ПРОСТЕЙШИЕ ЛЮБИТЕЛЬСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ СОЛНЕЧНОГО ЗАТМЕНИЯ

(В.А. Бронштэн и М.М. Дагаев)

Для наблюдений солнечных затмений астрономы используют хотя сравнительно небольшие по размерам, но часто дорогостоящие инструменты весьма сложной конструкции. Применение таких инструментов вызывается необходимостью исследования тонких эффектов, от которых зависит правильное решение специальных научных задач. Но это отнюдь не означает, что для наблюдений солнечных затмений обязательно требуются только сложные инструменты.

Среди общих задач наблюдений солнечных затмений имеется много таких, которые могут быть выполнены простейшими способами и средствами, вполне доступными любителям астрономии. Для выполнения таких наблюдений пригодны бинокли, небольшие школьные и самодельные телескопы, обычные фотокамеры, фотоэкспонометры, а также некоторые другие простейшие инструменты, которые без особых затруднений доступны изготовлению силами любителей астрономии, тем более, что в настоящее время многие из них обладают достаточными производственно-трудовыми навыками, приобретенными в средних школах, производственно-технических училищах, техникумах и институтах.  У кого есть возможность, конечно, могут использовать серьезные инструменты, которые в наше время имеются а продаже в большом количестве.

Приступая к наблюдения солнечного затмения, прежде всего нужно твердо запомнить, что вне затмения или при частных фазах затмения смотреть на Солнце без защиты глаз темными светофильтрами  категорически  запрещено! Это предупреждение особо относится к наблюдениям Солнца в оптические инструменты, так как пренебрежение им вызовет мгновенное и неизлечимое повреждение глаз. Поэтому перед объективом оптического инструмента нужно обязательно укрепить солнечный фильтр, чтобы глаза не ощущали раздражения солнечным светом. Даже при фазе солнечного затмения, равной 0,9, т. е. когда Луной закрыто 90% видимого диаметра Солнца, остается открытой 0,125 (одна восьмая) часть солнечного диска, и солнечный свет ослаблен всего лишь в 8—10 раз, что еще опасно для зрения, тем более что открытая часть имеет неослабленную поверхностную яркость. Без защиты глаз, в том числе в бинокль и в телескоп, можно смотреть на Солнце только во время полной фазы солнечного затмения, когда Солнце совсем закрыто Луной, а невооруженным глазом — и в непосредственной близости к этой фазе, когда незакрытая часть солнечного диска имеет вид настолько узкого, еле заметного серпа, что его свет уже не раздражает глаз.

Во время солнечного затмения возможны самые разнообразные наблюдения, выполнение которых одному наблюдателю непосильно. Поэтому лучше всего проводить наблюдения солнечного затмения коллективами, состоящими из 12—15 наблюдателей, каждый из которых выполняет одну строго определенную задачу. Конечно, численность коллектива может быть и иной, но тогда и круг задач должен быть изменен в ту или иную сторону. Безусловно, не все виды наблюдений окажутся одинаково интересными для наблюдателей, но тем не менее и их необходимо провести, помня, что наука требует жертв.

При разработке программы коллективных наблюдений прежде всего следует выяснить обстоятельства солнечного затмения в местности, где будут проводиться наблюдения. Если в данной местности будет происходить полное солнечное затмение, то программа наблюдений может быть весьма обширной. При частном солнечном затмении программа наблюдений, конечно, незначительна.

               При распределении обязанностей среди наблюдателей необходимо помнить, что в процессе наблюдений полного солнечного затмения в высшей степени важно отмечать моменты времени происходящих явлений. Пока солнечное затмение протекает при небольших фазах,  отметки    времени    самими     наблюдателями   не вызывают затруднений, так как наблюдения проводятся через интервалы времени в несколько минут. Но вблизи полной фазы затмения и в течение нее наблюдатели ведут наблюдения непрерывно и следить за часами они не в состоянии. Поэтому необходимо назначить специального счетчика времени, который, все время следя за часами, обязан громко отсчитывать моменты времени. При частных фазах затмения счетчик объявляет число минут, оставшихся до начала полного затмения, сначала через интервалы в 5 мин (например: «До начала осталось 40 минут, 35 минут, 30 минут, ...» и так далее. Но за пять минут до начала полной фазы затмения, счет объявляется уже через каждую минуту (5 минут, 4 минуты, 3 минуты, 2 минуты), а за одну минуту до полной фазы — через каждую секунду (60, 59, 58 и т. д.). В момент начала полного затмения счетчик объявляет «ноль», далее отсчитывает секунды в порядке их возрастания и прекращает секундный счет лишь через одну минуту после окончания полной фазы затмения.

Для счета времени, пригодны любые часы с отсчетом секунд или секундомер. Часы должны быть дважды выверены по радиосигналам точного времени, один раз до начала частного затмения и второй раз после его окончания. Различие показаний часов от моментов точного времени записывается в журнал наблюдений.

Во время солнечного затмения большинство наблюдателей выполняет свои обязанности по объявляемым счетчиком моментам времени. Но имеются и такие виды наблюдений (например, наблюдения движения лунной тени. ее границ, бегущих теней), когда более удобен отдельный счет времени. В этих случаях полезно к каждому наблюдателю придать помощника-секретаря, который про себя ведет счет времени и краткие записи под диктовку наблюдателя. Вблизи полной фазы   затмения

и на ее протяжении моменты времени следует отмечать с наибольшей возможной точностью, лучше всего с точностью до 1 секунды.

Солнечное затмение может происходить в различных метеорологических условиях, и крайне важно отмечать эти условия в журнале наблюдений, например, наличие легких облаков, дымки, резкого ветра и т. д. Желательны и непрерывные метеорологические наблюдения, если имеются даже простейшие метеорологические приборы.

Для успешного проведения наблюдений полного солнечного затмения, безусловно, необходимы, еще за 10— 12 дней до него, многократные тренировки наблюдателей совместно со счетчиком моментов времени, с тем, чтобы под его громкий счет четко отработать все действия, которые придется осуществлять на протяжении затмения.

Наблюдения частных фаз солнечного затмения но представляют интереса, разве что только можно попытаться отметить с точностью до 1 секунды моменты внешних контактов лунного диска с солнечным в самом начале и в самом конце затмения. Поэтому вне полосы полной фазы можно выполнить только эти наблюдения, а в промежутке между ними следить за изменением формы солнечного серпа, т. е. незакрытой Луной частью солнечного диска. Эти наблюдения можно проводить в бинокль или небольшой телескоп, объективы которых защищены темными светофильтрами.  Но лучше       всего     для    наблюдений   солнечных   серпов использовать белый экран, укрепленный на окулярном конце телескопа. Это позволит вести наблюдения сразу нескольким наблюдателям одновременно и в то же время гарантирует их полную безопасность. Если нет часового привода, то в  процессе наблюдений трубу телескопа следует медленно поворачивать за Солнцем, которое из-за суточного вращения Земли все время смещается к западу.

В полосе полной фазы такие наблюдения тоже возможны, а определение моментов внутренних контактов, т. е. моментов начала и окончания полного затмения, крайне желательно. Но для повышения точности определения моментов внутренних контактов наблюдать их лучше непосредственно в бинокль, а еще лучше отметить по секундомеру моменты наступления темноты и ее окончания.

Наиболее простыми наблюдениями, которые могут быть выполнены даже начинающими любителями астрономии, являются определение моментов времени появления на небе ярких звезд и планет непосредственно перед началом полного солнечного затмения и в течение него, а также исчезновения тех же светил после окончания полной фазы затмения. Такие наблюдения желательно провести как невооруженным глазом, так и в бинокль в трех участках неба: в окрестностях Солнца, вокруг Полярной звезды и в области зенита. Для этого необходимо по звездному атласу А. А. Михайлова или любому другом атласу изучить взаимное расположение ярких звезд в указанных участках неба. Обычно во время полного солнечного затмения на небе появляются только яркие светила 1 звездной величины, а иногда и 2 звездной величины, но в бинокль могут быть видны звезды и до 3m.

Во время полного солнечного затмения 29 марта 2006 года Солнце будет находиться в созвездии Рыб. Яркие светила, видимые невооруженным глазом в окрестностях Солнца во время полной фазы солнечного затмения, показаны на схеме,

АстроКА – Солнечное затмение 29 марта 2006 года  67

а сведения о них содержатся в таблице. В этой таблице даны звездные величины светил и для планет даны экваториальные координаты, прямое восхождение α и склонение δ на 15 часов 29 марта по московскому времени; для звезд - эпоха 2000.0.

Светило               α                δ             m
Марс             05h 20m 53.9s    +24°51’06.1”      +1,2   Сатурн           08h 27m 42.8s    +19°52’38.9”      +0,3
Меркурий         23h 00m 56.1s    -06°30’53.3”      +0,9
Сириус            6h45m08.729s    -16°43.0678'      -1,44
Бетельгейзе       5h55m10.314s    +07°24.4246'      +0,57
Ригель            5h14m32.272s    -08°12.0985'      +0,28
Процион           7h39m17.880s    +05°13.4143'      +0,40
Капелла           5h16m41.394s    +45°59.8442'      +0,08
Альдебаран        4h35m55.260s    +16°30.5425'      +0,99
Вега             18h36m56.421s    +38 47.0452'      +0,03

Эти сведения помогут не только быстро найти светила на небе, но и использовать их для гидирования (т. е. перемещения по светилу, принятому за ориентир) трубы телескопа при фотографировании узких солнечных серпов и солнечной короны.

Полезно заранее составить аналогичные карты взаимного расположения ярких звезд до 2m (при наблюдениях невооруженным глазом) и до 3m (при наблюдениях в бинокль) в районе Полярной звезды и в области зенита. На разных участках полосы полной фазы в области зенита будут видны: на Кавказе — созвездие Персея; в Восточном Казахстане и Алтайском крае — созвездие Возничего. На составленных картах необходимо перенумеровать звезды и во время наблюдений отмечать моменты их появления и исчезновения.

Буквально за 2—3 секунды до наступления полной фазы затмения, когда на Солнце уже можно смотреть невооруженным глазом, на его левом краю, окончательно закрываемом Луной, вспыхивают светлые точки, разделенные темными промежутками. Это просвечивает сквозь долины и ущелья между лунными горами край солнечного диска. Цепочка таких светлых точек называется четками Бэйли, по имени первого их наблюдателя. Интересно отметить момент появления и продолжительность видимости четок Бэйли в начале и при окончании полного затмения (уже на правом краю Солнца),

К наиболее простым относятся и метеорологические наблюдения. Здесь полезно выполнить комплекс наблюдений изменения температуры воздуха, атмосферного давления, скорости и направления ветра в различные моменты затмения. Полезно иметь минимальный термометр, фиксирующий наименьшую температуру воздуха. Атмосферное давление можно измерять обычным барометром-анероидом, скорость ветра — анемометром или ветромерной дощечкой, а его направление определять по флюгеру. Метеорологические наблюдения следует начинать примерно за 5 мин до начала полной фазы затмения и заканчивать через 5 мин после ее окончания, проводя отсчеты показаний приборов через каждую минуту. Во время полной фазы, начиная с момента ее наступления, отсчеты проводятся через каждые 15—20 секунд. Еще лучше,  если показания  приборов  будут   фиксироваться самописцами. К простым наблюдениям относится и самое обычное фотографирование пленочным фотоаппаратом ландшафта местности при больших фазах солнечного затмения, начиная с фазы 0,9. Естественно, что последовательные снимки следует производить на отдельных кадрах, рассчитав их число .таким образом, чтобы заряженной пленки хватило и для фотографирования после окончания полного затмения. Главное условие — это совершенно одинаковая продолжительность экспозиции всех снимков, но при этом, конечно, придется менять отверстие диафрагмы объектива, фиксируя ее значение в различные моменты времени. Поэтому подбор диафрагм необходимо провести заранее, за несколько дней до затмения, фотографируя "ландшафт при солнечном освещении и в сумерки.

В сельской местности интересно провести небольшие биологические наблюдения за поведением домашних животных и птиц во время затмения. Бывали случаи, когда обманутые внезапно наступившей темнотой некоторые животные впадали в панику, а другие спокойно направлялись в свои загоны на ночлег. Последующие рекомендуемые наблюдения требуют несколько больше навыков и более тщательной тренировки.

Наблюдения бегущих теней. В течение нескольких десятков секунд до и после полной фазы затмения иногда наблюдаются бегущие тени в виде чередующихся волнистых светлых и томных полос, особенно хорошо заметных на белом фоне. Это явление связано с неоднородностями и колебаниями слоев воздуха, сквозь которые проходит узкий пучок лучей от тонкого солнечного серпа. Для наблюдений бегущих теней можно использовать белую стену здания, обращенную к Солнцу, или расстеленную на земле белую простыню, в нескольких местах прижатую камнями, чтобы возможные порывы ветра не сорвали ее. Задачи наблюдателей состоят в определении направления движения бегущих теней, расстояния между темными полосами и их ширины, а также скорости их движения. Проще всего предварительно изготовить две тонкие деревянные планки, длиною в 1 м каждая, или воспользоваться двумя школьными классными линейками, и в момент появления бегущих теней непосредственно перед самым полным затмением быстро положить одну из них на простыню в направлении их движения. Вторую планку (линейку) расположить по движению теней после окончания полной фазы затмения. Один наблюдатель укладывает планки, а два или три других обязаны сосчитать число темных и светлых полос, одновременно укладывающихся на длине планки, и отметить интервал времени, за который одна темная полоса пробегает по планке, а также запомнить цветовые оттенки теней, если они появятся. Можно попытаться сфотографировать бегущие тени на высокочувствительную фотопленку с очень малой экспозицией, хотя это и не всегда удается из-за их значительной скорости. Более эффективной была бы киносъемка бегущих теней на высокочувствительную кинопленку.

Определение границ лунной тени. Эти простые по выполнению наблюдения имеют серьезное значение для уточнения теории движения Луны. Они проводятся несколькими группами, состоящими из 5—12 наблюдателей, причем каждая группа подразделяется на звенья из 1—2 человек. Пункты наблюдений, предназначенные для каждого звена, располагаются в местностях, находящихся вблизи границы полосы полной фазы, что нетрудно наметить по карте солнечного затмения и по его обстоятельствам, приведенным в таблицах обстоятельств затмения. Если имеется возможность,    то  полезно     заранее      установить       связь       между      группами наблюдателей, собирающимися проводить наблюдения вблизи обеих границ полосы полной фазы, чтобы разработать план совместных наблюдений.

Пункты наблюдений для каждого звена одной группы предпочтительнее выбрать на ровной местности и расположить их вдоль прямой линии, перпендикулярной к границе лунной тени, с таким расчетом, чтобы по крайней мере три пункта оказались в полосе полного затмения, а два других — вне ее. При пяти звеньях взаимные расстояния между пунктами наблюдений выбираются около 1 км, чтобы наиболее удаленные от границы лунной тени пункты отстояли от нее примерно в 2 км вне и в 3 км внутри полосы полной фазы. При большем числе звеньев (что крайне желательно) взаимные расстояния между ними полезно сократить до 500 м. Весьма вероятно, что один из пунктов окажется на самой границе тени. Вдоль этой границы группы наблюдателей располагаются на взаимных расстояниях около 5 км. Так как при определении положения границ лунной тени необходимо знать с большой точностью географические координаты пунктов наблюдений, то для того, чтобы их в дальнейшем можно было вычислить, для каждого пункта необходимо составить план его расположения на местности, с указанием на нем расстояний (в метрах) до нескольких ближайших постоянных ориентиров (здание, одинокое дерево, вышка и т. д.).

Задача наблюдателей сводится к регистрации вида затмения, т. е. было ли оно в пункте наблюдений частным с большой фазой или полным. При полном затмении необходимо зарегистрировать его продолжительность в секундах, для чего лучше всего воспользоваться секундомером, пустив его в ход в момент начала затмения и остановив в момент его окончания. При отсутствии секундомера можно предварительно натренироваться в счете секунд по часам с секундной стрелкой. Тогда в момент начала полного затмения следует произнести слово «ноль», а затем последовательно отсчитывать секунды до окончания полной фазы затмения.

Безусловно, чем больше будет привлечено наблюдателей к этому виду наблюдений, тем точнее получатся результаты, и поэтому желательно, чтобы каждое звено состояло из двух независимых наблюдателей, каждый из которых ведет записи самостоятельно, без консультаций со своим партнером..

Наблюдения солнечной короны. При полной фазе затмения хорошо видна солнечная корона, но при особенно ясном небе она может появиться около правого (западного) края Солнца, закрытого Луной, за 10—20 секунд до начала полной фазы. Нужно отметить момент появления короны, ее форму, цвет и протяженность, выраженную в диаметрах солнечного или лунного диска. Если удастся, то желательно фиксировать моменты времени   (по    восприятию    их    громкого   счета выделенным для этой цели наблюдателем-счетчиком), в которые видимые размеры появляющейся солнечной короны будут увеличиваться в размерах, отмечая также сами размеры. Аналогичные наблюдения следует провести и по окончании полной фазы затмения, но уже около левого края Солнца, отмечая моменты постепенного исчезновения короны. При полном солнечном затмении нужно оцепить протяженность солнечной короны и попытаться схематически зарисовать ее общую форму и наиболее яркие и протяженные лучи, обращая внимание на уплотнения и сгустки в них, завитки и искривления лучей. Для этого лучше всего заранее заготовить шаблон: на листе плотной бумаги, укрепленной на картоне или фанере, нарисовать черный диск диаметром 4—5 см и концентрично вокруг него еще две-три прерывистые окружности (последнюю — радиусом в 15—16 см), а также их диаметры, под углом в

30° друг к другу. Такой шаблон поможет быстро набросать основные контуры и лучи короны, их наиболее заметные уплотнения и особенности. Остальные подробности наносятся на рисунок по памяти, уже после исчезновения короны. Необходимо обратить внимание на цвет короны или ее отдельных частей и лучей, описывая его словами. Это существенно потому, что встречаются различные оценки цвета короны, от серебристо-белого до зеленоватого.

Наблюдения солнечной короны в бинокль или небольшой телескоп позволяют заметить в ней тонкие детали, незаметные невооруженному глазу, и проследить отдельные корональные лучи на значительных расстояниях от Солнца. При наблюдениях в телескоп нужно использовать окуляр с наименьшим увеличением, чтобы поле зрения было достаточно велико, и, кроме того, помнить, что телескоп дает перевернутое изображение.

Если в хромосфере Солнца видны красновато-розовые выступы — протуберанцы, то их тоже следует показать на рисунке, по возможности в принятом масштабе. Наблюдатели, обладающие художественными способностями, могут выполнить рисунок солнечной короны в красках, но цвета нужно изобразить как можно точнее. Полезно нанести на рисунок и положение звезд или планет, видимых вблизи Солнца.

Но если имеется возможность, то желательно сфотографировать солнечную корону как на обычной, так и на цветной фотопленке или на пластинках разной чувствительности, с выдержками примерно от 1 до 20 с, чтобы получить несколько фотографий различных участков короны. Однократное фотографирование короны не позволяет изучить распределение яркости в пей, так как при коротких экспозициях внешняя, менее яркая зона короны на негативе не проявится, а при длительных экспозициях внутренняя, более яркая зона короны получится передержанной. Естественно, что для более чувствительных фотоэмульсий требуются меньшие экспозиции, чем для менее чувствительных.

Следует сказать, что подготовка к фотографированию и сам процесс фотографирования солнечной короны требует особой тщательности и предварительной многократной тренировки, так как полная фаза солнечного затмения длится очень короткий интервал времени, за который должны быть выполнены все полагающиеся операции. Достаточно отметить, что полная фаза предстоящего     солнечного     затмения     даже      на    его центральной линии будет  продолжаться 2 - 3 минуты. Поэтому все действия наблюдателей должны быть четко отработаны и доведены до автоматизма.

По окончании солнечного затмения все экспонированные фотопленки, видеоматериалы или кадры CCD-камеры должны быть пронумерованы в последовательности их использования. Номера проставляются простым карандашом на слое эмульсии в верхнем углу фотопленки. Соответствующие номера вносятся в журнал наблюдений с указанием момента начала экспозиции, ее продолжительности и сорта фотоэмульсии.

Длительность экспозиций должна быть обязательно заранее определена но фотографированию Луны в фазе, близкой к первой четверти. Конечно, фотографирование Луны должно проводиться той же фотокамерой и на том же сорте фотоэмульсии, которые будут использованы при фотографировании солнечной короны во время полного затмения. Длительность экспозиции, при которой изображение Луны на негативе получится нормальным (т. е. не передержанным и не блеклым) принимается за исходную, а при фотографировании солнечной короны сначала уменьшается на 1 с, но затем, при последующих экспозициях, постепенно увеличивается через интервалы, зависящие от продолжительности полной фазы затмения. Так, например, если полная фаза длится около 120 с, а фотографирование короны ведется на фотопленке высокой чувствительности, то, с учетом времени на протяжку фотопленки (для смены кадров), можно применить экспозиции длительностью в 1, 2, 4, 8, 12, 16 и 20 с. Если же используются фотопластинки разной чувствительности, то первые снимки можно сделать с выдержками в 1, 2, 4 и 8 с (на высокочувствительной фотоэмульсии), а последующие — с увеличением выдержки до 20 с (на фотоэмульсии средней чувствительности). Впрочем, длительность экспозиции зависит еще и от светосилы фотокамеры, а возможное число снимков — и от тренировки наблюдателя, насколько быстро он сумеет менять кадры фотопленки или кассеты с фотопластинками.

При фотографировании солнечной короны на цветную фотопленку необходимо обеспечить контроль цветов, передаваемых фотопленкой. Для этого через 10—12 минут после окончания полной фазы затмения нужно на отдельный кадр той же фотопленки заснять белый экран (лист белой чертежной бумаги, белая простыня), освещенный Солнцем. Конечно, при этом придется уменьшить диафрагму фотокамеры и резко сократить продолжительность экспозиции, что любителям фотографии хорошо известно. Все это должно быть записано в журнале наблюдений.

Техника фотографирования солнечной короны зависит от имеющегося у наблюдателей соответствующего оборудования. Известно, что линейные размеры фотографического изображения небесных объектов на негативе прямо пропорциональны фокусному расстоянию Р объектива фотокамеры и, в частности, у изображений   Солнца  и  Луны  линейный  диаметр

Следовательно, фотографировать солнечную корону короткофокусными пленочными фотокамерами с фокусным расстоянием в 50 мм и даже в 100 мм не имеет смысла, так как у изображения Луны, покрывающей Солнце, линейный диаметр получится в пределах от 0,5 мм до 1 мм, а изображение солнечной короны протянется па расстояние в несколько миллиметров. Но если кто-то удовлетворится и такими снимками, то следует использовать высокочувствительную фотопленку, а фотокамеру отфокусировать по удаленным предметам и укрепить ее на штативе, достаточно высоком, чтобы можно было быстро навести ее  на Солнце в самом начале полного затмения. Крепление камеры должно быть настолько надежным, чтобы она не вибрировала во время экспозиций и даже при протяжке пленки. Длительность экспозиции не должна превышать 6 с, иначе изображение солнечной короны окажется размазанным.

При наличии небольшого телескопа, хотя бы и самодельного, с фокусным расстоянием порядка 600—1000 мм, малогабаритные пленочные фотокамеры могут быть использованы более эффективно. Для этого нужно вынуть из фотокамеры объектив, а из телескопа — окуляр и на его место прикрепить к телескопу фотокамеру. Тогда объективом фотокамеры будет служить объектив телескопа. В зависимости от фокусного расстояния этого объектива диаметр изображения Луня на фотопленке получится от 5 до 9 мм. Конечно, далекие лучи солнечной короны могут не уместиться в пределах фотокадра, но близкие к диску Солнца ее участки зафиксируются уверенно.

Чтобы безошибочно наводить телескоп с фотокамерой на солнечную корону, необходимо предварительно на его тубусе (трубе) установить небольшую оптическую трубку (с объективом и окуляром), которая служит искателем. В окуляре искателя полезно натянуть крест из тонких нитей или волосков. Оптические оси искателя и телескопа должны быть параллельны между собою. Для осуществления этого телескоп с окуляром наводится на удаленный неподвижный земной предмет, который улавливается и в искатель. Небольшим перемещением телескопа и искателя необходимо добиться, чтобы предмет был виден в центре поля зрения того и другого, и тогда искатель прочно закрепляется на тубусе. Теперь, всякий раз при наведении телескопа на какой-либо удаленный объект, можно пользоваться искателем: если объект виден в центре поля зрения искателя, то он находится и виоле зрения инструмента. В крайнем случае искатель можно заменить простым визиром, но, конечно, точность наведения телескопа с камерой при этом снизится.

Крепление фотокамеры к выдвижной окулярной части телескопа осуществляется различными способами, зависящими от возможностей любителя. Лучше всего приобрести или изготовить небольшую по размерам переходную металлическую трубку, на одном конце которой нарезать резьбу для ввертывания ее в фотокамеру. Другим концом переходная трубка плотно насаживается на выдвижную окулярную часть телескопа. Из-за различия диаметров окулярной части телескопа и отверстия с нарезкой фотокамеры, переходную трубку часто приходится изготовлять ступенчатой, состоящей из нескольких кольцевых звеньев. Главное — это обеспечить светонепроницаемость переходной трубки, чтобы в нее не попадал посторонний свет.

Переходная трубка изготовляется такой длины, чтобы фотопленка, находящаяся в камере, отстояла от объектива телескопа на ее фокусном расстоянии. После укрепления фотокамеры на телескопе проводится ее фокусировка ,по яркой звезде первой, а лучше второй звездной величины. С помощью искателя телескоп с камерой наводится на звезду и оставляется неподвижным. Фотографирование звезды проводится несколько раз при различных фиксируемых (и отмечаемых в журнале) положениях выдвижной окулярной части телескопа с фотокамерой. Продолжительность каждой экспозиции — около 40 с с перерывами по 20 с, но последняя экспозиция либо удлиняется до 80 с, либо проводится при слегка сдвинутом телескопе, чтобы на негативе можно было установить последовательность экспозиций. На проявленной и отфиксированной фотопленке проработается прерывистая линия, звенья которой имеют различную ширину. Пленка рассматривается сквозь лупу. Наиболее узкое и резкое звено означает наилучшую фокусировку фотокамеры. Соответствующее этой фокусировке положение выдвижной окулярной части телескопа  отождествляется по отметкам на ней и по записям в журнале, проводимым в процессе фотографирования звезды.  С этой фокусировкой и следует фотографировать солнечную корону во время полного солнечного затмения.

Необходимо иметь в виду, что фотографирование солнечной короны при неподвижном телескопе возможно только с выдержкой, не превышающей 1 с. При более длительных экспозициях необходимо медленно и плавно поворачивать тубус телескопа с камерой за суточным движением затмившегося Солнца, все время удерживая его изображение в центре поля зрения искателя. Такой процесс плавного поворота инструмента с одновременным слежением за светилом называется гидированием. Навыки в гидировании вырабатываются при систематических наблюдениях в телескоп звезд и планет. Грубое наведение телескопа с камерой на Солнце перед полным затмением весьма просто осуществить по тени телескопа. Один наблюдатель держит за окулярным концом телескопа белый экран (лист картона, покрытый белой бумагой), а второй поворачивает тубус телескопа и следит за его тенью на экране. Когда телескоп будет наведен на Солнце, тень на экране станет наименьшей и симметричной. После этого для более точного наведения используется искатель, предварительно прикрытый темным светофильтром. При полной фазе затмения светофильтр с искателя снимается.

Наиболее рационально фотографировать солнечную корону фотокамерой, объектив которой имеет фокусное расстояние 40—50 см и дает в фокальной плоскости изображение Солнца диаметром в 4—5 мм. Такую фотокамеру нетрудно изготовить в виде ящика из толстой фанеры, выкрасив ее внутри черной матовой краской и оклеив снаружи черной бумагой для обеспечения светонепроницаемости. В передней стенке ящика прорезается круглое отверстие для прикрепляемого к ней объектива, а на задней стенке устанавливаются закраины (салазки) из тонких металлических полосок, в которые вставляется кассета с фотопластинкой.   К камере нужно подобрать 6—8 однотипных кассет, которые понадобятся при фотографировании солнечной короны. Размеры кассет зависят от применяемых фотопластинок, имеющихся в наличии. Все подобранные кассеты перенумеровываются. Перед затмением они заряжаются фотопластинками и укладываются стопкой, в порядке номеров, рядом с наблюдателем.

Такой фотокамерой необходимо фотографировать солнечную корону с различными выдержками, от 1 до 20 с. .Но при всех выдержках свыше 1 с камеру нужно поворачивать в направлении суточного движения Солнца. В лучшем случае этого можно достичь укреплением камеры на тубусе телескопа средних размеров (диаметром в 10— 13 см), установленном на параллактической (экваториальной) монтировке. Сам телескоп будет служить гидом, наблюдая в который и плавно поворачивая тубус одним ведущим ключом, следует удерживать солнечную корону в центре поля зрения телескопа, что особенно удобно при использовании окуляра с натянутыми в нем тонкими нитями. Конечно, время от времени приходится иногда подправлять гидирование другим ключом. При таком способе гидирования необходимо заканчивать фотографирование солнечной короны не менее чем за 5 с до вычисленного момента окончания полной фазы затмения, так как первый же солнечный луч, появившийся из-за края Луны, может повредить глаза.

В принципе гидировать телескоп или фотокамеру точнее можно по одной из ярких планет, но во время этого солнечного затмения планеты расположены слишком далеко от Солнца, что затрудняет их использование. Впрочем, наблюдатели, владеющие основами астрометрии, могут вычислить разность экваториальных координат Солнца и одной из планет на момент середины затмения и по этим разностям заранее установить гид под определенным углом к оптической оси фотокамеры; тогда гидирование можно осуществлять по планете.

Если подходящего телескопа на экваториальной монтировке не имеется, то для гидирования камеры нетрудно изготовить установку, изображенную ниже. Доска А укрепляется неподвижно на опорной горизонтальной доске F так, чтобы она образовывала с нею угол  90° — φ (где φ — географическая широта местности) и была направлена точно на точку юга (установка в меридиане). Тогда плоскость доски будет перпендикулярной к оси мира. Угол наклона обеспечивается двумя прочными стойками (или вертикальной доской) Е, а неподвижность— грузом, положенным на опорную горизонтальную доску F. На наклонную доску А накладывается доска В, имеющая форму сектора круга (в 30—40°) и скрепляется с ней болтом a, вокруг которого она может поворачиваться. Обе доски (А и В) должны быть чисто выструганы, а дугу сектора В следует тщательно отшлифовать напильником и обтянуть резиной. По середине сектора В наносится тонкая прямая линия, которая при среднем положении сектора направлена на юг. Фотокамера С прочно крепится к небольшой ровно выструганной дощечке таким образом, чтобы оптическая ось камеры образовала с плоскостью дощечки угол, равный склонению Солнца в день затмения, т. е. угол в 3°22’, причем объектив камеры приподнят кверху на этот угол. Затем эта дощечка вместе с фотокамерой накладывается на сектор В и привинчивается к нему одним шурупом с таким расчетом, чтобы она могла поворачиваться вокруг него со       значительным      трением,     предохраняющим       камеру           от самопроизвольного поворота. Место для крепления шурупа выбирается на средней линии сектора В так, чтобы при повороте дощечки с фотокамерой вокруг него она не задевала за движущий механизм.

Движущий механизм состоит из червячного винта b с рукояткой, сцепленного с зубчатым колесом с, на ось которого насажен валик и, тоже обтянутый резиной и плотно прилегающий к дуге сектора В. При плавном вращении рукоятки червячного винта сектор В вместе с фотокамерой медленно поворачивается по часовой стрелке. В этом необходимо потренироваться по наблюдениям звезд в искатель (небольшую оптическую трубку) камеры, который устанавливается на верхней стенке камеры параллельно ее оптической оси. В фокальной плоскости окуляра искателя полезно натянуть крест из тонких нитей или волосков.

Весьма существенно правильно установить фотокамеру в направлении на Солнце, которое в разных местах полосы полной фазы будет в середине затмения занимать различное положение относительно небесного меридиана, в плоскости которого располагается установка с камерой (прямая линия на секторе В направлена на юг). За несколько минут до начала полного затмения нужно направить фотокамеру на Солнце, поворачивая ее вокруг крепящего шурупа и следя в искатель, закрытый темным светофильтром. После этого, медленно вращая ручку червячного винта, нужно все время держать Солнце в поле зрения искателя, лучше всего на кресте нитей. В момент начала полного солнечного затмения светофильтр с искателя снимается. Перерывы между экспозициями осуществляются картонной крышкой, надеваемой на объектив. Если имеется телескоп средней силы, а камера легкая, то можно убрать ее объектив и присоединить ее непосредственно к телескопу. Первичная фокусировка фотокамер может быть проведена днем по изображению удаленных предметов на матовом стекле, вставленном в фотокамеру вместо кассеты, а более точная — по фотографированию звезд при неподвижной установке.

При фотографировании солнечной короны весьма существенна правильная ориентировка фотопластинок (или фотопленки). Для этого еще до затмения необходимо направить всю установку для фотографирования точно к югу и расположить кассету так, чтобы ее верхний и нижний края были строго горизонтальны. Проверка может быть выполнена с помощью отвеса. При таком положении следует пометить па каждой кассете ее   верхний  и  нижний  края  и    при фотографировании солнечной короны вкладывать кассеты в фотокамеру точно так же, по этим меткам.

Если имеется возможность создать несколько установок для фотографирования солнечной короны, то полезно провести изучение спектрального состава света, излучаемого ею, или, как принято говорить в астрономии, провести колориметрию короны (от латинского color — цвет, окраска). Для этого фотографирование ведется сквозь стеклянные или пленочные светофильтры, помещаемые, как правило, между объективом и фотопластинкой (фотопленкой), ближе к последней, ибо тогда дефекты материала светофильтра окажут меньшее влияние на изображение короны в целом и лишь в отдельных местах вызовут небольшие искажения. Ставить светофильтр перед объективом можно лишь в том случае, если он изготовлен из очень хорошо отшлифованного оптического стекла высокого качества. Прежде всего следует применить желтый и синий светофильтры, а при возможности — красный и зеленый.

Нужно помнить, что поставленный между объективом и фотоэмульсией светофильтр отдаляет резкое изображение от объектива примерно па 2/3 своей толщины. Применение различных светофильтров при большом фокусном расстоянии объектива может потребовать различной фокусировки фотокамеры отдельно для каждого светофильттра. Помимо этого, к каждому светофильтру требуется подбор фотоэмульсий, наиболее чувствительных к световым лучам, пропускаемым светофильтром, а также подбор длительности экспозиций, устанавливаемой, как об этом уже было сказано, фотографированием Луны.

Фотографирование солнечной короны с длительными экспозициями проводится пе менее, чем тремя наблюдателями, один из которых гидирует (ведет) инструмент, второй меняет кассеты (не забывая своевременно их открывать н закрывать), а третий открывает и закрывает крышкой (пли затвором) объектив фотокамеры. Все эти операции выполняются наблюдателями в определенные заранее намеченные моменты времени, воспринимаемые па слух по их громкому счету, который ведет специально назначенный наблюдатель.

Если имеется возможность приобрести фотопластинки низкой чувствительности, например, диапозитивные, то можно рекомендовать, помимо солнечной короны, фотографирование солнечных серпов, начиная минут за 20 до полной фазы затмения и заканчивая через 20 минут после ее окончания. Но для этого следует задиафрагмировать объектив фотокамеры и применять кратковременные экспозиции, измеряемые сотыми долями секунды. Впрочем, если установить перед объективом подходящий нейтральный светофильтр достаточной плотности и высокого качества, то длительность экспозиции может быть увеличена до 1 с. Она подбирается заранее по фотографированию Солнца, Интервалы между экспозициями могут составлять 4—5 мин.

Фотометрия солнечной короны. Процесс изучения распределения яркости в солнечной короне называется ее фотометрией. Если наблюдатель имеет желание изучить распределение яркости в солнечной короне, то его задача значительно усложняется. Фотографические снимки, предназначенные для фотометрических исследований, требуют калибровки. Это значит, что, помимо фотоснимка короны, нужно получить фотометрическую шкалу    (шкалу       яркости),    которая   позволит перевести почернения на фотоснимке в яркости, выраженные хотя бы в относительных единицах.

Если же имеется в виду определение абсолютной яркости деталей короны, выраженной в физических единицах яркости, то, кроме фотометрической шкалы, необходимо иметь еще засветки от источника света с известной яркостью, т. е. стандартизировать фотоснимок.

Стандартизация фотоснимков проводится обычно по Солнцу на следующий день после солнечного затмения, при той же высоте Солнца, па какой оно было во время полного затмения. Для ослабления солнечного света в строго определенном отношении чаще всего применяют белый экран с известным коэффициентом отражения. Схемы стандартизационных приспособлений для камер различного размера изображены на рисунке ниже.

Калибровка фотоснимков может быть осуществлена трубчатым фотометром, изготовить который не представляет затруднений. Он состоит из ряда параллельных трубок длиной около 80 мм и внутренним диаметром 12— 14 мм, укрепленных в общей оправе. Верхние концы трубок закрыты диафрагмами различного диаметра. Диафрагмы просверливаются в тонкой почерненной жести или в латунной пластинке. Края отверстий должны быть ровными, без зазубрин. Диаметры диафрагм удобно выбрать в геометрической прогрессии, например: 1,0; 1,4; 2,0; 2,8; 4,0; 5,6; 8,0 мм. Нижние концы трубок закрыты зачерненной металлической пластинкой с диафрагмами одинакового диаметра (около 2—3 мм). В середине каждой трубки полезно вставить еще по диафрагме с таким диаметром, чтобы она свободно пропускала пучок световых лучей от внешней диафрагмы. Внутренние поверхности всех трубок необходимо      вычернить     матовой     краской. К  нижней   пластинке с 78 АстроКА – Солнечное затмение 29 марта 2006 года диафрагмами, должна плотно прилегать рамка для кассеты с фотопластинкой (фотопленкой).Можно обойтись и без трубок, а изготовить деревянный ящик той же высоты в 80 мм, вставив в него вместо верхней и нижней крышек две металлические пластинки с просверленными в них диафрагмами (различного диаметра в верхней и

одинакового в нижней пластинке). Внутри ящика вставляются промежуточные диафрагмы и вертикальные перегородки, отделяющие отверстия друг от друга. Все внутренние детали фотометра покрываются черной матовой краской.

Стандартизация и калибровка должны проводиться на фотопластинке, взятой

непременно из той же коробки, что и фотопластинка, на которой сфотографирована солнечная корона. Еще лучше брать фотопластинки большего размера, чем кассета, н от них отрезать части, которые затем использовать для калибровки и стандартизации. При этих операциях длительность экспозиций должна быть по возможности одинаковой. Если фотоснимки солнечной короны получены сквозь светофильтры, то эти же светофильтры применяются при стандартизации и калибровке. Источником света при калибровке может служить небо, равномерно затянутое облаками, или белая бумага, освещенная Солнцем. Калибровочные и стандартизованные фотопластинки обязательно нумеруются на эмульсии простым карандашом, и их

номера проставляются в журнале с указанием сорта эмульсии и номера соответствующего им фотоснимка (негатива) солнечной короны.

Калибровочные и стандартизационные .фотопластинки обрабатываются обязательно

одновременно и в общей ванночке со снимками короны, к которым они относятся. При использовании панхроматических и изохроматических фотопластинок (фотопленок) не следует забывать, что они чувствительны и к красным лучам, а поэтому все работы с, ними в лаборатории (зарядка, разрядка, упаковка, обработка) можно производить только в полной темноте.

Определение интегрального блеска солнечной короны. Интегральная (т.е. общая, или суммарная) яркость солнечной короны меняется от затмения к затмению, и поэтому весьма желательно ее определение. Интегральную яркость солнечной короны правильнее называть ее интегральным (общим) блеском.

Интегральный блеск солнечной короны может быть измерен как визуальными, так и фотографическими методами. Наиболее простой фотографический метод предусматривает использование обычных короткофокусных пленочных фотокамер, легко превращаемых в фотографический фотометр. Для этого вместо объектива  к  фотокамере  прилаживается  металлическая  или  толстостенная картонная трубка длиной около 150 мм. На ее переднем конце должна быть плотная крышка с отверстием 10 мм в диаметре. Внутри трубка окрашивается черной матовой краской и в нее, на равных расстояниях, вставляются еще две-три вычерненные диафрагмы диаметром 7—8 мм. У самой нижней диафрагмы, почти примыкающей к фотопленке, диаметр 4—5 мм. Во время полной фазы затмения эта камера направляется на затмившееся Солнца.

Для учета рассеянного света неба две точно такие же фотокамеры с аналогичными трубками направляются на участки неба, расположенные на той же высоте, что и Солнце, но в 10° по обе стороны от него. Во всех трех камерах применяется одинаковая высокочувствительная фотопленка, желательно изопанхроматическая. Экспозиции на всех трех камерах должны проводиться одновременно и выдержки должны быть совершенно одинаковыми, последовательно от 5 до 10 с. Поэтому открывание и закрывание трубок крышками (или затворов фотокамер) проводится по сигналам наблюдателя, громко отсчитывающего моменты времени.

Чтобы правильно навести эти фотометры па солнечную корону и соседние участки неба, лучше всего смонтировать их на одной доске. Центральная камера, предназначенная для фотометрии короны, крепится строго вертикально, а две другие — по обе стороны от нее и под углом в 10° к вертикали. К этой же доске прикрепляется на стойке простой визир, ось которого параллельна оптической оси средней камеры. Этот визир поможет навести камеры на фотометрируемые объекты. Вся установка должна иметь возможность слегка поворачиваться в вертикальной и горизонтальной плоскостях и закрепляться в нужном положении. Полезно заранее вычислить высоту и азимут Солнца в Вашем пункте на компьютере в середине затмения и закрепить всю установку в этом направлении.

Тем любителям астрономии, кто знаком с монтажом простейших фотоэлементов и обращением с ними, можно рекомендовать заменить фотокамеры однотипными фотоэлементами или даже фотоэкспонометрами, приспособив к ним такие же трубки для защиты от постороннего света. Фотометрия осуществляется по показаниям регистрирующих приборов.

Процедура фотографической фотометрии значительно упрощается, если применить простой корональный трехтрубчатый фотометр, один из вариантов которых был разработай В. В. Шароновым и затем усовершенствован В. А. Бронштэном и М. М. Дагаевым. Этот фотометр удобен тем, что обслуживается одним наблюдателем. Схема фотометра показана на рисунке ниже. Он представляет собой

металлическую коробку а, укрепленную на металлическом или пластмассовом основании, в салазках е которого перемещается (от руки) фанерный подкассетник с кассетой 9 Х 12 см. Внутри коробки а помещаются три латунные трубки с, через которые свет падает на фотопластинку. Трубки фотометра имеют длину 120 мм и внутренний диаметр 10 мм, так что каждая воспринимает свет от площадки диаметром около 5° и площадью примерно в 20 квадратных градусов. Трубки внутри вычернены и в них вставлено по три диафрагмы диаметром от 8 до 6 мм. В продольном неглубоком вырезе нижней поверхности основания вложена и укреплена винтами тонкая вычерненная металлическая пластина с тремя отверстиями диаметром 3 мм, располагающимися под трубками. Затвор и фотометра изготовлен из плоской пластинки с отверстиями диаметром 12 мм. Он движется в рамке, укрепленной на крышке фотометра. При необходимости светофильтры вкладываются в картонную или металлическую крышечку с прямоугольным окном, которая надевается на фотометр сверху, над затвором. Внешняя поверхность фотометра окрашивается белой или серебряной краской.

Фотометр укрепляется на доске, как и камеры, его центральная трубка направляется на солнечную корону н получает свет от нее и от участков неба вокруг Солнца. Боковые же трубки получают только свет, рассеиваемый атмосферой. Поскольку в пределах 8—10° от Солнца яркость неба практически одинакова, можно считать ее рной яркости участков неба, непосредственно окружающих корону. Определяя освещенность от неба по данным боковых трубок и вычитая эту величину из показания центральной трубки, можно оценить интегральный блеск солнечной короны. Конечно, предпочтительнее заранее прочно установить фотометр в направлении на Солнце по вычисленным для него значениям азимута и высоты.

Визуальная фотометрия солнечной короны может быть проведена любым, даже самым простым люксметром, который окажется в распоряжении наблюдателя. Схемы и конструкции люксметров различны и с ними можно ознакомиться по приложенному к прибору описанию. Но только необходимо ограничить входное окно люксметра трубкой с диафрагмами, подобной той, какая рекомендована для фотометрии солнечной короны малыми пленочными фотокамерами. Трубка прикрывается колпачком с отверстием, закрытым матовым или молочным стеклом, а если это необходимо, то под стекло закладывается светофильтр. Люксметр укрепляется на удобном штативе, позволяющем направлять прибор    на   солнечную корону или иной участок неба, что облегчается установкой на приборе хотя бы простого визира.

Для учета действия рассеянного атмосферой солнечного света люксметр направляется на участки неба, расположенные на высоте Солнца в 10° от него по обе стороны, и проводится минимум по два отсчета в начале, середине и конце полной фазы затмения. При наличии нескольких однотипных люксметров их можно использовать с различными светофильтрами. Как бы ни были люксметры однотипны, все же их показания необходимо сравнить между собой по одновременным наблюдениям без светофильтров одного и того же участка неба в сумерки. Осуществление визуальной фотометрии солнечной короны люксметром требует нескольких наблюдателей, каждый из которых выполняет строго определенные ограниченные функции.

Коль скоро приемное устройство люксметра изменено установкой на нем трубки, то для получения уверенных значений интегрального блеска солнечной короны необходимо люксметр заново проградуировать. При невозможности выполнить это в лаборатории, нужно измерить таким люксметром (с трубкой) блеск Луны в полнолунии и в других ее фазах, отмечая моменты времени с точностью до 5 мин.

Определение коэффициента прозрачности атмосферы. Для учета поглощения света солнечной короны в земной атмосфере необходимо определить коэффициент поглощения атмосферы в день солнечного затмения. Этой цели служит один из фотографических фотометрических приборов, входная трубка которого защищается нейтральным (темным) светофильтром с известным коэффициентом пропускания. Подходящий нейтральный светофильтр подбирается задолго до солнечного затмения по засветкам непосредственно от Солнца на тех же фотоэмульсиях, которые предназначены для фотометрии солнечной короны. Засветки проводятся при разной высоте Солнца над горизонтом, от наименьшей до наибольшей, каждый раз с экспозициями различной длительности, но повторяющимися в той же последовательности. В результате выбирается экспозиция такой длительности, при которой изображения засветок на фотоэмульсии не передержаны и в то же время хорошо заметно различие в степени их почернения. С этой экспозицией и с подобранным нейтральным светофильтром проводится определение коэффициента прозрачности атмосферы в день солнечного затмения.

В этот день на том же фотометре засветки от Солнца экспонируются через каждые 30 мин на протяжении всего интервала времени от восхода до захода Солнца, за исключением времени полного солнечного затмения. Безусловно, в западных участках полосы полной фазы, где полное солнечное затмение произойдет рано утром при восходе Солнца или вскоре после его восхода, не все такие наблюдения могут быть выполнены, но по окончании затмения необходимо довести их до конца. В тех местностях, где это возможно, следует получить одну засветку при наивысшем положении Солнца над горизонтом.

Если, начиная с частной фазы 0,50 перед полным солнечным затмением (и до фазы 0,50 после его окончания), выполнять такие операции через каждые 5 мин, отмечая моменты  времени  с  точностью  до  5  с,  то  эти   же     наблюдения      дадут возможность изучить ослабление солнечного света при разных фазах затмения и тем самым уточнить закон потемнения солнечного диска к его краю.

Изучение распределения яркости по небу и в заревом кольце. В полосе полного солнечного затмения освещенность небесного свода создается не рассеянием прямых лучей Солнца, а многократным рассеянием света, приходящего извне конуса лунной тени, от тех слоев воздуха, которые расположены в зоне лунной полутени и освещаются солнечными лучами частично затмившегося Солнца. У самого горизонта возникает красновато-розовое заревое кольцо. Наблюдения распределения яркости по небу и в заревом кольце позволяют получить некоторые сведения о рассеивающих свойствах атмосферы, а кроме того, они необходимы как вспомогательные, если в той же местности проводятся исследования яркости солнечной короны.

Для изучения распределения яркости по небу можно, конечно, использовать обычные фотопленочные камеры или фотоэкспонометры с фотоэлементами. Однако это трудно осуществимо, так как, во-первых, при необходимости изучения яркости в различных участках неба требуется от 20 до 25 однотипных фотокамер или фотоэкспонометров и столько же наблюдателей, а, во-вторых, все операции во время наблюдений должны проводиться строго одновременно (синхронно), что часто бывает затруднительно. Поэтому для этой цели лучше всего изготовить и применить очень простой прибор — трубчатый фотометр академика В. Г. Фесенкова.

Разрез фотометра Фесенкова показан на рисунке ниже. В прямоугольной деревянной коробке монтируются 25 трубок, из которых одна направлена вертикально (в зенит), восемь — под углом к вертикали в 30° (через 45° по азимуту), восемь — под углом в 45° и восемь — под углом в 60°. У всех трубок диаметры внешних отверстий равны 1 см, а их длина 12 см. Внутри них имеются диафрагмы для устранения рассеяния света от стенок. Внизу коробки прикреплена тонкая металлическая пластинка с 25 отверстиями диаметром в 1 мм, просверленными под теми же углами, под которыми установлены трубки, и расположенными под ними. К этой пластинке плотно прилегает плоская кассета с фотографической пластинкой размерами не менее 9 Х 12 см. Кассета вкладывается в плоский фанерный подкассетник с длинной ручкой и может перемещаться в уголковых салазках, прикрепленных к нижней стороне фотометра. Перемещая по салазкам подкассетник с кассетой, можно на протяжении полной фазы солнечного затмения получить на фотопластинке от трех до пяти экспозиций. Внутренняя поверхность трубок, металлическая пластина с отверстиями и подкассетник окрашиваются черной матовой краской, чтобы не было отражения света.

Рассеянный свет от участков неба, на которые направлены трубки, проходит сквозь них и отверстия в металлической пластине и при каждой экспозиции создает на фотопластинке по 25 маленьких засветок различной плотности. Перерывы в экспозициях осуществляются картонной коробкой, накидываемой на все трубки фотометра. Однако такой способ перекрытия создает неодновременность и неравенство в экспозициях для разных трубок фотометра.

От этого недостатка свободен фотометр Фесенкова, усовершенствованный М. М. Дагаевым. Этот вариант фотометра более сложен в изготовлении, но, как показывает опыт, вполне может быть сделан в небольших мастерских.        Его разрез изображен вторым на рисунке. Фотометр состоит из металлического полого сферического сегмента и, укрепленного на металлическом кольце, которое установлено на пластмассовом круглом основании. Латунные трубки (их 25) расположены между сферическим сегментом а и пластмассовым основанием с и закреплены в них своими концами, что обеспечивает прочность прибора и предохраняет его от случайных поломок.

Наиболее подходящие размеры деталей фотометра следующие: у металлического кольца наружный диаметр 365 мм и толщина 5—8 мм; у пластмассового основания с диаметр 365 мм и толщина 20 мм; радиус кривизны сферического сегмента равен 250 мм и толщина около 2—3 мм; у латунных трубок и длина 105 мм, наружный диаметр 12 мм и внутренний диаметр 10 мм. В каждую трубку вставлены три диафрагмы на равных взаимных расстояниях; у верхней диафрагмы диаметр 8 мм, у средней — 6 мм и у нижней — 4 мм.

В пластмассовом основании просверливается 25 сквозных двухступенчатых каналов: центральный канал просверлен вертикально, а оси остальных отклонены от вертикали под углами 30, 45 и 60° и расположены симметрично относительно центрального канала, через 45° по азимуту. Ступени каналов имеют диаметры 12 мм (большая ступень) и 5 мм (меньшая ступень). В этом же основании протачивается сплошная круглая выточка глубиной в 1 мм, в которую вкладывается плоский металлический круг  такой же толщины с калиброванными отверстиями диаметром в 1 мм (радиус    r  =  0,5  мм),    просверленными    под  теми же углами, что и каналы в пластмассовом основании. Центральное калиброванное отверстие имеет круглую форму, а остальные — эллиптическую. У центрального отверстия площадь S = πr², а у остальных S = πr² *sec i, где i — угол наклона оси канала к вертикали. Это следует иметь в виду при обработке наблюдений.

Нижними концами трубки вставляются в двухступенчатые каналы основания, а верхними —  двухступенчатые отверстия сферического сегмента , просверленные в нем под теми же углами в 30°, 45 и 60° к вертикали; диаметры ступеней этих отверстий равны 12 мм и 10 мм, чтобы обеспечить надежное крепление трубок в сегменте.

К нижней стороне основания привертываются уголковые салазки для перемещения в них фанерного подкассетника. Затвором при экспонировании служит другой сферический сегмент, в котором просверливается 25 отверстий диаметром 12 мм, расположенных подобно отверстиям сферического сегмента. Этот затвор перемещается по сферическому сегменту а в небольших пределах для перекрытия его отверстий. Ручка, прикрепленная к затвору, позволяет быстро и резко его перемещать, обеспечивая одинаковую длительность экспозиции для всех трубок фотометра.

Все внутренние детали фотометра, отверстия затвора, металлическая пластина и подкассотник окрашиваются черной матовой краской. При работе с любым из вариантов фотометра Фесенкова кассета с фотопластинкой вкладывается в подкассетник, который затем полностью вдвигается в салазки и только после этого открывается крышка кассеты. При использовании фотопластинок размерами 9 Х 12 см подкассетник после каждой экспозиции перемещается на 5 мм (при получении трех засветок) или на 3 мм (при четырех засветках). При иных размерах фотометра, отличающихся от описанных, и фотопластинок этот сдвиг необходимо рассчитать или подобрать опытным путем, чтобы засветки не накладывались друг на друга. Контроль перемещения подкассетника осуществляется по миллиметровой шкале, нанесенной или наклеенной на ручку подкассетника. Так как на каждой фотопластинке можно получить только три-четыре экспозиции, то необходимо к каждому подкассетнпку заранее подобрать и зарядить 4—5 кассет, которые могут понадобиться для бесперебойной работы фотометра во время солнечного затмения.

Наблюдения с фотометром проводятся как в течение полного, так и во время частного затмения, но при его фазе не менее 0,8. Длительность экспозиции зависит от применяемого сорта фотопластинок и подбирается заранее: для частного затмения — по засветке от дневного неба, а для полного затмения — по окончании сумерек, когда на небе проступают лишь яркие звезды первой-второй звездной величины. Как правило, при полном затмении длительность экспозиций близка к 5 секундам.

При подготовке программы наблюдений и последовательности операций с фотометром необходимо обязательно знать моменты контактов полного солнечного затмения, чтобы рассчитать моменты начала экспозиций. Во время частного затмения желательны экспозиции за 8, 5, 3, 1,5 и 0,5 минуты до второго контакта и через те же интервалы после третьего контакта. Число экспозиций на протяжении полной фазы затмения зависит от ее продолжительности.

За несколько дней до затмения фотометр укрепляется на столбе высотой 1,5—2 м, установленном на открытом месте. Желательно ориентировать фотометр таким образом, чтобы один ряд его трубок был направлен примерно по движению лунной тени. Это направление находится по карте затмения и определяется углом между центральной линией полосы полной фазы и местным меридианом, приближенное положение которого легко найти по компасу.

Если имеется возможность использовать несколько фотометров Фесенкова, то интересно провести на них наблюдения с различными светофильтрами, в первую очередь с желтым и синим, для чего необходимо заложить светофильтры под трубками фотометра на металлическую пластину с отверстиями. Наиболее удобны для этого пленочные светофильтры. Такие наблюдения позволят изучить не только яркость, но и цвет участков неба. Длительность экспозиции при различных светофильтрах подбирается также заранее по дневному и сумеречному небу. Однако при полной фазе затмения найденная для синего светофильтра длительность экспозиции должна быть уменьшена примерно на 2 с, а для желтого светофильтра на столько же увеличена.

Наблюдения яркости заревого кольца интересно провести в местностях, расположенных в стороне от центральной линии затмения и даже вблизи границ полосы полного затмения, причем не только внутри, но и вне полосы. Правда, в этом последнем случае не далее 5 км от границы. Для этой цели можно использовать короткофокусные пленочные фотокамеры, расположив их веером в плоскости горизонта, равномерно во всех направлениях, на открытой местности. Наблюдения сводятся к фотографированию участков заревого кольца через равные промежутки времени, так же как и при фотометрии неба. Степень диафрагмирования объектива и длительность экспозиции, в зависимости от применяемой панхроматической фотопленки, подбирается заранее фотографированием зари красного цвета после захода Солнца. Чтобы посторонний рассеянный свет не попадал в объектив фотокамеры, нужно насадить на него полый цилиндр, изготовленный из картона и вычерненный внутри. Найденную продолжительность экспозиции следует при фотометрии .заревого кольца увеличить в два раза. Каждая экспозиция проводится на новом кадре. Можно для этой же цели приспособить несколько однотипных фотоэкспонометров или фотоэлементов, защитив их входные отверстия от постороннего света полыми трубками.