Расширяя границы Вселенной: История астрономии в задачах - Гусев Евгений Иванович (читать книги онлайн бесплатно серию книг TXT) 📗
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 — δ Цефея. Но она не была первой обнаруженной цефеидой. Открытие первой переменной этого класса — η Орла — было сделано Э. Пиготтом в 1783 г., за год до открытия переменности звезды δ 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 и светимостью переменных звёзд этого типа. Для звёзд Галактики это было бы сделать значительно сложнее, поскольку для каждой из них пришлось бы определять расстояние, чтобы по видимому блеску определить истинную светимость. К тому же дело осложнилось бы разным межзвёздным поглощением света в различных направлениях Млечного Пути (цефеиды — молодые звёзды, поэтому встречаются вблизи галактического экватора), тогда как для всех звёзд ММО поглощение света в межзвёздной среде нашей Галактики приблизительно одно и то же.
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 (α 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.
3.17. Гершель полагал, что все звёзды имеют одинаковую светимость.
3.18. Закон всемирного тяготения оказался справедлив и за пределами Солнечной системы.
3.19. Переведя парсеки в световые годы (1 пк=3,26 св.лет), мы узнаем время прохождения светом расстояния от Туманности Андромеды до Солнца. Оно равно 690×1000×3,26=2,25 млн. лет.
3.20. Мицар — первая открытая спектрально-двойная звезда. Периодическое раздваивание линий происходит вследствие эффекта Доплера, вызванного движением компонентов вокруг общего центра масс.
3.21. Упомянутые в задаче звёзды тоже являются спектральнодвойными (см. задачу 3.20), но в каждой из этих систем один из компонентов имеет столь низкую светимость, что его спектр не виден.
3.22. Всякая затменно-переменная звезда должна быть и спектрально-двойной звездой. У тесных двойных систем, орбитальная плоскость которых близка к лучу зрения, эффект спектральной двойственности выражен сильнее. Наиболее известным примером затменно-переменной звёзды, демонстрирующей спектральную двойственность, является Алголь, переменность спектра которого обнаружена в 1889 г.
3.23. Мнение А. А. Белопольского оказалось ошибочным. Изменение блеска цефеид объясняется периодическими пульсациями атмосфер этих звёзд, вызывающими как изменение светимости, так и изменение лучевой скорости фотосферы.
3.24. Направление на туманность Ориона близко к направлению антиапекса Солнца. Очевидно, что большая составляющая лучевой скорости этой туманности определяется движением Солнца в системе отсчёта, связанной с ближайшими звёздами.
3.25. Если бы Солнце светило только за счёт гравитационного сжатия, то оно бы существовало как звезда не более 10 млн. лет. В настоящее время считается, что в звёздах выделение тепла за счёт механического сжатия происходит только на стадии формирования звезды из газопылевой туманности.
3.26. Очень высокая стабильность периода излучения указывает, что источник сигнала расположен не на поверхности вращающейся планеты и не на околозвёздной орбите, иначе период сигнала регулярно менялся бы вследствие эффекта Доплера.
3.27. Объекты с указанными свойствами могут существовать в рамках современной теории гравитации — общей теории относительности Эйнштейна. Это так называемые чёрные дыры. Их существование с высокой степенью вероятности доказано современной астрофизикой.
3.28. Сначала Гершель исходил из предположения о равномерном распределении звёзд в пространстве. В этом случае области очень плотного видимого распределения звёзд на небесной сфере должны были бы иметь вытянутую форму с направлением большой оси на Землю, что выглядело невероятным. Гершель понял, что такие области представляют собой скопления с большой пространственной плотностью звёзд.
3.29. Правильное предположение о природе Млечного Пути сделал Демокрит (IV‑V вв. до н. э.). Правда, существует мнение историков астрономии, что звёзды Млечного Пути считались находящимися на сфере, а не в пространстве. Впервые разрешил Млечный Путь на звёзды Галилей в 1610 г. при наблюдении в телескоп.
