Вопрос 1.

A.Оорт установил дифференциальное вращение Галактики в 1927 г., анализируя лучевые скорости и собственные движения звёзд (постоянные Оорта).

B.Закон Хаббла опубликован в 1929 г. Разница – всего два года. Контринтуитивно: казалось бы, «местное» вращение должно быть известно намного раньше, чем глобальное расширение, но оба факта потребовали точных измерений расстояний и скоростей, ставших доступными лишь в 1920-х гг. Ответ А.

Вопрос 2.

A.Оле Рёмер представил результат Парижской академии наук 21 ноября 1676' г. Наблюдая затмения спутника Юпитера Ио, он заметил, что они систематически запаздывают, когда Земля удаляется от Юпитера, и наступают раньше при сближении. Х. Гюйгенс из данных Рёмера получил значение около 230 000 км/с (77% от истинного). Аберрация звёзд, обнаруженная Дж. Брэдли в 1729 г., независимо подтвердила конечность скорости света.

B.Первый звёздный параллакс измерил Ф. В. Бессель в 1838 г. (61 Лебедя, гелиометр Фраунгофера, результат 0.314 ± 0.020 угл. сек.). Почти одновременно параллакс определили Ф. Струве (Вега) и Т. Хендерсон (Альфа Центавра).

Такой большой временной разрыв обусловлен тем, что углы параллакса невероятно малы — менее 1 угл. секунды даже для ближайших звёзд. Определение скорость света, напротив, требовала лишь хороших часов и многомесячных наблюдений Юпитера. Ответ А.

Вопрос 3.

A.В 1814 г. Й. Фраунгофер закартировал более 574 тёмных линий поглощения в солнечном спектре. В том же году, используя малый теодолитный телескоп, он наблюдал три широкие полосы поглощения в спектре Сириуса – первое спектроскопическое наблюдение звезды помимо Солнца. К 1823 г. он исследовал спектры Сириуса, Кастора, Поллукса, Капеллы, Бетельгейзе и Проциона. Кирхгоф и Бунзен создали теоретическую базу в 1859 г., а У. Хаггинс начал химический анализ звёзд в 1863 г.

B.Первая фотография звезды (Вега) — дагеротип У. К. Бонда и Дж. А. Уиппла 17 июля 1850 г. (Гарвардская обсерватория, 15-дюймовый рефрактор, выдержка ∼ 90 с). Контринтуитивно. Rазалось бы, «сфотографировать» проще, чем «разложить свет на спектр». Но Фраунгоферу нужна была лишь призма и телескоп, а фотография потребовала светочувствительных химических процессов и длинных экспозиций через большие телескопы. Ответ А.

Вопрос 4.

A.7 января 1610 г. Галилей увидел три «звезды» вблизи Юпитера. К 13 января обнаружил все четыре спутника (Ио, Европа, Ганимед, Каллисто). 15 января Галилей понял, что они обращаются вокруг планеты. Опубликовано в Sidereus Nuncius 13 марта 1610 г. В июле 1610 г. Галилей увидел Сатурн как «тройную планету» с непонятными «ушами». В 1612 г. кольца исчезли (оказались ребром к наблюдателю), и он написал: «Неужели Сатурн проглотил своих детей?» Х. Гюйгенс, используя более мощный 50-кратный телескоп, в 1655 г. предложил гипотезу кольца (опубликована сначала как анаграмма). Полное объяснение — в Systema Saturnium (1659 г.): «Планету окружает тонкое плоское кольцо, нигде не касающееся тела планеты, наклонённое к эклиптике.» Галилей увидел оба явления в одном и том же году (1610), но спутники Юпитера понял сразу, а кольца Сатурна – нет. Потребовались лучшая оптика и полный 29.5-летний орбитальный цикл Сатурна. Ответ A.

Вопрос 5.

A.В. К. Рентген обнаружил рентгеновское излучение 8 ноября 1895 г. в Вюрцбурге: он заметил, что экран из платиносинеродистого бария флуоресцирует при работе катодной трубки на расстоянии, недоступном для катодных лучей. Статья «О новом виде лучей» — 28 декабря 1895 г. За это открытие Ретген получил первую Нобелевскую премию по физике в 1901

г.

B.Первый космический рентгеновский источник — Скорпион X-1 – обнаружен 18 июня 1962 г. командой Р. Джаккони (ракета Aerobee 150, Уайт-Сэндс, Нью-Мексико). Счётчики Гейгера, предназначенные для поиска рентгеновского отражения от Луны, вместо этого зафиксировали мощный источник в Скорпионе. За это открытие была присуждена Нобелевская премия Джаккони в 2002 г. Ответ А.

Вопрос 6.

A.У. Гершель идентифицировал гравитационно-связанные двойные звёзды к 1803 г. Ф.Савари вычислил первую орбиту двойной (Кси Большой Медведицы, 1827 г.). Это была первая проверка ньютоновой гравитации за пределами Солнечной системы. После измерения звёздных параллаксов (с 1838 г.) стало возможно определять массы по третьему закону Кеплера. Надёжные оценки масс визуальных двойных – с 1840–1850-х гг.

B.Первый радиус звезды (не Солнца) измерили А. Майкельсон и Ф. Пиз 13 декабря 1920 г. с помощью 20-футового звёздного интерферометра на 100-дюймовом телескопе Маунт-Вилсон: угловой диаметр Бетельгейзе — 0.047 угл. сек. (∼ 900 диаметров Солнца). Ответ A.

Вопрос 7.

B.Лучевую скорость Андромеды (около −300 км/с, приближение) измерил В. Слайфер спектроскопически по доплеровскому смещению в 1912 г. Расстояние до неё определил Э. Хаббл лишь в 1924 г., обнаружив в ней цефеиды и применив зависимость «период – светимость». Метод раннего измерения – спектроскопия (эффект Доплера). Ответ B.

Вопрос 8.

A.Карл Янский (Bell Labs), исследуя радиопомехи трансатлантической связи, в 1932–1933 гг. обнаружил «устойчивый шум», который достигал максимума каждые 23 ч 56 мин (звёздные сутки) – источник в направлении центра Галактики. Первый полноценный радиотелескоп построил Грот Рёбер во дворе своего дома в 1937 г. и около десяти лет он оставался единственным радиоастрономом в мире.

B.Радиолокация Луны — проект «Диана», 10 января 1946 г. (Дж. Девитт, лагерь Эванс, Нью-Джерси): модифицированный радар SCR-271 послал импульсы на Луну, эхо вернулось через 2,5 с. Венгерский физик З. Бай получил тот же результат независимо 6 февраля 1946 г. Ответ A.

Итоговый ответ AAAAAABA