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
Раздел 3. Изучение звёздного мира
3.1. Почему 80 % ярких звёзд носят арабские имена?
3.2. Почему в Древнем Китае ? 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 ? (омикрон). Позднее польский астроном Я. Гевелий назвал её Мирой
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 —
3.8. Почему многочисленная группа физических переменных звёзд называется
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
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?
3.14. В. Гершель в 1817 г. предложил метод предельных отверстий для приближённого определения расстояний до звёзд, который он считал правильным до конца жизни. Суть метода: два совершенно одинаковых телескопа наводятся на две разные звёзды; затем, закрывая постепенно объектив того телескопа, который наведён на более яркую звезду, легко «уравнять» видимый блеск обоих объектов. Гершель полагал, что квадраты расстояний до этих звёзд обратно пропорциональны площадям незакрытых частей объективов. В чём он ошибался?
3.15. Какой физический смысл имело понятие «звёздная величина» во времена Гиппарха (II в. до н. э.)?
3.16. В шкале звёздных величин, введённой древнегреческим астрономом Гиппархом (180–110 гг. до н. э.), освещённость, создаваемая на поверхности Земли звездой
3.17. В. Гершель предположил, что если наблюдается тесная пара звёзд, то более яркая звезда из этой пары должна быть ближе к нам и, следовательно, иметь больший параллакс. Исходя из этого, он полагал, что угловое расстояние между компонентами такой звёздной пары будет изменяться с периодом, равным одному году. Но ожидаемый эффект не был найден. Какая неверная предпосылка лежала в основе
