Расширяя границы Вселенной: история астрономии в задачах - Евгений Гусев

(Юнг, 1914, с. 72–73).

5.87. Автором описанного наблюдения был английский астроном Фрэнсис Бейли (1774–1844), по имени которого явление получило название «чёток Бейли». Это явление возникает в момент касания краёв дисков Луны и Солнца во время полного солнечного затмения, когда лучи Солнца проходят между горами на краю лунного диска. На вид чёток также оказывает влияние явление иррадиации света, связанное в физиологией нашего зрения.

5.88. Описано наблюдение хромосферы. Её цвет определяется излучением красной водородной линии Нα (λ=656 нм).

5.89. Они видели протуберанцы на краю солнечного диска.

5.90. Пояснение этого явления содержится в заключительной части цитаты из Клейна:

Зависит он [красноватый оттенок] от того, что незначительное количество солнечных лучей, проскользнувши около поверхности нашей планеты и преломившись в земной атмосфере, проникает внутрь тени и падает на Луну. Проходя через плотный слой атмосферы, солнечный свет становится красноватым. Этим объясняется великолепная розовая окраска, какую приобретает наше земное небо в часы утренней и вечерней зари.

5.91. Эта гипербола (в литературном смысле) Ньютона относится к судьбе комет.

5.92. Римский философ Луций Анней Сенека (ок. 4 до н.э. — 65 н.э.).

5.93. Пророческие слова о кометах как движущихся космических объектах написаны римским поэтом Манилием, жившим ещё раньше Сенеки, более двух тысяч лет назад.

5.94. Ньютон представлял себе «межпланетный эфир» как инертную, неподвижную среду, окружающую Солнце. Эта среда возмущалась влиянием самой кометы и только в том месте, где находилась комета (подобно раскалённой кочерге, сунутой в снег и вызывающей вырывающуюся из отверстия струю пара). В современной физике понятие эфира отвергнуто. Но межпланетная среда действительно существует: в основном это выброшенная Солнцем замагниченная плазма («солнечный ветер»), с большой скоростью удаляющаяся от него независимо от присутствия кометы. Испарившееся с поверхности кометного ядра вещество отталкивается в направлении от Солнца давлением солнечного ветра, действующего на ионизованные атомы и молекулы газа, а также давлением солнечного света, действующего на мелкие твёрдые частицы (пылинки) кометного вещества.

5.95. Кометы, как и все объекты Солнечной системы, движутся, подчиняясь законам Кеплера, а в более широком смысле — законам механики. В конце XIX века ещё не было известно, что орбиты комет — эллипсы, хотя у некоторых из них эксцентриситеты очень близки к единице. «Вольности» в движении комет связаны с неучтёнными гравитационными возмущениями со стороны планет, а также с действием негравитационных сил, например, реактивного давления испаряющихся с поверхности ядра газов. Изменение внешнего вида комет определяется действием Солнца и физическими процессами в их ядрах.

5.96. Комета теряет своё вещество в основном вблизи перигелия, проходя рядом с Солнцем. Поэтому блеск периодических комет уменьшается с течением времени по мере истощения их вещества. Чем реже комета возвращается к Солнцу, тем медленнее она теряет вещество. Поэтому яркие кометы — это объекты с большими периодами обращения.

5.97. Подобные кометы, тесно приближающиеся к Солнцу, теперь называют царапающиvи кометами. Например, комета 1965 г. Икейя—Секи тоже обогнула Солнце вблизи его поверхности и не изменила своей орбиты. После прохождения перигелия у неё появился гигантский хвост.

5.98. Эрос представляет собой вытянутое тело, ось вращения которого почти перпендикулярна к направлению наибольшего размера. Когда ось вращения близка к лучу зрения земного наблюдателя, сильные колебания блеска исчезают. Небольшие колебания блеска связаны с неровностями поверхности астероида, отбрасывающими тени.

5.99. В эпоху Кеплера в успешном решении вопроса о форме планетных орбит и о законах, которым подчиняется их движение, Марс играл главную роль, так как его орбита более других вытянута, т. е. заметнее отличается от круговой. В то же время, Марс, как ближайшая верхняя планета, удобен для наблюдений.

5.100. В полном объёме задача, поставленная перед наукой Эйнштейном, до сих пор не решена. Частично на вопрос «почему природа в данный момент такая, а не иная?» отвечают эволюционные науки, такие, как геология, биология, эволюционные разделы астрономии — космогония и космология. Для более глубокого понимания происхождения и развития космических тел и Вселенной в целом необходимо дальнейшее развитие астрофизики и физики элементарных частиц. Возможно, к решению этой глобальной проблемы укажет путь антропный принцип.

Астрономические термины

Если в толковании какого‑либо понятия встречаются выделенные курсивом слова, то их толкование также можно найти в этом разделе в общем алфавитном порядке.

Аббревиатуры и знаки

а.е. — астрономическая единица. кпк — килопарсек (1000 парсеков).

Мпк — мегапарсек (1 млн. парсеков).

пк — парсек.

св. год — световой год.

М — каталог звёздных скоплений и туманностей, опубликованный в 1782 г. французским астрономом Шарлем Мессье. NGC — каталог звёздных скоплений и туманностей (New General Catalogue of nebulae and clusters), опубликованный английским астрономом Йоханом Дрейером в 1888 г.

d — сутки; например, 8,5d = 8 суток и 12 часов.

h — час; например, 21h = 21 час, 3,75h = 3 часа 45 минут.

m — минута; например, 31m=31 минута.

s — секунда; например, 55s=55 секунд.

ּ — знак Солнца; например, Мּ — масса Солнца.

φ — географическая широта места наблюдения.

λ — географическая долгота места наблюдения.

α — прямое восхождение.

δ — склонение.

m — звёздная величина; например, 2m — вторая звёздная величина.

□° — квадратный градус, т. е. телесный угол, покрывающий на небе, к примеру, квадратную площадку со сторонами в 1°. Полная сфера содержит ровно 41253 □◦.

Υ — точка весеннего равноденствия, находящаяся на небе на пересечении двух больших кругов — небесного экватора и эклиптики.

Аберрация оптическая — искажение изображения, построенного объективом оптического прибора. В зависимости от причины и характера искажения различают следующие А. о.: астигматизм, дисторсия, кома, кривизна поля, хроматическая аберрация, сферическая аберрация.

Азимут — угол между небесным меридианом наблюдателя и вертикальным кругом, проходящим через небесный объект. В астрономии А. измеряют от точки юга в сторону запада, а в морской навигации, географии и геодезии — от точки севера к востоку. Поэтому астрономический и геодезический А. различаются на 180°.

Альбедо (от лат. albedo, белизна) — доля света, отражаемая поверхностью тела. Например, лунная поверхность отражает около 7% падающего на неё солнечного света, т. е. её А. равно 0,07. А. Земли около 0,40, а Венеры — около 0,75.

Альт-азимутальная монтировка — установка телескопа, позволяющая ему поворачиваться вокруг двух осей: вертикальной оси азимута и горизонтальной оси высоты. Слежение за небесным объектом при этом осуществляется путём одновременного вращения телескопа вокруг двух осей с переменной скоростью.

Антиапекс — точка на небесной сфере, диаметрально противоположная апексу.

Апекс — точка на небесной сфере, в направлении которой движется в пространстве астрономический объект, например, Солнце или Земля.

Апертура — входное отверстие объектива телескопа, т. е. его главного зеркала или линзы. Обычно так называют диаметр (реже — площадь) этого отверстия. Действующая А. — диаметр той части объектива, попав на которую, свет проходит сквозь всю оптическую систему и достигает приёмника излучения. Апертурный синтез — метод, позволяющий наблюдать объект одновременно несколькими телескопами, объединяя собранное ими излучение.

Апогей — наиболее удалённая от Земли точка орбиты Луны или искусственного спутника Земли.

Астероиды — малые планеты, имеющие, как правило, неправильную форму и обращающиеся вокруг Солнца в основном между орбитами Марса и Юпитера; эту область называют «Главным поясом астероидов». Орбиты некоторых А. пересекают орбиту Земли, что делает возможным их столкновение с нашей планетой.

Астрономическая единица — единица измерения расстояний в астрономии, удобная для измерений в пределах Солнечной системы. А.е. чрезвычайно близка к среднему расстоянию между Землёй и Солнцем, т. е. к большой полуоси земной орбиты; 1 а.е.=149 597 870 км.