На северо-западном краю Чёрного Озера (кратера Платон) лежит небольшой ударный кратер. До недавнего времени он считался сателлитом, с названием Платон А. Но в 2000 году Международный астрономический союз (МАС) переименовал его, назвав в честь английского королевского астронома Натаниэля Блисса (1700—1764), одного из основателей Гринвичской обсерватории.

Кратер Блисс (Bliss) лежит в материковой гористой местности между Морем Дождей (Mare Imbrium) на юге и Морем Холода (Mare Frigoris) на севере. Кратер имеет чашеобразную форму с небольшим участком плоского дна. Высота вала над окружающей местностью составляет 780 м, объем кратера приблизительно 240 км³. Глубина кратера достигает 2,8 км, то есть он глубже своего большого соседа Платона (Plato) на целый километр! И хотя многовато для 23-километрового кратера, всё-таки это не считается аномалией.

Судя по состоянию стен, кратер Блисс – древнее образование. Террасирование отсутствует, центрального пика также нет, внешний вал сильно разрушен. Дно кратера покрыто небольшими кратерами. Недалеко от Блисса в прямых лучах Солнца (при полнолунии) можно заметить яркую голубоватую точку – сателлит Платон М, молодой ударный кратер.

Вскоре после новолуния, когда Луна появляется на вечернем небе в виде узкого серпа, часто можно увидеть и неосвещенную солнцем сторону нашего спутника. Ночная сторона Луны светится бледно-серым. Особенно хорошо это сияние видно на фоне сумерек, когда контраст между ярко-освещенной и ночной сторонами не так велик. Это — пепельный свет Луны.

Впервые объяснить, что такое пепельный свет, удалось Леонардо да Винчи. Он понял, что эффект связан с отражённым светом Земли, падающим на неосвещённую Солнцем часть Луны. Сто лет позже, в 1604 году такое же объяснение было опубликовано в сочинении Кеплера «Astronomiae pars optica». Его автором был Михаил Местлин, учитель Кеплера.

Серп Луны с пепельным светом, нарисованный Леонардо да Винчи в Лестерском кодексе

Пепельный свет наблюдается незадолго до и вскоре после новолуния (в начале первой четверти и в конце последней четверти фаз Луны). Свечение неосвещённой прямым солнечным светом поверхности Луны образуется солнечным светом, рассеянным Землёй, а затем вторично отражённым Луной на Землю. Таким образом, маршрут фотонов пепельного света Луны таков: Солнце → Земля → Луна → Земля (наблюдатель на Земле.)

Интересно, что Земля отражает гораздо больше света, чем Луна. Измеряя интенсивность пепельного света, подсчитано, что Земля на небе Луны в 64 раза ярче Луны на нашем небе. Так как площадь Земли на небе Луны только в 14 раз больше площади полной Луны, получается, что Земля отражает почти в 4,5 раза больше света, чем Луна. Действительно, поверхность Луны сложена в основном из темных скалистых пород и реголита. Она отражает в среднем 12% падающего на нее солнечного света. Земля более контрастное тело. Если вода отражает лишь 5% падающего света, то зелень травы и деревьев уже 25%, песок пустынь — 30%, а облака и снег — 80-85% солнечного света. В зависимости от времени года наша планета отражает от 32% до 52% падающего на нее света. (Доля отраженного и рассеянного небесным телом света называется «белизной» тела или специальным термином альбедо. Таким образом, альбедо Луны равно 0,12, а Земли — 0,32-0,52.). Наземные наблюдения пепельного света позволяют определить изменения альбедо Земли в дополнение к измерениям с помощью искусственных спутников. Эти изменения влияют на климат нашей планеты, т.к. при этом изменяется доля солнечной энергии, поглощенная атмосферой, океанами и материками, следовательно, меняется их температура. Долговременные наблюдения пепельного света свидетельствуют о том, что за последние пять лет альбедо Земли снизилось на 2,5%, т.е. глобальное потепление климата Земли действительно происходит. 

8 апреля 2014 года в 20:57 UTC произошло противостояние Марса, в этот день расстояние до соседней планеты составляло всего 92,39 млн км. При этом видимы диаметр был 15.16″.

В момент противостояний Марса его видимый угловой размер составляет 13”-14”, а звездная величина оказывается примерно равной -1,2m. Но так бывает не всегда. Дело в том, что расстояние между орбитами Марса и Земли в различных местах неодинаковое. В тот момент, когда противостояние Марса происходит в точке его орбиты, максимально приближенной к Земле, происходят “Великие противостояния Марса”. Такие противостояния происходят через каждые 15 – 17 лет. Во время Великих противостояний Марса видимый размер планеты достигает 25”. В моменты Великих противостояний, когда расстояние между Марсом и землей сокращается до минимально возможного происходят “Величайшие противостояния”! Последний раз такое противостояние произошло 28 августа 2003 года. Величайшие противостояния Марса повторяются через каждые 79 лет, и ближайшее произойдет в 2082 году. Расстояние между Землей и Марсом, как и в 2003 году, будет минимально возможным и составит 0,373 а.е.

Самым знаменитым противостоянием Марса по праву считают случившееся в начале сентября 1877 г. Именно тогда американский астроном Асаф Холл (1829-1907) открыл два единственные спутника Марса – Фобос и Деймос. И тогда же итальянский астроном Джованни Скиапарелли (1835-1910) открыл знаменитые марсианские “каналы”. Называя темные пятна на Марсе “морями” и “заливами”, а соединяющие их линии – “каналами”, Скиапарелли просто следовал астрономической традиции, хорошо понимая, что Марс, скорее всего, – планета сухая. Но позже некоторые энтузиасты восприняли эти названия всерьез и даже полагали, что каналы – это искусственные сооружения, созданные марсианами для орошения полей. Одним из этих энтузиастов, много сделавшим для изучения Марса и других планет, был американский астроном Персиваль Ловелл (1855-1916). На его картах Марса, составленных 1894-96 гг., мы видим множество одиночных и сдвоенных каналов, прямых как стрела, тянущихся на тысячи километров. В те годы Ловелл многих заразил своим энтузиазмом: например, английский писатель Герберт Уэллс под впечатление астрономических открытий создал в 1898 г. “Войну миров” – самый известный роман о нашествии марсиан на Землю.

Однако великое противостояние 1909 года принесло разочарование сторонникам марсианской цивилизации: новые крупные телескопы и близкое расположение Марса к Земле позволили провести великолепные наблюдения, подорвавшие веру в искусственные каналы. Особенно отличился при этом французский астроном Э. Антониади (1870-1944), грек по национальности. Проведя большую серию наблюдений на прекрасном большом телескопе в Медонской обсерватории под Парижем и получив замечательно точные зарисовки вида поверхности планеты, Антониади показал, что “каналы” представляют собой неправильные темные полосы, образуемые отдельными пятнами различной величины.

Юпитер вращается быстрее, чем любая другая планета. Ему требуется чуть менее 10 часов, чтобы завершить поворот вокруг своей оси, по сравнению с 24 часами для Земли. Такое быстрое вращение фактически делает Юпитер выпуклым на экваторе и придавливает на полюсах, что делает планету на 7 процентов шире на экваторе, чем на его  полюсах.

Поскольку поверхность Юпитера газообразна, разные области его поверхности имеют разные скорости вращения: в экваториальном поясе период вращения составляет 9 часов 50 мин., а в средних и высоких широтах – 9 часов 56 мин.

В этом, 2016 году, планету Марс будет трудновато снимать астрофотографам северного полушария. Максимальная высота для съёмки постоянно будет падать. Данный снимок был снят при высоте планеты ~30°, а сентябре она достигнет нижнего предела ~16°. Видимый диаметр также невелик, всего 6.1″.

Некоторые звёзды, агонизируя в конце своего жизненного пути, взрываются, сбрасывая вокруг себя облака газа с большой скоростью, и превращаются в небольшие, долгоживущие белые карлики. Планетарная туманность NGC 6565 (другие обозначения — PK 3-4.5, ESO 456-PN70) именно так и возникла: у стареющей звезды закончилось водородное, затем гелиевое топливо, и она, взорвавшись, сбросила с себя внешние слои. А оставшийся белый карлик стал излучать в ультрафиолетовом диапазоне, окрашивая близлежащие облака газа в массиве цветов – от красного вдалеке до голубого вблизи, отчего туманность очень похожа на знаменитую Туманность Кольцо (M57 – NGC 6720). Это хорошо заметно на снимке телескопа “Хаббл” (ниже).

NGC 6565 – Little Ring Nebula [full size]

Из-за большого расстояния до объекта (~ 15 000 световых лет), туманность выглядит небольшим тусклым пятнышком. NGC 6565 больше по сравнению с M57, её диаметр составляет ~0,65 световых лет (Туманность Кольцо имеет размер ~0,35 световых лет), однако из-за большей удалённости (15000 против 2500 световых лет)  выглядит намного меньше, визуально ~8″. Центральная звезда – белый карлик – имеет звёздную величину 17,8 (сама туманность – 13m), температура её поверхности – 105 000 °K, а светит она в сотни солнц. Газ туманности расширяется со скоростью 15-20 км/с, унося с собой строительные кирпичики для новых звёзд.

This Hubble image shows the planetary nebula NGC 6565. Image credit: ESA / Hubble / NASA / M. Novak.

Фотография, представленная выше, была обработана из снимков космического телескопа “Хаббл” в рамках конкурса “Hubble’s Hidden Treasures”. Оригинал изображения доступен на сайте ESA.

Большое красное пятно Юпитера представляет собой гиганский ураган, который бушует в атмосфере Юпитера последние несколько сотен лет. Считается, что впервые его наблюдал Джованни Кассини в 1665 году, однако в этом можно усомниться, т.к. по последним оценкам ученых шторм мог начаться гораздо позже: ему может быть от 183 до 348 лет. 100 лет назад длина урагана достигала 40 000 км, в настоящее время она составляет половину от этого числа и пятно продолжает уменьшаться. Ученым неизвестно, как долго будет продолжаться шторм.

Jupiter in motion [2015-12-08 05:05-05:14 UTC]

Большое красное пятно вращается против часовой стрелки и совершает полный оборот за шесть земных дней. Период вращения пятна за последние несколько десятков лет увеличился, некоторые ученые связывают это с уменьшением площади пятна. Скорость ветра у краев урагана достигает 432 км/ч, тогда как внутри, похоже, все более спокойно.

Планета Нептун (Neptune), восьмая в нашей Солнечной системе, представляет собой шар из газа и льда, с каменистым ядром. У него нет поверхности, как например у Марса или Земли. Его могучая атмосфера постепенно переходит в жидкий океан, а затем, при увеличении плотности, в ледяную мантию. Но если мы могли бы стоять на гипотетической поверхности, то практически бы не заметили разницы с Земным притяжением. Гравитация только на 17% сильнее, чем земная. Он в 17 раз больше массы Земли и почти в 4 раза тяжелее. Его огромная масса распределяется на больший объем и сила тяжести уменьшается соответственно.

На Нептуне самые сильные ветры в Солнечной системе. В тридцать раз дальше от Солнца, чем Земля, Нептун вырабатывает больше тепла, чем получает его от Солнца. Это создает самые быстрые ветры в Солнечной системе, имеющие скорость более 2100 км/час. Ученые недоумевают, каким образом у него появляется столь быстрый ветер. Одна из идей состоит в том, что низкие температуры потоков жидкости и газов в атмосфере имеют низкое трение, и это легко генерирует ветры, которые движутся столь быстро.

Звездное скопление “Дикая утка” Messier 11 • NGC 6705 • Wild Duck Cluster [full size] [C9.25 f10 • ASI178MC / 6250×0.5sec]

Звездное скопление “Дикая утка” (Messier 11 • NGC 6705 • Wild Duck Cluster) – красивое, богатое звёздами, одно из самых компактных, рассеянное скопление, расположенное в северной части звёздного облака в созвездии Щит (Scutum Star Cloud), площадь которого превышает 4°. Звёздное облако Щит (Scutum Star Cloud) американский астроном E. E. Barnard называл жемчужиной Млечного пути (Gem of the Milky Way). Это яркое (6,3m) скопление состоит из почти трех тысяч звезд, и находится от нас на расстоянии шесть тысяч световых лет. Звезды этого скопления образовались примерно 220 миллионов лет назад. Яркие молодые звезды в M11 выглядят голубыми. Рассеянные скопления, называемые также галактическими скоплениями, содержат меньше звезд и эти звезды более молодые, чем в шаровых скоплениях. Отличие шаровых скоплений от рассеянных скоплений заключается также в том, что последние в основном лежат в плоскости нашей Галактики.

Самая яркая звезда скопления имеет величину 8.5m. Скопление содержит ~2900 звёзд, из которых ~500 ярче 14m, и они удаляются от нас со скоростью ~30 км/сек. Спектральный тип (интегрированный) самых ярких звёзд – B8. В скоплении 82 переменные звёзды, из которых 38 входят в одну группу, в т.ч. 6 early-type, 2 eclipsing binaries и 30 bona-fide single periodic late-type variables (согласно журналу Astronomy & Astrophysics, Volume 513, April 2010). В центре рассеянного скопления M11 несколько сотен жёлтых и красных гигантов, абсолютная величина которых ~ -1.0m., более 40 из них ярче Сириуса (Sirius). Самые яркие звёзды из них в 100 ярче нашего Солнца. Окажись Солнце на их месте, и его блеск соответствовал бы 15.9m.

Рассеянное скопление Messier 11 Wild Duck Cluster было открыто вечером 1 сентября 1681 года немецким астрономом из Берлинской обсерватории Готфридом Кирхом (Gottfried Kirch). Он заметил туманность у правой ноги созвездия Антиной (Antinous – старинное созвездие ныне не существующее). Она была похожа на комету, обнаруженную им почти год назад, 4 ноября 1680 года. Вернувшись к “комете” на следующий день он нашёл её там же и понял, что это не комета, а “туманная звезда”. В 1715 году английский королевский астроном Эдмунд Галлей (Edmund Halley) включил этот объект в свой список звёздных туманностей. Впервые, согласно утверждению Роберта Бурнхэма (Robert Burnham), английский любитель астрономии, преподобный Уильям Дерем (William Derham) разрешил на звёзды скопление Messier 11 Wild Duck Cluster. Произошло это в 1732 году (по другой информации около 1733 года). Дерем наблюдал этот объект в 1732 году в числе других из списка содержащего 16 подобных туманностей и 14 простых астеризмов, составленных Яном Гевелием (Johannes Hevelius).
Шарль Мессье (Charles Joseph Messier) заметил скопление M11 Wild Duck Cluster в ночь с 30 на 31 мая 1764 года рядом с Kappa Antinous и в этом же году поместил его в свой каталог.

Первым, кто обратил внимание на сходство группы самых ярких звёзд скопления M11 Wild Duck Cluster имеющих V-образную форму со стаей летящих уток, стал Адмирал Уильям Генри Смит (Admiral William Henry Smyth). Французский астроном Гийом Лежантиль (Guillaume Le Gentil) в 1749 году писал, что эту огромную кучу маленьких звёзд можно увидеть в хороший телескоп, а Уильям Гершель (William Herschel) считал, что M11 видно невооружённым глазом. В свой телескоп Гершель видел звёзды 11 величины поделённые на 5-6 групп.

MOON – Clavius • Blancanus • Rutherfurd • Porter [full size]

Самый большой кратер в кратере, Резерфурд (Rutherfurd), хоть и интересен своим расположением внутри бассейна Клавий (Clavius), тем не менее славится многими другими достоинствами.

Кратер Резерфурд (Crater Rutherfurd), спутниковый снимок LROC (61.186°S, 347.683°E)

Кратер довольно большой (48 × 54 км), возраст – около миллиона лет, что можно причислить к коперниковскому периоду. Его стены довольно сильно изношены эрозией и землетрясениями, их структура террассовидная, нерегулярная. Центральный пик, который к слову находится не совсем в центре, возвышается на 2,9 км. Всё это, плюс выбросы, хорошо заметные при низком освещении к северу от кратера (на спутниковых снимках более чёткое представление), дают основания предположить что удар, породивший Резерфурд, был под углом.

Knobby surface of Rutherfurd crater floor: image center 61.340°S, 348.085°E, image width 1050 m, incidence angle 81°, north is top, NAC M1123653329R [NASA/GSFC/Arizona State University].

Внутренняя часть кратера сплошь покрыта огромными валунами, это хорошо заметно на спутниковых снимках LROC.

До 1913 года кратер считался сателлитом Клавия, и в каталоге «Collated List», изданный Мэри Благг (Mary Adela Blagg) в 1913 году обозначался “Clavius A”. Но уже в 1935 году Международный Астрономический Союз ввёл в о обиход новое название. Кратер был назван в честь Льюиса Морриса Резерфурда (Lewis Morris Rutherfurd), первого в мире любителя-астрофотографа. Ему принадлежат одни из первых фотографий Луны (1859). Резерфурд и другой астроном-любитель, Исаак Робертс (Isaac Roberts), стали основоположниками любительской астрофотографии, доказав что серьёзной наукой можно заниматься и подручными средствами. Робертс отдавал предпочтение объектам дальнего космоса (в издании «Photographs of Stars, Star Clusters and Nebulae» (1899) Робертс опубликовал свои работы.), тогда как Резерфурд больше снимал Луну.