Расширяя границы Вселенной: История астрономии в задачах - Гусев Евгений Иванович (читать книги онлайн бесплатно серию книг TXT) 📗
2.26. Стекло легче обрабатывается, чем металл, и имеет меньшую теплопроводность. Серебряное покрытие имеет большую (почти в 2 раза) отражающую способность, чем полированная бронза. Вторичное серебрение потускневшего зеркала технологически проще, чем повторная полировка металла. Метод серебрения стекла был открыт в середине XIX века, тогда и стали изготавливать стеклянные зеркала для телескопов.
2.27. Упомянутые типы рефлекторов и рефракторов использовались для наблюдения солнечных пятен и прохождения Венеры по диску Солнца. Стеклянная поверхность отражает всего около 3–4 % падающего света, а серебряное покрытие передней поверхности объектива позволяет пропустить в телескоп только небольшую часть солнечного света.
2.28. Серебряное покрытие требует периодического обновления, оно механически непрочно. Алюминиевое покрытие при почти тех же оптических свойствах более прочно, хотя для его нанесения требуются специальные вакуумные камеры.
2.29. Солнечное излучение сильно нагревает трубу телескопа, отчего возникают мощные турбулентные потоки воздуха, портящие изображение Солнца. Вакуумный телескоп лишён этого недостатка.
2.30. В некоторых астрономических инструментах жидкие зеркала всё же применяются. Речь идёт о призменной астролябии Данжона и фотографической зенитной трубе, где используется неподвижный сосуд с ртутью — так называемый ртутный горизонт. Но параболические жидкие зеркала до недавнего времени, действительно, не использовались.
Причин непопулярности телескопов с жидкими зеркалами несколько. Во — первых, пары ртути ядовиты; при большом диаметре зеркала площадь испаряющейся поверхности так велика, что находиться рядом с таким инструментом опасно. Во — вторых, вращение сосуда с ртутью должно происходить чрезвычайно стабильно, ибо оно прямо связано с фокусным расстоянием зеркала (F), а значит, и с качеством фокусировки изображения:
F=(gP2)/(8π2)
где g — ускорение свободного падения, P — период оборота сосуда. Например, чтобы телескоп имел F=20 м, сосуд должен совершать оборот за P =12,7 секунд. Ещё одна техническая проблема — вызванная вращением тряска или турбулентные воздушные потоки, порождающие рябь на поверхности ртути. Роберт Вуд боролся с рябью и вредными испарениями, наливая на ртуть тонкий слой масла. Наконец, одна из важнейших причин непопулярности жидких зеркал — они «смотрят» строго в зенит; такой телескоп нельзя навести на произвольный объект и сопровождать его (для длительных экспозиций при фотографировании) без использования дополнительной оптической системы, например, сидеростата.
Однако в наши дни идея жидкого зеркала вновь стала популярной. Вначале вращающиеся сосуды стали применять изготовители твёрдых зеркал: в 1990–е годы при отливке 8–метровых зеркал для телескопов Южной европейской обсерватории впервые были использованы вращающиеся изложницы, чтобы придать застывающему материалу форму параболоида. Чуть позже начались эксперименты по использованию больших ртутных вращающихся зеркал для астрономических наблюдений. К 2001 году уже были созданы телескопы с жидкими зеркалами дифракционного качества диаметром от 2 до 6 метров. Подробнее см. на сайте Liquid Mirror Telescope — http://www.astro.ubc.ca/LMT/.
2.31. Главная оптическая ось вогнутого зеркала телескопа системы Ломоносова — Гершеля наклонена к оси трубы под небольшим углом. Для длиннофокусных телескопов возникающие при этом аберрации незначительны. Подобные оптические схемы используются в настоящее время в солнечных телескопах.
2.32. Учитывая наклон лунной орбиты к эклиптике (5,3°), суточный параллакс Луны (1°) и её радиус (0,25°), мы можем вычислить ширину полосы небесной сферы, в которой бывает видна Луна из различных точек на Земле:
L=2∙(5,3°+1°+0,25°)=13,1°.
Площадь этой полосы, опоясывающей небесную сферу, составляет (в квадратных градусах, □°) величину L 360° = 4716 □°, а площадь небесной сферы равна 4π×(57,3…)2 = 41253 □°. Поэтому лишь 4680/41253=11,4 % неба доступны методу покрытий Луной. А поскольку это был очень плодотворный метод в астрономии всех диапазонов излучения, — от рентгеновской до радио, — то именно эти 11% неба в течение ряда лет были изучены заметно полнее, чем оставшиеся 89%, которые не посещает Луна.
2.33. Основным преимуществом этой оптической схемы, получившей название куде, является стационарное неподвижное положение главного фокуса, где с удобством может располагаться наблюдатель или могут быть установлены фотометрические или спектральные приборы.
2.34. Решётки из проволочек давали очень малую дисперсию. Стеклянные отражательные решётки, нарезаемые автоматическим образом, имеют большое число штрихов на единицу длины и, следовательно, большую дисперсию. Вогнутые дифракционные решётки позволяют сосредоточить большую часть излучения в каком‑либо одном порядке спектра.
2.35. Кажущиеся угловые размеры звёзд возникают вследствие рассеяния света в мутной среде оптических компонентов глаза или фотоэмульсии. Яркие звёзды дают большее пятно рассеяния света.
2.36. Основная причина заключается в том, что публикуемые цветные изображения планет и спутников получают путём компьютерного синтеза трёх отдельных чёрно — белых изображений, сделанных через разные светофильтры. В целях большего эффекта цветовой контраст делается большим, чем он есть на самом деле. Вторая причина — это отсутствие в космосе влияния земной атмосферы.
2.37. Эффект Доплера слабо влияет на форму непрерывного спектра звёзд и поэтому мало изменяет их цвет. В 1848 г. Физо пришёл к выводу, что доплеровское смещение испытывают линии в спектрах Солнца и звёзд. Метод Доплера — Физо широко используется для определения относительных лучевых скоростей тел Солнечной системы, звёзд и галактик.
2.38. Расположив щель спектроскопа вдоль длинной оси проекции кольца Сатурна, Белопольский сфотографировал спектр и исследовал форму линий. Применение принципа Доплера показало, что близкие к планете части кольца имеют большую скорость обращения, чем дальние. Если бы кольцо было сплошное, твёрдое, то картина была бы обратной.
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 2π, 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 положения звёзд на обоих снимках.
2.41. Из формулы для центростремительного ускорения (a = v2/r) найдём значение v=√(аr). Тогда для a=g получим 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 β 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.
