Расширяя границы Вселенной: История астрономии в задачах
Шрифт:
2.39. Во время весенних наблюдений Земля, очевидно, двигалась по направлению к звезде, а осенью — в противоположном направлении. К лучевой скорости звезды один раз прибавлялась, а другой раз из неё вычиталась скорость самой Земли. Полуразность наблюдённых лучевых скоростей даёт орбитальную скорость Земли вокруг Солнца. Считая орбиту круговой, умножим скорость на число секунд в году и получим длину земной орбиты. А разделив её на 2, получим расстояние до Солнца.
2.40. Область вокруг Солнца фотографируют во время полного солнечного затмения, когда на небе появляются яркие звёзды. Через несколько месяцев ночью снова фотографируют эту же область неба. Затем сравнивают
2.41. Из формулы для центростремительного ускорения (a = v 2 /r)найдём значение v=(аr). Тогда для a=gполучим v=( gr)=5,4 м/с. Это нормальная скорость бега для тренированного человека. Ориентация станции в данном случае никакого значения не имеет.
3. Изучение звёздного мира
3.1. Арабы совершали свои переходы в прохладное время суток — ночью. Безоблачное небо над пустынями способствовало интенсивным наблюдениям звёздного неба. При дворах правителей существовали астрономические обсерватории.
3.2. Около 3000 лет назад ближайшей к северному полюсу мира яркой звездой была именно Малой Медведицы.
3.3. Антарес в переводе с греческого означает «соперник Марса». Эта звезда по своему красному цвету, блеску и близости к эклиптике похожа на Марс, когда тот находится в противостоянии.
3.4. Не указывают потому, что острота зрения у разных людей и условия наблюдения (прозрачность воздуха, яркость ночного неба) не одинаковы. К тому же, количество звёзд, доступных для наблюдения в течение года, зависит от широты места наблюдения.
3.5. До Байера положение звёзд описывалось по отношению к изображению мифической фигуры созвездия на звёздной карте. Фабриций указал, что он наблюдал звезду третьей величины в шее Кита.
3.6. Обозначения переменных звёзд носят исторический характер. Ярким звёздам, отмеченным на звёздных картах буквами греческого алфавита, после открытия у них переменности были сохранены их обозначения. Остальные переменные звёзды обозначают буквами латинского алфавита от R до Z. Если переменных звёзд в созвездии много, то после Z вводят двухбуквенные обозначения от RR до ZZ, а затем от AA до QZ (из всех комбинаций исключают букву J, которую легко спутать с буквой I). После исчерпания всех указанных комбинаций букв следующие переменные обозначают буквой V с последующим номером переменной в данном созвездии. Поскольку указанных буквенных комбинаций всего 334, то «нумерованные» переменные начинаются с V335. Поэтому звезды под номером V334 в созвездии Стрельца или в любом другом созвездии не существует. Звезде V335 Стрельца предшествует переменная QZ Стрельца.
3.7. Скорее всего, старинные названия скопления Плеяды следует рассматривать как гиперболу, возможно, отражающую высокую концентрацию звёзд на небольшом участке неба.
3.8. Название дано по созвездию Цефея, в котором находится яркая звезда этого типа — Цефея. Но она не была первой обнаруженной цефеидой. Открытие первой переменной этого класса — Орла — было сделано Э. Пиготтом в 1783 г., за год до открытия переменности звезды Цефея.
3.9. Все звёзды ММО расположены приблизительно на одинаковом расстоянии от нас, поэтому, обнаружив зависимость между видимым блеском цефеид и их периодом, астрономы догадались о связи между периодом
Однако для окончательного определения зависимости «период— светимость» необходимо было точно измерить расстояние хотя бы до одной из цефеид. Для этого обратились к цефеидам нашей Галактики. Поскольку некоторые из них довольно близки к Солнцу (но не ближе 300 пк) и входят в состав звёздных скоплений, расстояние до них определяется довольно уверенно несколькими независимыми методами. В последнее время при помощи астрометрических спутников удалось измерить и тригонометрические параллаксы нескольких цефеид, чтобы таким образом прямо определить расстояние до них. Однако точность этих измерений пока невелика.
3.10. 1) Смещения всех звёзд по эклиптической долготе произошли за счёт прецессии;
2) небольшое смещение всех звёзд по широте возникло за счёт изменения наклонения небесного экватора к эклиптике;
3) значительные изменения эклиптических широт Альдебарана, Сириуса и Арктура произошли вследствие собственного движения этих звёзд в пространстве. Позднее и у других звёзд были открыты собственные движения.
3.11. Один из методов — измерение с интервалом в полгода смещения звезды относительно очень далёких звёзд или галактик.
3.12. Очевидно, основным требованием к подбору звёзд было ожидание измеримого параллакса. Вега — самая яркая звезда северного неба; к тому же она обладает заметным собственным движением. Вероятно, поэтому В. Струве посчитал её близкой звездой. Немаловажно, что на угловом удалении от неё всего в 43'' расположена слабая, более удалённая звезда, относительно которой удобно проводить угломерные измерения. Выбор других учёных также основывался на заметном собственном движении звёзд (61 Лебедя) и их высоком блеске (Кентавра).
3.13. Можно использовать путь, проходимый Солнечной системой относительно окружающих звёзд: по отношению к совокупности всех звёзд в пределах нескольких десятков парсеков Солнце движется со скоростью 4,2 а. е. в год. Вызванное этим движением Солнца систематическое смещение звёзд позволяет вычислить их статистический параллакс(Куликовский, 1985). Если проводить наблюдения десятки лет, то этот базис существенно превысит размер земной орбиты.
3.14. Метод Гершеля можно использовать только в том случае, если обе звезды имеют одинаковые абсолютные звёздные величины, и их блеск в одинаковой степени ослаблен межзвёздным поглощением света.
3.15. Гиппарх первым создал астрометрический каталог, включающий 850 звёзд с указанием их звёздной величины. Поскольку в то время все звёзды считались находящимися на внутренней поверхности небесной сферы, в центре которой располагается Земля, то по мнению Гиппарха, звёздные величины характеризовали размеры звёзд.
3.16. По предложению Погсона разность в пять звёздных величин соответствует отношению блеска двух небесных светил ровно в 100 раз, что оказалось удобным при фотометрических вычислениях и практически не нарушило шкалу Гиппарха.