Евгений Гусев - Расширяя границы Вселенной: история астрономии в задачах
4.30. Уменьшение отверстия объектива усиливало явление дифракции, что уменьшало разрешающую способность телескопа. Для уменьшения яркости изображения Солнца в любительских условиях предпочтительнее использовать объективный светофильтр, например, из алюминированной лавсановой плёнки, отражающий 99,999% света.
4.31. Щелевой затвор с сильной пружиной установили перед объективом. Телескоп с таким затвором и кассетой для фотопластинки в окулярной части был изобретён в Англии в 1857 г.
4.32. Это были наиболее сильные линии поглощения. Спустя 12 лет после открытия Волластона немецкий физик Йозеф Фраунгофер, применив коллиматор, обнаружил в спектре Солнца уже сотни абсорбционных линий, названных в дальнейшем его именем. Фраунгоферовы линии образуются в наиболее холодных, верхних слоях солнечной фотосферы.
4.33. Абсорбционные линии, интенсивность которых зависит от высоты Солнца над горизонтом — это теллурические линии, возникающие в земной атмосфере.
4.34. Магнитные полюса Солнца находятся в полярных районах, период вращения которых составляет 33d. Изменение наблюдаемого общего магнитного поля светила связано с вращением магнитных полюсов вокруг гелиографических.
4.35. Астрономы Пьер Жансен, Джозеф Локьер и Уильям Хёггинс использовали для наблюдений протуберанцев спектроскоп с большой дисперсией. При этом непрерывный спектр дневного неба сильно ослабевал, а изображение протуберанцев, излучающих в монохроматическом свете (Нα), не испытывало подобного ослабления. Локьер обнаружил также, что эмиссионные линии протуберанцев видны по всей окружности диска Солнца. Хёггинсу даже удалось получить при помощи спектроскопа изображение солнечного протуберанца.
4.36. Вероятно, изображение Солнца с крыльями показывает, что во время полных солнечных затмений древние египтяне обнаружили корону Солнца, которая действительно иногда имеет форму крыльев.
4.37. Спектроскопическими наблюдениями в 1869 г. было доказано наличие в спектре короны линий, тождественных линиям спектра фотосферы. В 1871 г. были получены фотографии короны из пунктов, удалённых друг от друга на несколько сотен километров. В обоих пунктах в короне были зафиксированы одни и те же детали.
4.38. Причины, мешающие днём видеть солнечную корону — рассеяние солнечного света в земной атмосфере, уменьшение светочувствительности глаза при наблюдении яркого объекта, солнечная иррадиация — значительно усиливаются вблизи диска Солнца, где Луна, как и корона днём не видна. В коронографах действие яркого диска Солнца исключается введением непрозрачного экрана такого же углового диметра, как и Солнце; влияние земной атмосферы минимизируется путём наблюдения с большой высоты над уровнем моря.
4.39. В 1930 г. Бернар Лио обнаружил вращение близких к поверхности Солнца частей короны со скоростью около 2 км/с.
4.40. Пятна даже в годы максимума солнечной активности занимают не более 1/500 части поверхности Солнца; к тому же пятна сами тоже излучают энергию, так как даже температура тени в пятне всего на 1500–2000 K ниже температуры нормальной фотосферы. В годы максимума солнечной активности наряду с увеличением количества пятен увеличивается число участков с повышенной яркостью — факелов. Поэтому светимость Солнца практически не меняется.
4.41. Разность визуальных звёздных величин Солнца и полной Луны составляет 14m. А по Бугеру эта величина равна 13,7m. Можно лишь удивиться столь малой ошибке, допущенной при сравнении столь разных по яркости источников при помощи такой примитивной техники.
4.42. Разложив солнечный свет при помощи призмы, В. Гершель поместил термометр за границей красной области спектра, там, где уже не видно света. Термометр показал рост температуры. Гершель заключил, что «существуют лучи, приходящие от Солнца, которые преломляются слабее, чем любые из лучей, действующих на глаз. Они наделены сильной способностью к нагреву тел, но лишены способности освещать тела» (Голин и Филонович, 1989, с. 275). Позже эти лучи назвали ультракрасными, а в наше время называют инфракрасными.
4.43. Суть метода очевидна из рисунка, на котором показаны положения верхней планеты (М) и Земли (Е) в противостоянии, а также положения планеты (М') и Земли (Е') через какой‑то промежуток времени после противостояния. Измеряется угол ∠M'E'S. Зная время обращения планеты и Земли вокруг Солнца, легко вычислить углы ∠MSM' и ∠ESE'. По этим углам определяется синодический угол ∠M'SE'. Таким образом, в треугольнике M'SE' известны все углы. Принимая расстояние от Земли до Солнца за единицу, легко найти геоцентрическое M'E' и гелиоцентрическое расстояния планеты M'S.
К решению задачи 4.43. Метод определения гео- и гелиоцентрического расстояния верхней планеты.
4.44. Автор приведённого заключения — Роберт Гук (1635–1703).
Предполагаемая им природа сил притяжения — электричество или магнетизм.
4.45. Гипотезу об одинаковой природе планет Солнечной системы выдвинул Дж. Бруно. Подтвердили этот тезис телескопические наблюдения Галилея.
4.46. Галилей и Кеплер первыми показали, что свободное (от влияния сил) движение происходит прямолинейно. К выводу о том, что движение планет по эллиптическим орбитам однозначно свидетельствует о действии на них силы со стороны Солнца, пришёл Кеплер.
4.47. Магнетизм.
4.48. Расчёты показали, что вырванное приливом вещество должно было бы упасть на Солнце или обращаться вокруг него на значительно меньшем расстоянии, чем существующие планеты.
4.49. Лаплас выявил общность происхождения всех тел Солнечной системы, включая Солнце. Однако современные учёные обнаружили, что Венера вращается в обратную сторону по сравнению с Солнцем и большинством других планет, Уран вращается «на боку», а далёкие спутники Юпитера и Сатурна имеют обратное движение. Считается, что эти изменения в движении указанных тел возникли из‑за их взаимодействия с другими телами в уже сформировавшейся Солнечной системе.
4.50. Вильям Гершель воспользовался методом Т. Майера (1723–1762), предложившего выявить движение Солнца в пространстве, считая собственное движение близких звёзд отражением движения Солнца. Скорость Солнца относительно ближайших звёзд составляет около 20 км/с, и направлена она к апексу, находящемуся близ звезды ν Геркулеса.
4.51. Кажущееся изменение высоты Солнца над горизонтом было истолковано как параллактическое смещение; поэтому оно было использовано для попытки определения расстояния до светила.
4.52. Если поверхность Земли выпуклая, то при перемещении наблюдателя вдоль меридиана на север звёзды в северной стороне неба поднимаются над горизонтом, а в южной — опускаются. У шарообразной планеты перемещениям на одинаковые расстояния вдоль разных меридианов соответствуют одинаковые изменения высот небесных светил над горизонтом.
4.53. Только шар при любой проекции даёт круг. Этот довод в пользу шарообразности Земли был впервые приведён Аристотелем (384–322 до н. э.).
4.54. Греческий учёный Эратосфен во второй половине III в. до н. э. по данным наблюдений Солнца в день солнцестояния вычислил дугу меридиана между городами Сиеной (ныне Асуан) и Александрией, расстояние между которыми ему было известно. После этого было уже нетрудно найти длину окружности земного шара — 250 тыс. стадий. Историкам не известно точное значение греческой стадии: по их данным, оно составляет от 155 до 180 м. Взяв среднее от этих значений (168 м), мы увидим, что расчёт Эратосфена даёт окружность Земли (42 тыс. км), весьма близкую к действительной (40 тыс. км).
Развивая метод Эратосфена, Посидоний (135—51 до н. э.) определил длину окружности Земли по наблюдениям звезды Канопус. Эта звезда на острове Родос в верхней кульминации касалась горизонта, а в Александрии её высота в этот момент составляла 7,5°. Расстояние между этими пунктами считалось известным (5000 стадий). В 827 г. н. э. арабские астрономы измерили длину дуги меридиана между Тигром и Евфратом. Окружность Земли была найдена равной (при переводе в современные единицы) 44 тыс. км.
4.55. У сжатого эллипсоида максимальная кривизна поверхности на экваторе, а минимальная — у полюсов. Измеряя на разных широтах линейную длину дуги меридиана, скажем, в 1°, можно узнать форму Земли: если планета сжата, то длина дуги в 1° должна быть больше в высоких широтах, чем вблизи экватора. Это и показали измерения; полярное сжатие Земли свидетельствует о том, что она имеет форму эллипсоида вращения.
4.56. Гравиметрические измерения, показавшие, что зависимость ускорения свободного падения на поверхности Земли от широты такая, какая должна быть у вращающегося сжатого эллипсоида.
