Расширяя границы Вселенной: История астрономии в задачах - Страница 8

2.27. Для какого рода наблюдений во второй половине XIX века использовались рефлекторы с зеркалами без отражательного покрытия и рефракторы с посеребрённой (в то время ещё не применялось алюминирование) передней поверхностью объектива?

2.28. Почему в XX веке отказались от серебрения зеркал телескопов — рефлекторов в пользу алюминирования?

2.29. В конце ХХ века у некоторых солнечных телескопов из трубы стали выкачивать воздух. В чём преимущество такого вакуумного телескопа?

2.30. Помешивая ложечкой five‑o'clock‑tea, Исаак Ньютон заметил, что при равномерном вращении поверхность жидкости приобретает форму параболоида. Поскольку в это время великий физик был занят полировкой металлического зеркала для первого в мире телескопа — рефлектора, он подумал, что центробежную силу можно было бы использовать для изготовления больших параболических зеркал, например, остужая жидкую бронзу во вращающейся форме или просто заливая в такую форму ртуть, которая, оставаясь жидкой при комнатной температуре, прекрасно отражает свет.

Прошло 300 лет прежде чем в конце XIX в. учёные занялись практическим изготовлением жидких зеркал. Одним из первых, кому удалось воплотить эту идею в жизнь, был знаменитый американский оптик Роберт Вуд: в 1909 г. он построил вращающееся жидкое зеркало диаметром 51 см и с его помощью даже фотографировал звёзды. Почему же телескопы — рефлекторы с жидкими зеркалами не получили распространения?

2.31. М. В. Ломоносов в 1762 г. изобрёл телескоп — рефлектор без вторичного зеркала. Через 27 лет аналогичная оптическая схема телескопа была предложена В. Гершелем. Каковы особенности оптической схемы телескопа Ломоносова — Гершеля и качество создаваемого им изображения? Используется ли данный тип телескопа в настоящее время?

2.32. В первые десятилетия развития радиоастрономии (с середины ХХ века до 1970–х годов), до того, как были созданы системы апертурного синтеза и радиоинтерферометры, угловая разрешающая способность радиотелескопов была очень низкой. Для её увеличения астрономы иногда использовали метод покрытия источников космического радиоизлучения Луной: замечая моменты времени изменения радиопотока и зная положение края Луны, можно восстановить распределение яркости источника. Этот же метод использовался и в эпоху развития рентгеновской астрономии (1960–е и 1970–е годы). Оцените, какая часть небесной сферы доступна для наблюдений этим методом с поверхности Земли.

2.33. В 1880–х годах в Парижской обсерватории был сконструирован телескоп с ломаной трубой. В чём преимущество такой оптической схемы телескопа?

2.34. Дифракционные решётки в астрофизике прошли путь от плоских решёток из проволочек (Фраунгофер) до вогнутых стеклянных отражательных решёток (Роуланд). В чём причина такой эволюции?

2.35. Звёзды находятся так далеко, что их видимый угловой диаметр определяется только шириной интерференционного максимума нулевого порядка, одинаковым для всех звёзд, наблюдаемых на данном телескопе. Почему же, тем не менее, на фотографиях звёзды имеют вид кружков разного диаметра? Похожее явление фиксируется и при визуальных наблюдениях.

2.36. Почему на фотографиях небесных тел, полученных при помощи космических аппаратов, цвета ярче и насыщенее, чем на снимках, сделанных с поверхности Земли?

2.37. В 1842 г. австрийский физик Христиан Доплер (1803–1853) сформулировал принцип, согласно которому цвет светящегося тела изменяется при перемещении тела от наблюдателя или к наблюдателю. Прав ли был Доплер? Как дополнил его принцип Физо, чтобы это заключение можно было использовать для определения скорости движения звёзд?

2.38. Как Аристарх Аполлонович Белопольский в 1895 г. смог при помощи спектроскопа установить метеоритное строение кольца Сатурна?

2.39. По спектру некоторой звезды, находящейся вблизи точки летнего солнцестояния, в двадцатых числах марта была измерена её лучевая скорость в 70 км/с. Через полгода лучевая скорость этой же звезды оказалась 130 км/с. Каким образом на основании этого факта академик А. А. Белопольский предложил вычислить расстояние от Земли до Солнца?

2.40. Согласно теории Эйнштейна, лучи света звёзд должны отклоняться в гравитационном поле Солнца. Как удаётся обнаружить это явление?

2.41. Американская орбитальная станция Скайлэб (1973 г.) была первой внеатмосферной универсальной солнечной обсерваторией. Для поддержания своей физической формы её экипаж занимался бегом по внутренней поверхности станции, представлявшей цилиндр диаметром около 6 м. С какой скоростью нужно бежать в таких условиях, чтобы ощутить земную силу тяжести? Как при этом должна быть ориентирована станция в пространстве?

3.1. Почему 80 % ярких звёзд носят арабские имена?

3.2. Почему в Древнем Китае β Малой Медведицы называлась «царственной звездой»?

3.3. Какую звезду называют «соперником Марса»?

3.4. Первые подробные каталоги звёзд, видимых невооружённым глазом, начали составляться более двух тысячелетий назад (Гиппарх, Птолемей). Почему же до сих пор в учебниках астрономии не указывают точно число таких звёзд?

3.5. В августе 1596 г. немецкий астроном — любитель Давид Фабриций заметил в созвездии Кита звезду, которой раньше не было видно. Так была открыта первая физическая переменная звезда. В первом звёздном атласе «Уранометрия», вышедшем в свет в 1603 году, И. Байер обозначил её греческой буквой ο (омикрон). Позднее польский астроном Я. Гевелий назвал её Мирой (удивительной). А как называл и указывал на небе эту звезду сам Фабриций?

3.6. В созвездии Стрельца есть переменная звезда под номером V335. Существует ли в этом созвездии переменная звезда под номером V334?

3.7. Название рассеянного звёздного скопления Плеяды происходит от греческого слова «множество». Русское название этого скопления — Стожары, по одной из этимологий — Сто Звёзд. Однако невооружённым глазом в Плеядах видно всего 6–7 звёзд. Даже обладавший великолепным зрением Михаэль Мёстлин, друг и учитель Кеплера, видел только 11. Остальные же звёзды, а их заметно больше сотни, видны лишь в телескоп. Каким же образом наши предки, давая название этому скоплению, угадали многочисленность его населения?

3.8. Почему многочисленная группа физических переменных звёзд называется цефеидами?

3.9. В 1908–1912 гг. американский астроном Хенриетта Ливитт (1868–1921), изучая звёзды в Малом Магеллановом Облаке, обнаружила зависимость между светимостью переменных звёзд — цефеид и периодом изменения их блеска, давшую возможность определять расстояния до звёзд и галактик. Почему эта важнейшая закономерность была открыта по наблюдениям звёзд в Магеллановых Облаках, а не в нашей Галактике?

3.10. Эдмунд Галлей в 1718 г. сравнил координаты звёзд в современном ему каталоге с измерениями Гиппарха (II в. до н. э.), а также Аристилла и Тимохариса (III в. до н. э.), и обнаружил при этом три вида смещения звёзд:

1) смещение всех звёзд по эклиптической долготе, подтверждающее явление, обнаруженное Гиппархом;

2) незначительное смещение звёзд по эклиптической широте;

3) изменение широты Альдебарана, Сириуса и Арктура на десятки угловых минут.

Объясните произошедшие за два тысячелетия изменения координат звёзд, обнаруженные Галлеем.

3.11. Годичный параллакс — это максимальный угол, под которым со звезды виден радиус земной орбиты. Как определить эту величину, не покидая Земли?

3.12. Первые надёжные измерения звёздных параллаксов проделали В. Струве (а Лиры), Ф. В. Бессель (61 Лебедя) и Т. Гендерсон (а Кентавра). Какими критериями они пользовались при выборе для своих наблюдений именно этих звёзд?

3.13. Для определения расстояний до звёзд методом тригонометрического параллакса в качестве базиса используется диаметр земной орбиты. Возможно ли, находясь на Земле, использовать для этой цели больший базис?