Расширяя границы Вселенной: История астрономии в задачах - Гусев Евгений Иванович - Страница 51

Галилеевы спутники Юпитера — четыре крупнейших спутника, открытые Галилеем в 1610 г. и названные С. Мариусом Ио, Европой, Ганимедом и Каллисто.

Главная последовательность — основная группировка звёзд в виде диагональной полосы на диаграмме «спектральный класс — светимость» или «температура поверхности — светимость» (диаграмма Герцшпрунга — Рассела). Эта полоса проходит от ярких и горячих к тусклым и относительно холодным звёздам. В ней концентрируется большинство звёзд, поскольку соответствующие ей физические условия отвечают самому длительному этапу в их эволюции, на котором в ядре звезды протекают термоядерные реакции с участием водорода.

Год високосный — год, содержащий 366 солнечных суток; в ныне действующем григорианском календаре устанавливается путём введения даты 29 февраля в те года, номера которых делятся на 4 (например, 1996 г. был В. г.). Если же данным годом заканчивается столетие, то високосным он считается лишь в том случае, если делится на 400. Так, 1800 г. и 1900 г. не были В. г., а 2000 г. — был. Название «високосный» связано с тем, что в Древнем Риме в качестве добавочного 366–го дня года дублировался 6–й день мартовских календ (за 6 дней до 1 марта), называвшийся bi‑sextus, т. е. второе шестое.

Год сидерический или звёздный — время, необходимое Земле для одного оборота вокруг Солнца, который начинается и заканчивается на линии, проведённой из центра Солнца в фиксированном направлении на небесной сфере; равен 365,2564^d.

Год календарный — интервал времени, близкий к тропическому году, но, из соображений удобства гражданского календаря, содержащий целое число суток. В юлианском и григорианском календарях используют два типа Г. к. — простой (365^d) и високосный (366^d), которые чередуются по определённым правилам.

Год тропический — интервал времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия; равен 365,2422^d. Основой календаря служит именно этот год.

Горизонт астрономический (или математический, или истинный) — большой круг небесной сферы, равноудалённый от зенита и надира наблюдателя. Плоскость Г. а. перпендикулярна линии отвеса и служит основной плоскостью в горизонтальной системе небесных координат, в которой направление на светило задаётся азимутом и высотой (или зенитным расстоянием, дополняющим высоту до 90°).

Двойная звезда — две звезды, видимые на небе близко друг к другу. Если звёзды действительно расположены рядом и связаны силой тяготения, то это «физическая Д. з.», а если видны рядом в результате случайной проекции, то «оптическая Д. з.».

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела — диаграмма, показывающая связь между цветом (или спектральным классом) и светимостью звёзд различного типа.

Дисперсия света — разложение сложного света при помощи стеклянной призмы или дифракционной решётки на отдельные цветные лучи, идущие в различных направлениях и образующие на экране спектр, цветную полоску с постепенным переходом цветов от красного к фиолетовому.

Долгота эклиптическая — одна из координат в эклиптической системе: угол, измеряемый вдоль эклиптики в сторону движения Солнца по эклиптике между точкой весеннего равноденствия и меридианом, проходящим через небесное светило и полюса эклиптики.

Законы Кеплера — три закона движения планет вокруг Солнца, открытые Иоганном Кеплером в 1609–1619 гг. на основании многолетних наблюдений за положением планет, проделанных Тихо Браге в конце XVI в. Кеплер нашёл, что: 1) планета движется по эллипсу, в фокусе которого расположено Солнце; 2) скорость планеты меняется так, что её радиус — вектор (отрезок, соединяющий планету с Солнцем) за равные промежутки времени заметает равные площади; 3) кубы средних расстояний планет от Солнца пропорциональны квадратам периодов их обращения вокруг Солнца. Позже, на основании законов механики и всемирного тяготения, И. Ньютон дал объяснение З. К. и уточнил, что при движении двух тел под действием взаимного гравитационного притяжения: 1) орбитой может быть не только эллипс, но и другие конические сечения— гипербола и парабола; 2) плоскость орбиты неизменна; 3) отношение куба среднего расстояния между телами к квадрату периода их взаимного обращения пропорционально сумме масс этих тел. Если в системе более двух тел, то формально эти законы неверны. Однако, если масса одного из тел подавляюще велика (в Солнечной системе это Солнце), то З. К., уточнённые Ньютоном, хорошо описывают истинное движение тел. Затмение — ситуация, когда три небесных тела располагаются на одной прямой. При этом наблюдатель, находящийся на одном из этих тел, может видеть, как другие два тела совмещаются, т. е. одно закрывает собой другое, либо как тень от одного из тел ложится на другое. Наиболее известны солнечные и лунные З.

В моменты солнечных З. Луна закрывает от нас Солнце. Если диск Луны полностью закрывает диск Солнца, то это полное З. Если Луна закрывает лишь часть солнечного диска, то это частное З. Если же в момент, когда центры дисков Луны и Солнца совместились, тонкий ободок солнечного диска оказался незакрытым (поскольку в этот момент угловой диаметр Луны меньше, чем Солнца), то такое З. называют кольцеобразным.

В моменты лунных З. земная тень ложится на Луну. Лунные затмения тоже бывают полные и частные в зависимости от того, по- покрывает земная тень весь лунный диск или только его часть. Если земная тень не касается лунного диска, но проходит вблизи него, происходит полутеневое лунное З. В этот момент для наблюдателя на Луне Земля закрывает собой часть солнечного диска; говорят, что на Луну ложится «полутень» Земли. Если же земная полутень покрывает лишь часть Луны, то это частное полутеневое лунное З. (заметить его глазом очень сложно).

Звёздная величина — физическая величина, характеризующая количество света, приходящего от небесного объекта к наблюдателю. Например, в звёздных величинах указывают видимый блеск звёзд. При этом блеск одного светила указывают путём его сравнения с блеском другого, принятого за эталон. Шкала З. в. логарифмическая. Разница на 5 З. в. точно соответствует 100–кратному различию в потоках света, приходящего от измеряемого и эталонного источников. Например, от 100 звёзд 6–й З. в. к нам приходит столько же света, сколько от одной звезды 1–й З. в.

Разность в 1 3. в. соответствует отношению потоков света в ⁵√100≈2,512 раза. Обозначают З. в. латинской буквой m (от лат. magnitudo — величина) в виде верхнего индекса справа от числа. Направление шкалы З. в. обратное, т. е. чем больше значение, тем слабее блеск объекта. Например, звезда 2–й З. в. (2^m) примерно в 2,512 раза ярче звезды 3–й З. в. (3^m) и в 2,512²=6,310 раза ярче звезды 4–й З. в. (4^m).

Видимая З. в. (иногда её называют просто — «звёздная величина») определяет поток света, который наблюдатель фиксирует, непосредственно изучая объект. Ясно, что наблюдаемая яркость звезды зависит не только от реальной мощности её излучения, но и от расстояния до неё. Шкала видимых З. в. ведёт начало от звёздного каталога Гиппарха (до 161 — ок. 126 дон. э.), в котором все видимые глазом звёзды впервые были разбиты на 6 классов яркости. У звёзд Ковша Бол. Медведицы блеск около 2^m у Веги около 0^m. У особо ярких светил значение З. в. может быть и отрицательным: блеск Сириуса около — 1,5^m (т. е. поток света от него в 4 раза больше, чем от Веги), а блеск Венеры в некоторые моменты почти достигает —5^m (в это время поток света от неё почти в 100 раз больше, чем от Веги). Подчеркнём, что видимая З. в. может быть измерена как невооружённым глазом, так и с помощью телескопа с фотопластинкой или другим приёмником света. В данном случае «видимая» означает «наблюдаемая», «кажущаяся».

Абсолютная З. в. указывает, какую видимую З. в. имело бы светило в том случае, если бы расстояние от Земли до него составляло 10 парсеков и при этом отсутствовало бы межзвёздное поглощение света. Таким образом, абсолютная З. в., в отличие от видимой, позволяет сравнивать истинные светимости небесных объектов.