьезно, то в наименованиях небесных светил вообще очень мало небесного. Названия многих созвездий отражают не столько небесные, сколько земные события, а точнее – древние мифологические представления о подвигах и героях. Нередко целые группы созвездий объединяют героев одного и того же мифа. В иных случаях созвездия носят свои собственные, «независимые» имена. Что касается планет, то все они, кроме Земли, носят имена богов греческо-римской мифологии.

Звёздное небо по праву может считаться космическим отделом исторического музея: в названиях многих звёзд и созвездий сохранилась память о далёких временах истории человечества. Прислушайтесь к словам Цефей, Кассиопея, Андромеда – звучные, необычные, они мало о чём скажут человеку, незнакомому с греческой мифологией.

Чем же прославилась, например, чернокожая Андромеда, принцесса солнечной страны Эфиопии? Согласно одному из самых красивых древнегреческих мифов, когда-то в давние времена правил страной Эфиопией царь Цефей. Он, как мог, заботился о своем государстве. Но его супруга царица Кассиопея от нечего делать любила смотреться в зеркало, изготовленное из полированной бронзы, и любоваться своей красотой. Видимо, она и действительно была недурна собой, так как день ото дня росла её гордость. Сначала Кассиопея не находила себе равных среди первых красавиц столицы, а затем и во всем царстве.

– Я одна у тебя такая,– говорила она царю, потому что ей всегда казалось, что он недостаточно о ней заботится.

В конце концов Кассиопея захотела сравняться красотой уже не с людьми, а с самими богинями. Вышла она на берег моря и произнесла нарочно в полный голос:

– Подумаешь, морские нимфы! Волос длинный, а вместо кожи – рыбья чешуя. Куда как красиво!

Услышали это нимфы и обиделись. Как никак, их отцом был сам великий морской бог Посейдон. Пришли они к нему с жалобой – так, мол, и так,– за что мы должны терпеть подобное унижение?

Пожурил их сперва Посейдон. Недосуг ему было заниматься такими пустяками. Сказал он нимфам, что о вкусах не спорят и ничего страшного не случится, если каждый останется при своем мнении. Но дочерям это не понравилось.

– Мы нимфы или не нимфы? – громко воскликнули они и так разволновались, что все море покрылось мелкой зыбью.

Стар был Посейдон и поэтому уступчив. Знал, что дочери все равно его переспорят.

– Ладно, будь по-вашему!

Приказал позвать к себе Кита и повелел ему срочно навести порядок в Эфиопии. А тому только того и надо было – рад стараться. Подплыл Кит к песчаному пляжу и проглотил всех купальщиков, которые в этот момент на нём были. И повторил то же и на другой день, и на третий. Ужас объял Эфиопию.

Приуныли и Цефей с Кассиопеей. За отсутствием более подходящих советчиков обратился царь к гадателю – оракулу.

– Беда,– ответил тот.– Дорого обошлась Вам красота вашей супруги. Зря она решила соревноваться с нимфами,– они хоть и маленькие, но все-таки богини. Выход теперь один: придётся отдать в жертву Киту вашу единственную дочь – красавицу Андромеду.

Не стали перечить несчастные родители – верили: устами оракула говорят сами боги. Расплакались, попрощались с дочерью и приказали приковать Андромеду к прибрежным скалам.

Вспенилось море, вынырнул из него Кит, широко разинул пасть с острыми зубами. Вздрогнула прекрасная Андромеда, уронила голову, бессильно повиснув на цепях.

Но что это? Прошла минута, другая, третья, а она всё жива. Слышен только какой-то шум на море.

Подняла Андромеда голову и видит: вьётся над морем крылатый конь, крепко сидит на нём в седле прекрасный юноша. Ярко блестит меч в его руках.

Радостно забилось сердце девушки: ведь это Персей, непобедимый герой. Видит она, как достаёт он из-под седла чью-то голову. Не волосы на этой голове, а ядовитые змеи. Не видно только глаз головы – они направлены на Кита. Смолкает Кит, словно цепенеет. Ещё мгновение – и вот он превратился в мертвый камень. Кончилась битва: ведь взгляд чудовищной головы Медузы Горгоны способен превратить в камень всё живое. Подлетает Персей к Андромеде, ударами камня разбивает её оковы, сажает на коня и возвращает благодарным родителям. Веселый пир идёт во дворце Цефея и Кассиопеи: гости предлагают тост за жениха и невесту – Персея и Андромеду...

Посмотрите осенью на вечернее небо: вы обязательно увидите всех героев этой старинной сказки: и неяркого Цефея, и блистательную Кассиопею, и скованную цепями Андромеду, и мрачного Кита, и смелого Персея, и быстроногого крылатого коня Пегаса.

Любопытно, что в целом вся зта группа созвездий напоминает по своим очертаниям огромный ковш Большой Медведицы. Сам ковш образован четырьмя яркими звёздами, расположенными в виде квадрата: три из них принадлежат созвездию Пегаса – крылатому коню, на котором, если верить преданию, въезжали некогда на Олимп поэты. Верхняя левая звезда – Сирах, или Альфарет,– принадлежит созвездию Андромеды.

Чтобы увидеть созвездие Кита в средних широтах северного полушария, надо летом дождаться полуночи или пронаблюдать этот участок неба вечером в октябре—ноябре: в южной стороне неба вы найдёте это большое созвездие, составленное из двух треугольников обращенных вершинами вниз. Звёзды светят тускло и выглядят довольно мрачно. Это созвездие и есть то грозное чудовище, которое должно было позавтракать Андромедой.