Die Astronomie ist eine der ältesten Wissenschaften. Seit jeher verfolgen die Menschen die Bewegung der Sterne am Himmel. Astronomische Beobachtungen dieser Zeit halfen bei der Orientierung im Gelände und waren auch für den Aufbau philosophischer und religiöser Systeme notwendig. Seitdem hat sich viel verändert. Die Astronomie löste sich endgültig von der Astrologie, sammelte umfangreiches Wissen und technische Macht. Astronomische Beobachtungen auf der Erde oder im Weltraum sind jedoch immer noch eine der wichtigsten Methoden zur Gewinnung von Daten in dieser Wissenschaft. Die Methoden zum Sammeln von Informationen haben sich geändert, aber das Wesentliche der Methodik ist unverändert geblieben.

Was sind astronomische Beobachtungen?

Es gibt Hinweise darauf, dass Menschen schon in prähistorischer Zeit über elementare Kenntnisse über die Bewegung von Mond und Sonne verfügten. Dass auch in der Antike das Wissen um die Koryphäen gefragt war und viel Beachtung fand, bezeugen die Werke von Hipparchos und Ptolemäus. Für diese Zeit und noch lange danach waren astronomische Beobachtungen das Studium des Nachthimmels und die Fixierung des Gesehenen auf Papier oder, einfacher gesagt, eine Skizze.

Bis zur Renaissance waren nur die einfachsten Instrumente Assistenten der Wissenschaftler in dieser Angelegenheit. Nach der Erfindung des Teleskops wurde eine beträchtliche Datenmenge verfügbar. Mit zunehmender Verbesserung nahm die Genauigkeit der erhaltenen Informationen zu. Unabhängig vom Stand des technologischen Fortschritts sind astronomische Beobachtungen jedoch die wichtigste Methode, um Informationen über Himmelsobjekte zu sammeln. Interessanterweise ist dies auch einer der Bereiche wissenschaftlicher Betätigung, in denen die Methoden der Zeit vor dem wissenschaftlichen Fortschritt, also die Beobachtung mit bloßem Auge oder mit Hilfe einfachster Apparaturen, ihre Relevanz nicht verloren haben.

Einstufung

Heute sind astronomische Beobachtungen eine ziemlich breite Kategorie von Aktivitäten. Sie können nach mehreren Kriterien klassifiziert werden:

• Qualifikation der Teilnehmer;
• die Art der aufgezeichneten Daten;
• Veranstaltungort.

Im ersten Fall werden professionelle und Amateurbeobachtungen unterschieden. Die in diesem Fall erhaltenen Daten sind meistens die Registrierung von sichtbarem Licht oder anderer elektromagnetischer Strahlung, einschließlich Infrarot und Ultraviolett. In diesem Fall können Informationen teilweise nur von der Oberfläche unseres Planeten oder nur aus dem Weltraum außerhalb der Atmosphäre gewonnen werden: Nach dem dritten Merkmal werden astronomische Beobachtungen auf der Erde oder im Weltraum unterschieden.

Amateurastronomie

Das Schöne an der Wissenschaft der Sterne und anderer Himmelskörper ist, dass sie eine der wenigen ist, die buchstäblich aktive und unermüdliche Bewunderer unter Laien braucht. Eine große Anzahl von Objekten, die ständige Aufmerksamkeit verdienen, es gibt eine kleine Anzahl von Wissenschaftlern, die sich mit den komplexesten Problemen beschäftigen. Daher fallen astronomische Beobachtungen des restlichen nahen Weltraums auf die Schultern von Amateuren.

Der Beitrag von Menschen, die Astronomie als ihr Hobby betrachten, zu dieser Wissenschaft ist ziemlich greifbar. Bis Mitte des letzten Jahrzehnts des letzten Jahrhunderts wurden mehr als die Hälfte der Kometen von Amateuren entdeckt. Auch veränderliche Sterne, die Beobachtung von Novae, die Verfolgung der Bedeckung von Himmelskörpern durch Asteroiden zählen zu ihren Interessensgebieten. Letzteres ist heute das vielversprechendste und am meisten nachgefragte Werk. Neue und Supernovae sind in der Regel Amateurastronomen, die sie als erste bemerken.

Optionen für nicht professionelle Beobachtungen

Die Amateurastronomie kann in eng verwandte Zweige unterteilt werden:

• Visuelle Astronomie. Dazu gehören astronomische Beobachtungen mit einem Fernglas, einem Teleskop oder dem bloßen Auge. Das Hauptziel solcher Aktivitäten besteht in der Regel darin, die Möglichkeit zu genießen, die Bewegung der Sterne sowie den Prozess selbst zu beobachten. Ein interessanter Zweig dieser Richtung ist die "Bürgersteig"-Astronomie: Einige Amateure tragen ihre Teleskope auf die Straße und laden alle ein, die Sterne, Planeten und den Mond zu bewundern.
• Astrofotografie. Der Zweck dieser Richtung ist es, fotografische Bilder von Himmelskörpern und ihren Elementen zu erhalten.
• Teleskopbau. Manchmal werden die notwendigen optischen Instrumente, Teleskope und Zubehör dafür von Amateuren fast von Grund auf neu hergestellt. In den meisten Fällen besteht der Teleskopbau jedoch darin, bestehende Geräte durch neue Komponenten zu ergänzen.
• Forschung. Einige Amateurastronomen suchen neben dem ästhetischen Vergnügen auch etwas mehr Materielles. Sie beschäftigen sich mit der Untersuchung von Asteroiden, Variablen, neuen und Supernovae, Kometen und Meteorschauern. In regelmäßigen Abständen werden im Prozess ständiger und sorgfältiger Beobachtungen Entdeckungen gemacht. Es ist diese Tätigkeit von Amateurastronomen, die den größten Beitrag zur Wissenschaft leistet.

Tätigkeiten von Fachleuten

Spezialisierte Astronomen auf der ganzen Welt verfügen über fortschrittlichere Ausrüstung als Amateure. Die vor ihnen liegenden Aufgaben erfordern eine hohe Genauigkeit beim Sammeln von Informationen, einen gut funktionierenden mathematischen Apparat zur Interpretation und Vorhersage. In der Regel stehen recht komplexe, oft weit entfernte Objekte und Phänomene im Mittelpunkt der Arbeit von Fachleuten. Die Erforschung der Weiten des Weltalls ermöglicht es oft, gewisse Gesetzmäßigkeiten des Universums aufzuklären, theoretische Konstruktionen über Entstehung, Aufbau und Zukunft zu klären, zu ergänzen oder zu widerlegen.

Klassifizierung nach Informationstyp

Beobachtungen in der Astronomie können, wie bereits erwähnt, mit der Fixierung verschiedener Strahlung in Verbindung gebracht werden. Auf dieser Grundlage werden folgende Richtungen unterschieden:

• optische Astronomie untersucht Strahlung im sichtbaren Bereich;
• Infrarotastronomie;
• ultraviolette Astronomie;
• Radioastronomie;
• Röntgenastronomie;
• Gamma-Astronomie.

Darüber hinaus werden die Richtungen dieser Wissenschaft und die entsprechenden Beobachtungen, die sich nicht auf elektromagnetische Strahlung beziehen, hervorgehoben. Dazu gehören Neutrino, das Studium der Neutrinostrahlung von außerirdischen Quellen, Gravitationswellen und Planetenastronomie.

Von der Oberfläche

Einige der in der Astronomie untersuchten Phänomene stehen für die Forschung in bodengestützten Labors zur Verfügung. Astronomische Beobachtungen auf der Erde sind mit der Untersuchung der Bewegungsbahnen von Himmelskörpern, der Messung der Entfernung zu Sternen im Weltraum, der Festlegung bestimmter Arten von Strahlung und Radiowellen usw. verbunden. Bis zum Beginn der Ära der Raumfahrt konnten sich Astronomen nur mit Informationen begnügen, die unter den Bedingungen unseres Planeten gewonnen wurden. Und das war genug, um eine Theorie über den Ursprung und die Entwicklung des Universums aufzubauen, um viele Muster zu entdecken, die im Weltraum existieren.

Hoch über der Erde

Mit dem Start des ersten Satelliten begann eine neue Ära in der Astronomie. Die von Raumfahrzeugen gesammelten Daten sind von unschätzbarem Wert. Sie trugen zur Vertiefung des Verständnisses der Wissenschaftler für die Geheimnisse des Universums bei.

Astronomische Beobachtungen im Weltraum ermöglichen den Nachweis aller Arten von Strahlung, von sichtbarem Licht bis hin zu Gamma- und Röntgenstrahlen. Die meisten von ihnen stehen der Forschung von der Erde aus nicht zur Verfügung, weil die Atmosphäre des Planeten sie absorbiert und sie nicht an die Oberfläche lässt. Ein Beispiel für Entdeckungen, die erst nach Beginn des Weltraumzeitalters möglich wurden, sind Röntgenpulsare.

Informationsschürfer

Astronomische Beobachtungen im Weltraum werden mit verschiedenen Geräten durchgeführt, die auf Raumfahrzeugen und umlaufenden Satelliten installiert sind. Viele Studien dieser Art werden auf der Internationalen Raumstation durchgeführt. Der Beitrag optischer Teleskope, die im letzten Jahrhundert mehrfach gestartet wurden, ist von unschätzbarem Wert. Unter ihnen sticht der berühmte Hubble hervor. Für den Laien ist es in erster Linie eine Quelle für atemberaubend schöne fotografische Bilder aus dem Weltraum. Dies ist jedoch nicht alles, was er „tun kann“. Mit seiner Hilfe wurde eine große Menge an Informationen über die Struktur vieler Objekte und die Muster ihres "Verhaltens" erhalten. Hubble und andere Teleskope sind eine unschätzbare Datenquelle für die theoretische Astronomie, die an den Problemen der Entwicklung des Universums arbeitet.

Astronomische Beobachtungen – sowohl terrestrische als auch Weltraumbeobachtungen – sind die einzigen für die Wissenschaft von Himmelskörpern und -phänomenen. Ohne sie könnten Wissenschaftler nur verschiedene Theorien entwickeln, ohne sie mit der Realität vergleichen zu können.

Die Astronomie basiert auf Beobachtungen, die von der Erde aus gemacht wurden und erst seit den 60er Jahren unseres Jahrhunderts vom Weltraum aus durchgeführt werden - von automatischen und anderen Raumstationen und sogar vom Mond aus. Die Geräte ermöglichten es, Mondbodenproben zu entnehmen, verschiedene Instrumente zu liefern und sogar Menschen auf dem Mond zu landen. Doch vorerst können nur die erdnächsten Himmelskörper erforscht werden. Beobachtungen in der Astronomie spielen die gleiche Rolle wie Experimente in Physik und Chemie und haben eine Reihe von Merkmalen.

Erste Funktion besteht darin, dass astronomische Beobachtungen in Bezug auf die untersuchten Objekte in den meisten Fällen passiv sind. Wir können Himmelskörper nicht aktiv beeinflussen, Experimente durchführen (mit Ausnahme seltener Fälle), wie dies in Physik, Biologie und Chemie der Fall ist. Lediglich der Einsatz von Raumfahrzeugen hat in dieser Hinsicht einige Möglichkeiten eröffnet.

Außerdem laufen viele Himmelserscheinungen so langsam ab, dass ihre Beobachtung enorme Zeiträume erfordert; zum Beispiel macht sich eine Änderung der Neigung der Erdachse zur Ebene ihrer Umlaufbahn erst nach Hunderten von Jahren bemerkbar. Daher haben für uns einige Beobachtungen, die vor Tausenden von Jahren in Babylon und in China gemacht wurden, ihre Bedeutung nicht verloren, und sie waren nach modernen Vorstellungen sehr ungenau.

Zweites Merkmal astronomische Beobachtungen ist wie folgt. Wir beobachten die Position von Himmelskörpern und ihre Bewegung von der Erde aus, die selbst in Bewegung ist. Daher hängt die Sicht auf den Himmel für einen irdischen Beobachter nicht nur davon ab, wo er sich auf der Erde befindet, sondern auch davon, zu welcher Tages- und Jahreszeit er beobachtet. Wenn wir zum Beispiel einen Wintertag haben, ist es in Südamerika eine Sommernacht und umgekehrt. Sterne sind nur im Sommer oder Winter sichtbar.

Drittes Merkmal astronomischen Beobachtungen ist darauf zurückzuführen, dass alle Gestirne sehr weit von uns entfernt sind, so weit, dass es unmöglich ist, weder mit dem Auge noch durch ein Teleskop zu entscheiden, welcher von ihnen näher, welcher weiter entfernt ist. Sie erscheinen uns alle gleich weit entfernt. Daher werden bei Beobachtungen meist Winkelmessungen durchgeführt, aus denen oft schon Rückschlüsse auf Luftlinienabstände und Körpergrößen gezogen werden.

Die Entfernung zwischen Objekten am Himmel (z. B. Sternen) wird durch den Winkel gemessen, den die Strahlen bilden, die vom Beobachtungspunkt zu den Objekten gehen. Dieser Abstand wird als Winkel bezeichnet und in Grad und seinen Bruchteilen ausgedrückt. In diesem Fall wird davon ausgegangen, dass zwei Sterne am Himmel nicht weit voneinander entfernt sind, wenn die Richtungen, in denen wir sie sehen, nahe beieinander liegen (Abb. 1, Sterne A und B). Es ist möglich, dass der dritte Stern C, am Himmel weiter von L entfernt, im Weltraum zu SONDERN näher als ein Stern BEIM.

Messungen der Höhe, des Winkelabstands eines Objekts vom Horizont, werden mit speziellen goniometrischen optischen Instrumenten wie einem Theodoliten durchgeführt. Theodolit ist ein Instrument, dessen Hauptteil ein Teleskop ist, das sich um die vertikale und horizontale Achse dreht (Abb. 2). An den Achsen sind Kreise angebracht, die in Grad und Bogenminuten unterteilt sind. In diesen Kreisen wird die Richtung des Teleskops gezählt. Auf Schiffen und Flugzeugen werden Winkelmessungen mit einem Instrument namens Sextant (Sextan) durchgeführt.

Die scheinbaren Abmessungen von Himmelsobjekten können auch in Winkeleinheiten ausgedrückt werden. Die Durchmesser der Sonne und des Mondes im Winkelmaß sind ungefähr gleich - etwa 0,5 °, und in linearen Einheiten ist die Sonne im Durchmesser etwa 400-mal größer als der Mond, aber sie ist genauso oft weiter von der Erde entfernt . Daher sind ihre Winkeldurchmesser für uns nahezu gleich.

Ihre Beobachtungen

Für eine bessere Aneignung der Astronomie sollten Sie möglichst früh mit der Beobachtung von Himmelsphänomenen und Gestirnen beginnen. Richtlinien für Beobachtungen mit bloßem Auge sind in Anhang VI angegeben. Das Finden der Sternbilder, das Orientieren am Boden am Polarstern, der Ihnen aus dem Lehrgang der physischen Geographie bekannt ist, und das Beobachten der täglichen Rotation des Himmels erfolgt bequem anhand der dem Lehrbuch beigefügten Wandersternkarte. Für eine ungefähre Abschätzung der Winkelabstände am Himmel ist es hilfreich zu wissen, dass der Winkelabstand zwischen den beiden Sternen des "Pendels" Ursa Major etwa 5° beträgt.

Zunächst müssen Sie sich mit dem Blick auf den Sternenhimmel vertraut machen, Planeten darauf finden und sicherstellen, dass sie sich innerhalb von 1-2 Monaten relativ zu den Sternen oder der Sonne bewegen. (Die Bedingungen für die Sichtbarkeit der Planeten und einiger Himmelserscheinungen werden im astronomischen Schulkalender für das jeweilige Jahr erwähnt.) Daneben sollte man sich mit dem Relief des Mondes, mit Sonnenflecken und dann mit anderen Gestirnen vertraut machen und Phänomene, die in Anhang VI erwähnt werden. Dazu wird im Folgenden eine Einführung in das Teleskop gegeben.

VORWORT
Das Buch widmet sich der Organisation, dem Inhalt und der Methodik fortgeschrittener astronomischer Beobachtungen sowie den einfachsten mathematischen Methoden zu ihrer Verarbeitung. Es beginnt mit einem Kapitel über das Testen des Teleskops, dem Hauptinstrument der beobachtenden Astronomie. Dieses Kapitel umreißt die Hauptprobleme im Zusammenhang mit der einfachsten Theorie des Teleskops. Lehrkräfte finden hier viele wertvolle Praxistipps rund um die Bestimmung der verschiedenen Eigenschaften eines Teleskops, die Überprüfung der Qualität seiner Optik, die Wahl der optimalen Beobachtungsbedingungen sowie die notwendigen Informationen über das wichtigste Teleskopzubehör und dessen Handhabung sie bei visuellen und fotografischen Beobachtungen.
Der wichtigste Teil des Buches ist das zweite Kapitel, das anhand von konkretem Material Fragen der Organisation, des Inhalts und der Methoden der Durchführung astronomischer Beobachtungen behandelt. Ein erheblicher Teil der vorgeschlagenen Beobachtungen - visuelle Beobachtungen von Mond, Sonne, Planeten, Finsternissen - erfordert keine hohen Qualifikationen und kann unter geschickter Anleitung des Lehrers in kurzer Zeit gemeistert werden. Gleichzeitig erfordern eine Reihe anderer Beobachtungen – fotografische Beobachtungen, visuelle Beobachtungen veränderlicher Sterne, Programmbeobachtungen von Meteorschauern und einige andere – bereits beträchtliche Fähigkeiten, eine gewisse theoretische Ausbildung und zusätzliche Instrumente und Ausrüstung.
Natürlich lassen sich nicht alle in diesem Kapitel aufgeführten Beobachtungen in jeder Schule umsetzen. Die Organisation von Beobachtungen mit erhöhtem Schwierigkeitsgrad steht höchstwahrscheinlich jenen Schulen zur Verfügung, an denen es eine gute Tradition bei der Organisation außerschulischer Aktivitäten in der Astronomie gibt, Erfahrung in der entsprechenden Arbeit vorhanden ist und, was sehr wichtig ist, eine gute materielle Basis vorhanden ist.
Schließlich werden im dritten Kapitel anhand von spezifischem Material die wichtigsten mathematischen Methoden zur Verarbeitung von Beobachtungen in einfacher und anschaulicher Form vorgestellt: Interpolation und Extrapolation, approximative Darstellung empirischer Funktionen und Fehlertheorie. Dieses Kapitel ist fester Bestandteil des Buches. Es lenkt sowohl Lehrer als auch Schüler und schließlich Liebhaber der Astronomie zu einer durchdachten, ernsthaften Haltung gegenüber der Einrichtung und Durchführung astronomischer Beobachtungen, deren Ergebnisse erst dann eine gewisse Bedeutung und einen Wert erlangen können, wenn sie einer angemessenen mathematischen Verarbeitung unterzogen wurden.
Die Aufmerksamkeit der Lehrer wird auf die Notwendigkeit gelenkt, Mikrorechner und in Zukunft Personal Computer zu verwenden.
Das Material des Buches kann bei der Durchführung von praktischem Unterricht in Astronomie, der im Lehrplan vorgesehen ist, sowie bei der Durchführung von Wahlunterricht und bei der Arbeit eines astronomischen Kreises verwendet werden.
Bei dieser Gelegenheit sprechen die Autoren dem stellvertretenden Vorsitzenden des Rates der astronomischen Kreise des Moskauer Planetariums, einem Mitarbeiter der ORKB MSU M. Yu. Shevchenko und außerordentlichem Professor des Vladimir Pedagogical Institute, Kandidat für Physik und Mathematik, ihre tiefe Dankbarkeit aus Sciences E. P. Razbitnaya für wertvolle Anregungen, die zur inhaltlichen Verbesserung des Buches beigetragen haben.
Die Autoren nehmen dankbar alle kritischen Kommentare von Lesern entgegen.

Kapitel I PRÜFEN VON TELESKOPEN

§ 1. Einleitung
Teleskope sind die Hauptinstrumente jeder astronomischen Sternwarte, einschließlich der pädagogischen. Mit Hilfe von Teleskopen beobachten die Schüler die Sonne und die auf ihr auftretenden Phänomene, den Mond und seine Topographie, die Planeten und einige ihrer Trabanten, die vielfältige Welt der Sterne, offene und Kugelsternhaufen, diffuse Nebel, die Milchstraße und Galaxien .
Auf der Grundlage direkter Fernrohrbeobachtungen und mit Großteleskopen aufgenommener Fotografien kann der Lehrer bei den Schülern lebendige naturwissenschaftliche Vorstellungen über den Aufbau der sie umgebenden Welt erzeugen und sich auf dieser Grundlage feste materialistische Überzeugungen bilden.
Beginnend mit Beobachtungen an der astronomischen Sternwarte der Schule sollte der Lehrer die Möglichkeiten der Teleskopoptik, verschiedene praktische Methoden zu ihrer Prüfung und die Feststellung ihrer Haupteigenschaften gut kennen. Je voller und tiefer die Fernrohrkenntnisse des Lehrers sind, desto besser wird er astronomische Beobachtungen organisieren können, desto fruchtbarer wird die Arbeit der Schüler sein und desto überzeugender werden ihnen die Ergebnisse der Beobachtungen erscheinen.
Insbesondere ist es für einen Astronomielehrer wichtig, eine kurze Theorie des Teleskops zu kennen, mit den gängigsten optischen Systemen und Teleskopinstallationen vertraut zu sein und auch ziemlich vollständige Informationen über Okulare und verschiedenes Teleskopzubehör zu haben. Gleichzeitig muss er die wesentlichen Eigenschaften sowie die Vor- und Nachteile von Kleinteleskopen kennen, die für schul- und institutspädagogische Sternwarten bestimmt sind, über gute Kenntnisse im Umgang mit solchen Teleskopen verfügen und deren Möglichkeiten bei der Organisation von Beobachtungen realistisch einschätzen können.
Die Effektivität der Arbeit eines astronomischen Observatoriums hängt nicht nur von seiner Ausstattung mit verschiedenen Geräten und insbesondere von der optischen Leistung der darauf verfügbaren Teleskope ab, sondern auch vom Bereitschaftsgrad der Beobachter. Nur ein qualifizierter Beobachter, der über gute Kenntnisse im Umgang mit dem ihm zur Verfügung stehenden Teleskop verfügt und dessen Haupteigenschaften und -möglichkeiten kennt, ist in der Lage, die größtmöglichen Informationen über dieses Teleskop zu erhalten.
Daher steht der Lehrer vor der wichtigen Aufgabe, Aktivisten vorzubereiten, die in der Lage sind, gute Beobachtungen zu machen, die Ausdauer, sorgfältige Ausführung, große Aufmerksamkeit und Zeit erfordern.
Ohne die Schaffung einer Gruppe qualifizierter Beobachter ist es unmöglich, auf das weit verbreitete kontinuierliche Funktionieren der Schulsternwarte und auf ihre große Rückkehr in die Bildung und Erziehung aller anderen Schüler zu zählen.
Dabei reicht es für den Lehrer nicht aus, die Teleskope selbst und ihre Fähigkeiten zu kennen, er muss auch über eine durchdachte und ausdrucksstarke Erklärungsmethode verfügen, die nicht weit über Schullehrpläne und Lehrbücher hinausgeht und auf den in der Schule erworbenen Kenntnissen der Schüler aufbaut das Studium der Physik, Astronomie und Mathematik.
Gleichzeitig sollte besonderes Augenmerk auf den angewandten Charakter der gemeldeten Informationen über Teleskope gelegt werden, damit die Fähigkeiten der letzteren im Prozess der Durchführung der geplanten Beobachtungen zum Vorschein kommen und sich in den erzielten Ergebnissen manifestieren.
Unter Berücksichtigung der oben genannten Anforderungen enthält das erste Kapitel des Buches theoretische Informationen über Teleskope in dem Umfang, der für gut durchdachte Beobachtungen erforderlich ist, sowie Beschreibungen rationaler praktischer Methoden zum Testen und Feststellen ihrer verschiedenen Eigenschaften unter Berücksichtigung die Kenntnisse und Fähigkeiten der Schüler.

§ 2. Bestimmung der Hauptmerkmale der Fernrohroptik
Um die Möglichkeiten der Teleskopoptik gründlich zu verstehen, sollte man zunächst einige optische Daten über das menschliche Auge geben - das wichtigste "Werkzeug" der Schüler bei den meisten astronomischen Beobachtungen im Unterricht. Lassen Sie uns auf seine Eigenschaften wie extreme Empfindlichkeit und Sehschärfe eingehen und ihren Inhalt an Beispielen von Beobachtungen von Himmelsobjekten veranschaulichen.
Unter der Grenzempfindlichkeit des Auges versteht man den minimalen Lichtstrom, der vom voll dunkeladaptierten Auge noch wahrgenommen werden kann.
Geeignete Objekte zur Bestimmung der Grenzempfindlichkeit des Auges sind Gruppen von Sternen unterschiedlicher Größe mit sorgfältig gemessenen Größen. Bei gutem Zustand der Atmosphäre, einem wolkenlosen Himmel in einer mondlosen Nacht weit weg von der Stadt, kann man Sterne bis zur 6. Größenklasse beobachten. Dies ist jedoch nicht die Grenze. Hoch in den Bergen, wo die Atmosphäre besonders rein und transparent ist, werden Sterne bis zur 8. Größenklasse sichtbar.
Ein erfahrener Beobachter muss die Grenzen seines Auges kennen und aus Beobachtungen der Sterne den Transparenzzustand der Atmosphäre bestimmen können. Dazu müssen Sie den in der Astronomie allgemein anerkannten Standard - die Nordpolarreihe (Abb. 1, a) - gut studieren und als Regel annehmen: Bevor Sie Teleskopbeobachtungen durchführen, müssen Sie zuerst mit bloßem Auge bestimmen Grenzsichtbare Sterne aus dieser Reihe und bestimmen daraus den Zustand der Atmosphäre.
Reis. 1. Karte der Nordpolarkette:
a - für Beobachtungen mit bloßem Auge; b - mit einem Fernglas oder einem kleinen Teleskop; c - mittleres Teleskop.
Die gewonnenen Daten werden im Beobachtungsprotokoll festgehalten. All dies erfordert Beobachtung, Gedächtnis, entwickelt die Gewohnheit der Augenbeurteilung und gewöhnt sich an Genauigkeit - diese Eigenschaften sind für den Beobachter sehr nützlich.
Unter Sehschärfe versteht man die Fähigkeit des Auges, nahe beieinander liegende Objekte oder leuchtende Punkte zu unterscheiden. Ärzte haben herausgefunden, dass die durchschnittliche Schärfe eines normalen menschlichen Auges 1 Bogenminute beträgt. Diese Daten wurden durch Untersuchung von hellen, gut beleuchteten Objekten und punktförmigen Lichtquellen unter Laborbedingungen gewonnen.
Bei der Beobachtung von Sternen - viel weniger hellen Objekten - ist die Sehschärfe etwas reduziert und beträgt etwa 3 Bogenminuten oder mehr. Bei normaler Sicht ist es also leicht zu erkennen, dass sich in der Nähe von Mizar - dem mittleren Stern im Griff des Ursa Major-Eimers - ein schwacher Stern Alkor befindet. Längst nicht jedem gelingt es, die Dualität von e Lyra mit bloßem Auge festzustellen. Der Winkelabstand zwischen Mizar und Alcor beträgt 1 Г48", und zwischen den Komponenten ei und e2 von Lyra - 3"28".
Betrachten wir nun, wie das Teleskop die Möglichkeiten des menschlichen Sehens erweitert, und analysieren wir diese Möglichkeiten.
Ein Teleskop ist ein afokales optisches System, das einen Strahl paralleler Strahlen mit einem Querschnitt D in einen Strahl paralleler Strahlen mit einem Querschnitt d umwandelt. Deutlich wird dies am Beispiel des Strahlengangs in einem Refraktor (Abb. 2), wo die Linse parallele Strahlen von einem fernen Stern auffängt und auf einen Punkt in der Brennebene fokussiert. Außerdem divergieren die Strahlen, treten in das Okular ein und verlassen es als paralleler Strahl mit kleinerem Durchmesser. Die Strahlen treten dann in das Auge ein und werden auf einen Punkt am unteren Rand des Augapfels fokussiert.
Wenn der Durchmesser der Pupille des menschlichen Auges gleich dem Durchmesser des aus dem Okular austretenden parallelen Strahls ist, werden alle vom Objektiv gesammelten Strahlen in das Auge eintreten. Daher drückt in diesem Fall das Verhältnis der Flächen der Teleskoplinse und der Pupille des menschlichen Auges die Multiplizität der Zunahme des fallenden Lichtflusses aus
Wenn wir davon ausgehen, dass der Pupillendurchmesser 6 mm beträgt (bei völliger Dunkelheit erreicht er sogar 7 - 8 mm), dann kann ein Schulrefraktor mit einem Linsendurchmesser von 60 mm 100-mal mehr Lichtenergie ins Auge schicken, als das bloße Auge wahrnimmt. Infolgedessen können mit einem solchen Teleskop Sterne sichtbar werden, die uns Lichtströme senden, die 100-mal kleiner sind als die Lichtströme von Sternen, die an der Grenze mit bloßem Auge sichtbar sind.
Nach der Formel von Pogson entspricht eine hundertfache Erhöhung der Beleuchtung (Lichtstrom) 5 Sternengrößen:
Die obige Formel ermöglicht es, die Durchschlagskraft abzuschätzen, die die wichtigste Eigenschaft eines Teleskops ist. Die Durchschlagskraft wird durch die Grenzgröße (m) des schwächsten Sterns bestimmt, der mit einem gegebenen Teleskop unter den besten atmosphärischen Bedingungen noch sichtbar ist. Da in obiger Formel weder der Lichtverlust beim Durchgang der Optik noch die Verdunklung des Himmelshintergrundes im Gesichtsfeld des Teleskops berücksichtigt sind, handelt es sich um eine Näherung.
Einen genaueren Wert für die Durchschlagskraft eines Teleskops errechnet man mit folgender Summenformel, die die Ergebnisse von Sternbeobachtungen mit Instrumenten unterschiedlichen Durchmessers zusammenfasst:
wobei D der Durchmesser der Linse ist, ausgedrückt in Millimetern.
Tabelle 1 zeigt zur Orientierung die Richtwerte der Durchschlagskraft von Fernrohren, berechnet nach der Summenformel (1).
Die tatsächliche Durchschlagskraft des Teleskops kann durch Beobachtung der Sterne der nördlichen Polarreihe bestimmt werden (Abb. 1.6, c). Stellen Sie dazu, orientiert an Tabelle 1 bzw. an der Summenformel (1), den ungefähren Wert der Durchschlagskraft des Fernrohres ein. Weiterhin werden aus den gegebenen Karten (Abb. 1.6, c) Sterne mit etwas größerer und etwas kleinerer Magnitude ausgewählt. Kopieren Sie sorgfältig alle Sterne mit größerer Brillanz und alle ausgewählten. Auf diese Weise wird eine Sternenkarte erstellt, sorgfältig studiert und Beobachtungen gemacht. Das Fehlen von "zusätzlichen" Sternen auf der Karte trägt zur schnellen Identifizierung des Teleskopbildes und zur Ermittlung der Sterngrößen der sichtbaren Sterne bei. An den darauffolgenden Abenden werden Nachbeobachtungen durchgeführt. Wenn sich das Wetter und die Transparenz der Atmosphäre verbessern, wird es möglich, schwächere Sterne zu sehen und zu identifizieren.
Die Helligkeit des auf diese Weise gefundenen schwächsten Sterns bestimmt die tatsächliche Durchschlagskraft des verwendeten Teleskops. Die erzielten Ergebnisse werden im Beobachtungsprotokoll festgehalten. Aus ihnen kann man den Zustand der Atmosphäre und die Bedingungen für die Beobachtung anderer Gestirne ableiten.
Die zweitwichtigste Eigenschaft eines Teleskops ist seine Auflösung b, die als minimaler Winkel zwischen zwei getrennt betrachteten Sternen verstanden wird. In der theoretischen Optik ist bewiesen, dass es mit einer idealen Linse im sichtbaren Licht L = 5,5-10-7 m immer noch möglich ist, einen Doppelstern aufzulösen, wenn der Winkelabstand zwischen seinen Komponenten gleich dem Winkel ist
wobei D der Linsendurchmesser in Millimetern ist. (...)
Reis. 3. Beugungsmuster enger Sternpaare mit unterschiedlichen Winkelabständen der Komponenten.
Es ist auch lehrreich, teleskopische Beobachtungen heller Sternpaare mit geöffnetem Objektiv durchzuführen. Wenn der Einlass des Teleskops allmählich geöffnet wird, nehmen die Beugungsscheiben der Sterne zu, verschmelzen und verschmelzen zu einer einzigen Beugungsscheibe mit größerem Durchmesser, aber viel geringerer Helligkeit.
Bei der Durchführung solcher Studien sollte auf die Qualität der Teleskopbilder geachtet werden, die vom Zustand der Atmosphäre bestimmt werden.
Atmosphärische Störungen sollten mit einem gut ausgerichteten Teleskop (vorzugsweise einem Reflektor) beobachtet werden, indem Beugungsbilder heller Sterne bei hoher Vergrößerung untersucht werden. Aus der Optik ist bekannt, dass bei einem monochromatischen Lichtstrom 83,8 % der durch die Linse übertragenen Energie in der zentralen Beugungsscheibe konzentriert sind, 7,2 % im ersten Ring, 2,8 % im zweiten, 1,5 % im dritten und 1,5 % % im vierten Ring - 0,9 % usw.
Da die einfallende Strahlung von Sternen nicht monochromatisch ist, sondern aus unterschiedlichen Wellenlängen besteht, sind die Beugungsringe farbig und unscharf. Die Klarheit von Ringbildern kann durch den Einsatz von Filtern, insbesondere Schmalbandfiltern, verbessert werden. Durch die Energieabnahme von Ring zu Ring und die Zunahme ihrer Flächen wird jedoch bereits der dritte Ring unauffällig.
Dies sollte bei der Abschätzung des Zustands der Atmosphäre aus sichtbaren Beugungsmustern beobachteter Sterne berücksichtigt werden. Bei solchen Beobachtungen können Sie die Pickering-Skala verwenden, nach der die besten Bilder mit 10 und sehr schlechte mit 1 bewertet werden.
Wir geben eine Beschreibung dieser Skala (Abb. 4).
1. Bilder von Sternen sind gewellt und verschmiert, so dass ihre Durchmesser im Durchschnitt doppelt so groß sind wie der dritte Beugungsring.
2. Das Bild ist wellig und befindet sich leicht außerhalb des dritten Beugungsrings.
3. Das Bild geht nicht über den dritten Beugungsring hinaus. Die Bildhelligkeit nimmt zur Mitte hin zu.
4. Von Zeit zu Zeit ist die zentrale Beugungsscheibe des Sterns sichtbar, wobei kurze Bögen um sie herum erscheinen.
5. Die Beugungsscheibe ist die ganze Zeit sichtbar, und oft sind kurze Bögen sichtbar.
6. Die Beugungsscheibe und die kurzen Bögen sind ständig sichtbar.
7. Bögen bewegen sich um eine gut sichtbare Scheibe herum.
8. Ringe mit Lücken bewegen sich um eine klar definierte Scheibe,
9. Der Beugungsring, der der Scheibe am nächsten ist, ist bewegungslos.
10. Alle Beugungsringe sind stationär.
Die Punkte 1 - 3 charakterisieren den schlechten Zustand der Atmosphäre für astronomische Beobachtungen, 4 - 5 - mittelmäßig, 6 - 7 - gut, 8 - 10 - ausgezeichnet.
Das dritte wichtige Merkmal eines Teleskops ist seine Linsenöffnung, die gleich dem Quadrat des Verhältnisses des Linsendurchmessers ist
zu seiner Brennweite (...)

§ 3. Überprüfung der Qualität der Fernrohroptik
Der Gebrauchswert eines Teleskops als Beobachtungsinstrument wird nicht nur durch seine Größe bestimmt, sondern auch durch die Qualität seiner Optik, d.h. dem Perfektionsgrad seines optischen Systems und der Qualität des Objektivs. Eine wichtige Rolle spielt die Qualität der am Teleskop angebrachten Okulare sowie die Vollständigkeit ihres Sets.
Das Objektiv ist der wichtigste Teil des Teleskops. Leider haben selbst die fortschrittlichsten Teleskopobjektive sowohl aus rein technischen Gründen als auch aus der Natur des Lichts eine Reihe von Nachteilen. Die wichtigsten davon sind chromatische und sphärische Aberration, Koma und Astigmatismus. Außerdem leiden lichtstarke Objektive in unterschiedlichem Maße unter Feldkrümmung und Verzerrung.
Der Lehrer muss die wichtigsten optischen Mängel der am häufigsten verwendeten Teleskoptypen kennen, diese Mängel ausdrucksstark und klar demonstrieren und in der Lage sein, sie bis zu einem gewissen Grad zu reduzieren.
Lassen Sie uns nacheinander die wichtigsten optischen Mängel von Teleskopen beschreiben, überlegen, in welchen Arten von Kleinteleskopen und in welchem ​​Umfang sie sich äußern, und die einfachsten Möglichkeiten aufzeigen, sie hervorzuheben, anzuzeigen und zu reduzieren.
Das Haupthindernis, das die Verbesserung des Refraktorteleskops lange Zeit verhinderte, war die chromatische (Farb-) Aberration, d. h. die Unfähigkeit einer Sammellinse, alle Lichtstrahlen mit unterschiedlichen Wellenlängen an einem Punkt zu sammeln. Chromatische Aberration wird durch die ungleiche Brechung von Lichtstrahlen unterschiedlicher Wellenlänge verursacht (rote Strahlen werden schwächer gebrochen als gelbe und gelbe Strahlen sind schwächer als blaue).
Die chromatische Aberration ist besonders ausgeprägt bei Teleskopen mit einlinsigen lichtstarken Objektiven. Wird ein solches Teleskop auf einen hellen Stern gerichtet, dann auf eine bestimmte Position des Okulars
Sie können einen hellvioletten Fleck sehen, der von einem farbigen Halo mit einem verschwommenen roten Außenring umgeben ist. Beim Ausfahren des Okulars ändert sich die Farbe des zentralen Flecks allmählich zu Blau, dann zu Grün, Gelb, Orange und schließlich zu Rot. Im letzteren Fall ist um den roten Fleck herum ein farbiger Halo mit einem violetten Ringrand sichtbar.
Wenn Sie den Planeten durch ein solches Teleskop betrachten, ist das Bild sehr verschwommen mit schillernden Flecken.
Zweilinsige Objektive, die weitgehend frei von chromatischer Aberration sind, werden als Achromaten bezeichnet. Die relative Öffnung eines Refraktors mit einer achromatischen Linse beträgt normalerweise 715 oder mehr (bei Schul-Refraktoren bleiben 7o übrig, was die Bildqualität etwas verschlechtert).
Eine achromatische Linse ist jedoch nicht vollständig frei von chromatischer Aberration und bündelt nur Strahlen bestimmter Wellenlängen gut. Dabei werden die Objektive ihrem Zweck entsprechend achromatisiert; visuell - in Bezug auf die Strahlen, die am stärksten auf das Auge einwirken, fotografisch - für die Strahlen, die am stärksten auf die fotografische Emulsion einwirken. Insbesondere die Linsen von Schulrefraktoren haben einen visuellen Zweck.
Das Vorhandensein von Restchromatischer Aberration in Schulrefraktoren kann auf der Grundlage von Beobachtungen mit sehr hohen Vergrößerungen von Beugungsbildern heller Sterne beurteilt werden, wobei die folgenden Filter schnell geändert werden: Gelbgrün, Rot, Blau. Ein schneller Wechsel der Lichtfilter kann durch den Einsatz von Scheiben- oder Schieberahmen gewährleistet werden, beschrieben in
§ 20 des Buches „Schulsternwarte“1. Die in diesem Fall beobachteten Änderungen in den Beugungsmustern weisen darauf hin, dass nicht alle Strahlen gleich fokussiert sind.
Die Eliminierung der chromatischen Aberration wird erfolgreicher in dreilinsigen apochromatischen Objektiven gelöst. Es ist jedoch noch nicht gelungen, es in allen Objektiven vollständig zu zerstören.
Eine Spiegelreflexlinse bricht Lichtstrahlen nicht. Daher sind diese Objektive völlig frei von chromatischer Aberration. Auf diese Weise sind Reflexlinsen im Vergleich zu Linsen günstig.
Ein weiterer großer Nachteil von Teleskopobjektiven ist die sphärische Aberration. Sie äußert sich darin, dass parallel zur optischen Achse verlaufende monochromatische Strahlen je nach durchlaufener Zone unterschiedlich weit vom Objektiv fokussiert werden. In einer einzelnen Linse werden also die Strahlen, die in der Nähe ihres Zentrums vorbeigegangen sind, am weitesten fokussiert, und am nächsten sind diejenigen, die durch die Randzone gegangen sind.
Dies ist leicht zu erkennen, wenn ein Teleskop mit einem Objektiv mit einer Linse auf einen hellen Stern gerichtet und mit zwei Blenden beobachtet wird: Eine davon sollte den Fluss hervorheben, der durch die zentrale Zone fließt, und die zweite in Form eines Rings , soll die Strahlen der Randzone durchlassen. Beobachtungen sollten möglichst schmalbandig mit Lichtfiltern durchgeführt werden. Bei Verwendung der ersten Blende wird ein scharfes Bild des Sterns bei einem etwas größeren Okularauszug erhalten als bei Verwendung der zweiten Blende, was das Vorhandensein von sphärischer Aberration bestätigt.
Bei komplexen Linsen wird die sphärische Aberration zusammen mit der chromatischen Aberration auf die erforderliche Grenze reduziert, indem Linsen mit einer bestimmten Dicke, Krümmung und verwendeten Glasarten ausgewählt werden.
[ Die Reste der unkorrigierten sphärischen Aberration in Teleskopobjektiven mit komplexen Linsen können mit (den oben beschriebenen Blenden) erkannt werden, indem Beugungsmuster von hellen Sternen bei hohen Vergrößerungen beobachtet werden. Bei der Untersuchung von visuellen Linsen sollten Gelb-Grün-Filter verwendet werden, und bei der Untersuchung von fotografischen Objektiven , blau.
! Bei spiegelparabolischen (genauer paraboloiden) Linsen gibt es keine sphärische Aberration, da die Linsen | das gesamte parallel zur optischen Achse verlaufende Strahlenbündel auf einen Punkt reduzieren. Sphärische Spiegel haben eine sphärische Aberration, und die ist umso größer, je größer und heller der Spiegel selbst ist.
Bei kleinen Spiegeln mit geringer Leuchtkraft (mit einer relativen Apertur von weniger als 1: 8) unterscheidet sich die sphärische Oberfläche nur wenig von der parabolischen - dadurch ist die sphärische Aberration gering.
Das Vorhandensein von restlicher sphärischer Aberration kann durch das oben beschriebene Verfahren unter Verwendung verschiedener Blenden detektiert werden. Obwohl Spiegelobjektive frei von chromatischer Aberration sind, sollten Filter verwendet werden, um sphärische Aberration besser zu diagnostizieren, da die Farbe der beobachteten Beugungsmuster bei verschiedenen Blenden nicht gleich ist, was zu Missverständnissen führen kann.
Betrachten wir nun die Aberrationen, die entstehen, wenn Strahlen schräg zur optischen Achse des Objektivs verlaufen. Dazu gehören: Koma, Astigmatismus, Feldkrümmung, Verzeichnung.
Bei visuellen Beobachtungen sollte man die ersten beiden Aberrationen - Koma und Astigmatismus - verfolgen und sie praktisch studieren, indem man die Sterne beobachtet.
Die Koma äußert sich darin, dass das Bild des Sterns abseits der optischen Achse des Objektivs die Form eines unscharfen asymmetrischen Flecks mit verschobenem Kern und einem charakteristischen Schweif hat (Abb. 6). Astigmatismus hingegen besteht darin, dass die Linse einen geneigten Lichtstrahl vom Stern nicht in einen gemeinsamen Fokus, sondern in zwei zueinander senkrechte Segmente AB und CD sammelt, die sich in verschiedenen Ebenen und in unterschiedlichen Abständen von der Linse befinden (Abb. 7).
Reis. 6. Komabildung in schrägen Strahlen. Der Kreis umreißt das Feld nahe der optischen Achse, wo die Koma unbedeutend ist.
Bei guter Ausrichtung im Teleskoptubus eines lichtarmen Objektivs und bei kleinem Gesichtsfeld des Okulars sind die beiden oben genannten Abbildungsfehler nur schwer wahrnehmbar. Sie sind gut zu erkennen, wenn das Teleskop zu Übungszwecken etwas dejustiert wird, indem das Objektiv um einen bestimmten Winkel gedreht wird. Eine solche Operation ist für alle Beobachter und insbesondere für diejenigen, die ihre Teleskope bauen, nützlich, da sie früher oder später definitiv mit Ausrichtungsproblemen konfrontiert werden und es viel besser ist, wenn sie bewusst handeln.
Um den Reflektor falsch auszurichten, genügt es, die beiden gegenüberliegenden Schrauben, die den Spiegel halten, zu lösen und festzuziehen.
Bei einem Refraktor ist dies schwieriger zu bewerkstelligen. Um das Gewinde nicht zu verderben, sollten Sie einen schräg abgeschnittenen Übergangsring aus Pappe kleben und mit einer Seite in den Teleskoptubus stecken und auf der anderen das Objektiv aufsetzen.
Wenn Sie die Sterne durch ein falsch ausgerichtetes Teleskop betrachten, erscheinen sie alle mit Schwänzen. Der Grund dafür ist Koma (Abb. 6). Setzt man aber eine Blende mit einem kleinen zentralen Loch auf den Fernrohreingang und bewegt das Okular hin und her, so sieht man, wie die Sterne zu hellen Segmenten AB gestreckt werden, sich dann zu Ellipsen unterschiedlicher Kompression, Kreisen, und wieder in Segmente CD und Ellipsen (Abb. 7).
Koma und Hornhautverkrümmung werden durch Drehen der Linse eliminiert. Wie leicht zu verstehen ist, wird die Rotationsachse während der Einstellung senkrecht zur Richtung sein. Längt sich das Heck beim Drehen der Spiegeleinstellschraube, muss die Schraube in die entgegengesetzte Richtung gedreht werden. Die abschließende Feinabstimmung beim Justieren sollte mit einem kurzfokussierten Okular bei hohen Vergrößerungen erfolgen, damit die Beugungsringe gut sichtbar sind.
Wenn das Objektiv des Teleskops von hoher Qualität ist und die Optik richtig ausgerichtet ist, sehen die unscharfen Bilder des Sterns bei Betrachtung durch einen Refraktor wie eine kleine Lichtscheibe aus, die von einem System farbiger konzentrischer Beugungsringe umgeben ist ( Abb. 8, al). In diesem Fall sind die Muster von präfokalen und extrafokalen Bildern genau gleich (Abb. 8, a 2, 3).
Unscharfe Bilder eines Sterns haben das gleiche Aussehen, wenn sie durch einen Reflektor betrachtet werden, nur dass anstelle einer zentralen hellen Scheibe ein dunkler Fleck zu sehen ist, der ein Schatten von einem Hilfsspiegel oder einem diagonalen Totalreflexionsprisma ist.
Die Ungenauigkeit der Teleskopausrichtung wirkt sich auf die Konzentrizität der Beugungsringe aus und sie selbst nehmen eine längliche Form an (Abb. 8, b 1, 2, 3, 4). Beim Fokussieren erscheint der Stern nicht als scharf begrenzte helle Scheibe, sondern als leicht unscharfer heller Fleck mit einem schwach zur Seite geworfenen Schweif (Koma-Effekt). Wenn der angezeigte Effekt durch eine wirklich ungenaue Einstellung des Teleskops verursacht wird, kann die Angelegenheit leicht korrigiert werden, es genügt, seine Position etwas in die gewünschte Richtung zu ändern, indem man mit den Einstellschrauben des Linsen-(Spiegel-)Rahmens einwirkt. Viel schlimmer ist es, wenn die Ursache im Astigmatismus des Objektivs selbst oder (bei einem Newton-Reflektor) in der schlechten Qualität des Zenitspiegels liegt. In diesem Fall kann der Nachteil nur durch Schleifen und Nachpolieren der defekten optischen Oberflächen beseitigt werden.
Aus unscharfen Bildern des Sterns können andere Mängel des Teleskopobjektivs, falls vorhanden, leicht erkannt werden. Zum Beispiel zeigt der Unterschied in der Größe der entsprechenden Beugungsringe von vorfokalen und außerfokalen Bildern eines Sterns das Vorhandensein von sphärischer Aberration an, und der Unterschied in ihrer Chromatizität zeigt einen signifikanten Chromatismus (für linear
Anruflinse); die ungleichmäßige Verteilungsdichte der Ringe und ihre unterschiedliche Intensität weisen auf die Zonierung der Linse hin, und die unregelmäßige Form der Ringe weist auf lokale mehr oder weniger starke Abweichungen der optischen Fläche vom Ideal hin.
Wenn alle aufgeführten Nachteile, die das Muster der unscharfen Bilder des Sterns offenbart, klein sind, können sie in Kauf genommen werden. Spiegelobjektive von Amateurteleskopen, die den Foucault-Schattentest erfolgreich bestanden haben, haben in der Regel eine einwandfreie optische Oberfläche und halten Tests an unscharfen Sternbildern einwandfrei stand.
Berechnungen und Praxis zeigen, dass Koma und Astigmatismus bei perfekt ausgerichteter Optik wenig Einfluss auf visuelle Beobachtungen haben, wenn Objektive mit geringer Öffnung (kleiner als 1:10) verwendet werden. Dies gilt auch für fotografische Beobachtungen, wenn Leuchten mit relativ kleinen Winkelgrößen (Planeten, Sonne, Mond) mit den gleichen Objektiven fotografiert werden.
Koma und Hornhautverkrümmung verderben die Bilder stark, wenn große Bereiche des Sternenhimmels mit Parabolspiegeln oder zweilinsigen Objektiven fotografiert werden. Bei lichtstarken Objektiven nimmt die Verzeichnung stark zu.
Die folgende Tabelle gibt eine Vorstellung über das Wachstum von Koma und Astigmatismus in Abhängigkeit von den Winkelabweichungen von der optischen Achse für Parabolreflektoren unterschiedlicher Leuchtkraft.
Reis. 9. Krümmung des Gesichtsfeldes und Bilder von Sternen in seiner Fokusebene (mit Korrektur aller anderen Aberrationen).
tism, aber es gibt eine Krümmung des Feldes. Wenn Sie mit einem solchen Objektiv einen großen Bereich des Sternenhimmels fotografieren und gleichzeitig auf die zentrale Zone fokussieren, verschlechtert sich die Schärfe der Sternenbilder, wenn Sie sich an die Ränder des Felds zurückziehen . Und umgekehrt, wenn auf die Sterne fokussiert wird, die sich an den Rändern des Feldes befinden, verschlechtert sich die Schärfe der Bilder von Sternen in der Mitte.
Um mit einem solchen Objektiv eine über das gesamte Feld scharfe Aufnahme zu erhalten, muss der Film entsprechend der Bildfeldkrümmung des Objektivs selbst gebogen werden.
Auch die Feldkrümmung wird mit Hilfe einer plankonvexen Piazzi-Smith-Linse eliminiert, die die gekrümmte Wellenfront in eine flache umwandelt.
Die Bildfeldwölbung lässt sich am einfachsten durch Blendenöffnung des Objektivs reduzieren. Aus der Praxis des Fotografierens ist bekannt, dass mit einer Verringerung der Blende die Schärfentiefe zunimmt - als Ergebnis werden klare Bilder von Sternen über das gesamte Feld einer flachen Platte erhalten. Es sollte jedoch daran erinnert werden, dass die Blende die optische Leistung des Teleskops stark reduziert, und damit schwache Sterne auf der Platte erscheinen, muss die Belichtungszeit erheblich verlängert werden.
Die Verzerrung äußert sich darin, dass das Objektiv ein Bild aufbaut, das nicht proportional zum Original ist, aber mit einigen Abweichungen davon. Infolgedessen kann beim Fotografieren eines Quadrats sein Bild mit nach innen konkaven oder nach außen konvexen Seiten erscheinen (Kissen- und Tonnenverzerrung).
Die Untersuchung eines Objektivs auf Verzerrung ist sehr einfach: Dazu müssen Sie es stark öffnen, sodass nur ein sehr kleiner zentraler Teil unbedeckt bleibt. Koma, Astigmatismus und Feldkrümmung werden mit einer solchen Blende eliminiert und Verzerrungen können in ihrer reinsten Form beobachtet werden
Wenn Sie mit einem solchen Objektiv rechteckige Gitter, Fensteröffnungen und Türen fotografieren, können Sie anhand der Negative leicht feststellen, welche Art von Verzerrung diesem Objektiv innewohnt.
Die Verzerrung des fertigen Objektivs kann nicht beseitigt oder verringert werden. Es wird beim Studium von Fotografien berücksichtigt, insbesondere bei astrometrischen Arbeiten.

§ 4. Okulare und Grenzvergrößerungen des Teleskops
Das Okularset ist eine notwendige Ergänzung zum Teleskop. Wir haben bereits früher (§ 2) den Zweck des Okulars in einem vergrößernden Teleskopsystem geklärt. Nun ist es notwendig, auf die Hauptmerkmale und Konstruktionsmerkmale verschiedener Okulare einzugehen. Lassen wir das galiläische Okular einer Zerstreuungslinse einmal beiseite, das in der astronomischen Praxis schon lange nicht mehr verwendet wird, wenden wir uns gleich speziellen astronomischen Okularen zu.
Historisch gesehen war das erste astronomische Okular, das sofort das galiläische Okular ersetzte, das Kepler-Okular aus einer einzigen kurzbrennweitigen Linse. Im Vergleich zu Galileis Okular hatte es ein viel größeres Gesichtsfeld und erzeugte in Kombination mit den damals üblichen langbrennweitigen Refraktoren ziemlich klare und leicht farbige Bilder. Später wurde das Kepler-Okular jedoch durch die fortschrittlicheren Huygens- und Ramsden-Okulare ersetzt, die noch heute zu finden sind. Die derzeit am häufigsten verwendeten astronomischen Okulare sind das achromatische Kellner-Okular und das orthoskopische Abbe-Okular. Abbildung 11 zeigt die Anordnung dieser Okulare.
Die Huygens- und Ramsden-Okulare sind am einfachsten angeordnet. Jede von ihnen besteht aus zwei plankonvexen Sammellinsen. Die vordere (dem Objektiv zugewandte) heißt Feldlinse, die hintere (dem Auge des Betrachters zugewandte) Augenlinse. Beim Huygens-Okular (Abb. 12) sind beide Linsen mit ihren konvexen Flächen dem Objektiv zugewandt, und wenn f \ und / 2 die Brennweiten der Linsen und d der Abstand zwischen ihnen sind, dann muss die Beziehung erfüllt sein: (...)

KOHETS FRAGMEHTA LEHRBUCH

Verfolgt die Bewegung der Sterne am Himmel. Astronomische Beobachtungen dieser Zeit halfen bei der Orientierung im Gelände und waren auch für den Aufbau philosophischer und religiöser Systeme notwendig. Seitdem hat sich viel verändert. Die Astronomie löste sich endgültig von der Astrologie, sammelte umfangreiches Wissen und technische Macht. Astronomische Beobachtungen auf der Erde oder im Weltraum sind jedoch immer noch eine der wichtigsten Methoden zur Gewinnung von Daten in dieser Wissenschaft. Die Methoden zum Sammeln von Informationen haben sich geändert, aber das Wesentliche der Methodik ist unverändert geblieben.

Was sind astronomische Beobachtungen?

Es gibt Hinweise darauf, dass Menschen schon in prähistorischer Zeit über elementare Kenntnisse über die Bewegung von Mond und Sonne verfügten. Dass auch in der Antike das Wissen um die Koryphäen gefragt war und viel Beachtung fand, bezeugen die Werke von Hipparchos und Ptolemäus. Für diese Zeit und noch lange danach waren astronomische Beobachtungen das Studium des Nachthimmels und die Fixierung des Gesehenen auf Papier oder, einfacher gesagt, eine Skizze.

Bis zur Renaissance waren nur die einfachsten Instrumente Assistenten der Wissenschaftler in dieser Angelegenheit. Nach der Erfindung des Teleskops wurde eine beträchtliche Datenmenge verfügbar. Mit zunehmender Verbesserung nahm die Genauigkeit der erhaltenen Informationen zu. Unabhängig vom Stand des technologischen Fortschritts sind astronomische Beobachtungen jedoch die wichtigste Methode, um Informationen über Himmelsobjekte zu sammeln. Interessanterweise ist dies auch einer der Bereiche wissenschaftlicher Betätigung, in denen die Methoden der Zeit vor dem wissenschaftlichen Fortschritt, also die Beobachtung mit bloßem Auge oder mit Hilfe einfachster Apparaturen, ihre Relevanz nicht verloren haben.

Einstufung

Heute sind astronomische Beobachtungen eine ziemlich breite Kategorie von Aktivitäten. Sie können nach mehreren Kriterien klassifiziert werden:

• Qualifikation der Teilnehmer;
• die Art der aufgezeichneten Daten;
• Veranstaltungort.

Im ersten Fall werden professionelle und Amateurbeobachtungen unterschieden. Die in diesem Fall erhaltenen Daten sind meistens die Registrierung von sichtbarem Licht oder anderer elektromagnetischer Strahlung, einschließlich Infrarot und Ultraviolett. In diesem Fall können Informationen teilweise nur von der Oberfläche unseres Planeten oder nur aus dem Weltraum außerhalb der Atmosphäre gewonnen werden: Nach dem dritten Merkmal werden astronomische Beobachtungen auf der Erde oder im Weltraum unterschieden.

Amateurastronomie

Das Schöne an der Wissenschaft der Sterne und anderer Himmelskörper ist, dass sie eine der wenigen ist, die buchstäblich aktive und unermüdliche Bewunderer unter Laien braucht. Eine große Anzahl von Objekten, die ständige Aufmerksamkeit verdienen, es gibt eine kleine Anzahl von Wissenschaftlern, die sich mit den komplexesten Problemen beschäftigen. Daher fallen astronomische Beobachtungen des restlichen nahen Weltraums auf die Schultern von Amateuren.

Der Beitrag von Menschen, die Astronomie als ihr Hobby betrachten, zu dieser Wissenschaft ist ziemlich greifbar. Bis Mitte des letzten Jahrzehnts des letzten Jahrhunderts wurden mehr als die Hälfte der Kometen von Amateuren entdeckt. Auch veränderliche Sterne, die Beobachtung von Novae, die Verfolgung der Bedeckung von Himmelskörpern durch Asteroiden zählen zu ihren Interessensgebieten. Letzteres ist heute das vielversprechendste und am meisten nachgefragte Werk. Neue und Supernovae sind in der Regel Amateurastronomen, die sie als erste bemerken.

Optionen für nicht professionelle Beobachtungen

Die Amateurastronomie kann in eng verwandte Zweige unterteilt werden:

• Visuelle Astronomie. Dazu gehören astronomische Beobachtungen mit einem Fernglas, einem Teleskop oder dem bloßen Auge. Das Hauptziel solcher Aktivitäten besteht in der Regel darin, die Möglichkeit zu genießen, die Bewegung der Sterne sowie den Prozess selbst zu beobachten. Ein interessanter Zweig dieser Richtung ist die "Bürgersteig"-Astronomie: Einige Amateure tragen ihre Teleskope auf die Straße und laden alle ein, die Sterne, Planeten und den Mond zu bewundern.
• Astrofotografie. Der Zweck dieser Richtung ist es, fotografische Bilder von Himmelskörpern und ihren Elementen zu erhalten.
• Teleskopbau. Manchmal werden die notwendigen optischen Instrumente, Teleskope und Zubehör dafür von Amateuren fast von Grund auf neu hergestellt. In den meisten Fällen besteht der Teleskopbau jedoch darin, bestehende Geräte durch neue Komponenten zu ergänzen.
• Forschung. Einige Amateurastronomen suchen neben dem ästhetischen Vergnügen auch etwas mehr Materielles. Sie beschäftigen sich mit der Untersuchung von Asteroiden, Variablen, neuen und Supernovae, Kometen und Meteorschauern. In regelmäßigen Abständen werden im Prozess ständiger und sorgfältiger Beobachtungen Entdeckungen gemacht. Es ist diese Tätigkeit von Amateurastronomen, die den größten Beitrag zur Wissenschaft leistet.

Tätigkeiten von Fachleuten

Spezialisierte Astronomen auf der ganzen Welt verfügen über fortschrittlichere Ausrüstung als Amateure. Die vor ihnen liegenden Aufgaben erfordern eine hohe Genauigkeit beim Sammeln von Informationen, einen gut funktionierenden mathematischen Apparat zur Interpretation und Vorhersage. In der Regel stehen recht komplexe, oft weit entfernte Objekte und Phänomene im Mittelpunkt der Arbeit von Fachleuten. Die Erforschung der Weiten des Weltalls ermöglicht es oft, gewisse Gesetzmäßigkeiten des Universums aufzuklären, theoretische Konstruktionen über Entstehung, Aufbau und Zukunft zu klären, zu ergänzen oder zu widerlegen.

Klassifizierung nach Informationstyp

Beobachtungen in der Astronomie können, wie bereits erwähnt, mit der Fixierung verschiedener Strahlung in Verbindung gebracht werden. Auf dieser Grundlage werden folgende Richtungen unterschieden:

• optische Astronomie untersucht Strahlung im sichtbaren Bereich;
• Infrarotastronomie;
• ultraviolette Astronomie;
• Radioastronomie;
• Röntgenastronomie;
• Gamma-Astronomie.

Darüber hinaus werden die Richtungen dieser Wissenschaft und die entsprechenden Beobachtungen, die sich nicht auf elektromagnetische Strahlung beziehen, hervorgehoben. Dazu gehören Neutrino, das Studium der Neutrinostrahlung von außerirdischen Quellen, Gravitationswellen und Planetenastronomie.

Von der Oberfläche

Einige der in der Astronomie untersuchten Phänomene stehen für die Forschung in bodengestützten Labors zur Verfügung. Astronomische Beobachtungen auf der Erde sind mit der Untersuchung von Bewegungsbahnen verbunden, indem die Entfernung zu Sternen im Weltraum gemessen wird, bestimmte Arten von Strahlung und Radiowellen festgelegt werden und so weiter. Bis zum Beginn der Ära der Raumfahrt konnten sich Astronomen nur mit Informationen begnügen, die unter den Bedingungen unseres Planeten gewonnen wurden. Und das war genug, um eine Theorie über den Ursprung und die Entwicklung des Universums aufzubauen, um viele Muster zu entdecken, die im Weltraum existieren.

Hoch über der Erde

Mit dem Start des ersten Satelliten begann eine neue Ära in der Astronomie. Die gesammelten Daten sind von unschätzbarem Wert. Sie trugen zur Vertiefung des Verständnisses der Wissenschaftler für die Geheimnisse des Universums bei.

Astronomische Beobachtungen im Weltraum ermöglichen den Nachweis aller Arten von Strahlung, von sichtbarem Licht bis hin zu Gamma- und Röntgenstrahlen. Die meisten von ihnen stehen der Forschung von der Erde aus nicht zur Verfügung, weil die Atmosphäre des Planeten sie absorbiert und sie nicht an die Oberfläche lässt. Röntgenpulsare sind ein Beispiel für Entdeckungen, die erst danach möglich wurden.

Informationsschürfer

Astronomische Beobachtungen im Weltraum werden mit verschiedenen Geräten durchgeführt, die auf Raumfahrzeugen und umlaufenden Satelliten installiert sind. Viele Studien dieser Art werden über den unschätzbaren Beitrag optischer Teleskope durchgeführt, die im letzten Jahrhundert mehrmals gestartet wurden. Unter ihnen sticht der berühmte Hubble hervor. Für den Laien ist es in erster Linie eine Quelle für atemberaubend schöne fotografische Bilder aus dem Weltraum. Dies ist jedoch nicht alles, was er „tun kann“. Mit seiner Hilfe wurde eine große Menge an Informationen über die Struktur vieler Objekte und die Muster ihres "Verhaltens" erhalten. Hubble und andere Teleskope sind eine unschätzbare Datenquelle für die theoretische Astronomie, die an den Problemen der Entwicklung des Universums arbeitet.

Astronomische Beobachtungen – sowohl terrestrische als auch Weltraumbeobachtungen – sind die einzigen für die Wissenschaft von Himmelskörpern und -phänomenen. Ohne sie könnten Wissenschaftler nur verschiedene Theorien entwickeln, ohne sie mit der Realität vergleichen zu können.

Astronomie ist eine Wissenschaft, die Himmelsobjekte und das Universum, in dem wir leben, untersucht.

Bemerkung 1

Da die Astronomie als Wissenschaft keine Möglichkeit hat, ein Experiment durchzuführen, sind die Hauptinformationsquelle die Informationen, die Forscher während der Beobachtung erhalten.

In dieser Hinsicht wird in der Astronomie ein Bereich namens beobachtende Astronomie herausgegriffen.

Das Wesen der beobachtenden Astronomie besteht darin, mit Instrumenten wie Teleskopen und anderen Geräten die notwendigen Informationen über Objekte im Weltraum zu erhalten.

Beobachtungen in der Astronomie ermöglichen es insbesondere, Muster in den Eigenschaften bestimmter Untersuchungsobjekte zu verfolgen. Die erhaltenen Ergebnisse der Untersuchung einiger Objekte können auf andere Objekte mit ähnlichen Eigenschaften ausgedehnt werden.

Sektionen der beobachtenden Astronomie

In der beobachtenden Astronomie ist die Einteilung in Abschnitte mit der Einteilung des elektromagnetischen Spektrums in Bereiche verbunden.

Optische Astronomie - trägt zu Beobachtungen im sichtbaren Teil des Spektrums bei. Gleichzeitig werden Spiegel, Linsen und Festkörperdetektoren in Beobachtungsgeräten verwendet.

Bemerkung 2

Der Bereich der sichtbaren Strahlung liegt dabei in der Mitte des Bereichs der untersuchten Wellen. Die Wellenlänge sichtbarer Strahlung liegt im Bereich von 400 nm bis 700 nm.

Infrarotastronomie basiert auf der Suche und Untersuchung von Infrarotstrahlung. In diesem Fall überschreitet die Wellenlänge den Grenzwert für Beobachtungen mit Siliziumdetektoren: etwa 1 μm. Um die ausgewählten Objekte in diesem Teil des Bereichs zu untersuchen, verwenden die Forscher hauptsächlich Teleskope - Reflektoren.

Die Radioastronomie basiert auf Beobachtungen von Strahlung mit einer Wellenlänge von Millimetern bis zu mehreren zehn Millimetern. Funkempfangsgeräte sind vom Funktionsprinzip her mit solchen Empfangsgeräten vergleichbar, die zur Ausstrahlung von Hörfunkprogrammen verwendet werden. Funkempfänger sind jedoch empfindlicher.

Röntgenastronomie, Gammastrahlenastronomie und UV-Astronomie sind in der Hochenergieastronomie enthalten.

Beobachtungsmethoden in der Astronomie

Die Gewinnung der gewünschten Daten ist möglich, wenn Astronomen elektromagnetische Strahlung registrieren. Darüber hinaus führen Forscher Beobachtungen von Neutrinos, kosmischer Strahlung oder Gravitationswellen durch.

Die optische und Radioastronomie nutzt bodengebundene Observatorien für ihre Aktivitäten. Der Grund dafür ist, dass die Atmosphäre unseres Planeten bei den Wellenlängen dieser Bereiche eine relative Transparenz aufweist.

Observatorien befinden sich meist in großen Höhen. Dies liegt an der Verringerung der Absorption und Verzerrung, die die Atmosphäre erzeugt.

Bemerkung 3

Beachten Sie, dass eine Reihe von Infrarotwellen erheblich von Wassermolekülen absorbiert werden. Aus diesem Grund werden Observatorien oft an trockenen Orten in großer Höhe oder im Weltraum gebaut.

Ballons oder Weltraumobservatorien werden hauptsächlich in den Bereichen der Röntgen-, Gamma- und Ultraviolett-Astronomie und mit wenigen Ausnahmen in der Fern-IR-Astronomie eingesetzt. Gleichzeitig können Sie beim Beobachten von Luftschauern die Gammastrahlung erkennen, die sie erzeugt hat. Beachten Sie, dass das Studium der kosmischen Strahlung derzeit ein sich schnell entwickelnder Bereich der astronomischen Wissenschaft ist.

Objekte, die sich in der Nähe der Sonne und der Erde befinden, können gesehen und gemessen werden, wenn sie vor dem Hintergrund anderer Objekte beobachtet werden. Solche Beobachtungen wurden verwendet, um Modelle der Umlaufbahnen der Planeten zu erstellen sowie ihre relativen Massen und Gravitationsstörungen zu bestimmen. Das Ergebnis war die Entdeckung von Uranus, Neptun und Pluto.

Radioastronomie - Die Entwicklung dieses Bereichs der Astronomie war das Ergebnis der Entdeckung der Radioemission. Die Weiterentwicklung dieses Bereichs führte zur Entdeckung eines Phänomens wie der kosmischen Hintergrundstrahlung.

Neutrino-Astronomie - dieser Bereich der astronomischen Wissenschaft verwendet Neutrino-Detektoren in seinem Arsenal, die sich hauptsächlich im Untergrund befinden. Werkzeuge der Neutrino-Astronomie helfen, Informationen über Prozesse zu gewinnen, die Forscher mit Teleskopen nicht beobachten können. Ein Beispiel sind die Prozesse, die im Kern unserer Sonne ablaufen.

Gravitationswellenempfänger sind in der Lage, sogar Phänomene wie die Kollision so massereicher Objekte wie Neutronensterne und Schwarze Löcher zu verfolgen.

Automatische Raumfahrzeuge werden aktiv bei astronomischen Beobachtungen der Planeten des Sonnensystems eingesetzt. Mit ihrer Hilfe werden die Geologie und Meteorologie der Planeten besonders intensiv erforscht.

Bedingungen für die Durchführung astronomischer Beobachtungen.

Für eine bessere Beobachtung astronomischer Objekte sind folgende Bedingungen wichtig:

1. Geforscht wird hauptsächlich im sichtbaren Teil des Spektrums mit optischen Teleskopen.
2. Beobachtungen werden hauptsächlich nachts durchgeführt, da die Qualität der von den Forschern gewonnenen Daten von der Transparenz der Luft und den Sichtverhältnissen abhängt. Die Sichtverhältnisse wiederum hängen von Turbulenzen und dem Vorhandensein von Wärmeströmen in der Luft ab.
3. Das Fehlen eines Vollmonds bietet einen Vorteil bei der Beobachtung astronomischer Objekte. Steht der Vollmond am Himmel, sorgt dies für zusätzliche Beleuchtung und erschwert die Beobachtung schwacher Objekte.
4. Für ein optisches Teleskop ist der am besten geeignete Beobachtungsort der offene Raum. Im Weltraum ist es möglich, Beobachtungen zu machen, die nicht von den Launen der Atmosphäre abhängen, da solche im Weltraum fehlen. Der Nachteil dieser Beobachtungsmethode ist der hohe finanzielle Aufwand für solche Studien.

Nach dem Weltraum sind die Gipfel der Berge der geeignetste Ort, um den Weltraum zu beobachten. Berggipfel haben eine große Anzahl wolkenloser Tage und haben gute Sichtbedingungen, die mit einer guten atmosphärischen Qualität verbunden sind.

Beispiel 1

Ein Beispiel für solche Observatorien sind die Berggipfel der Inseln Mauna Kea und La Palma.

Auch die nächtliche Dunkelheit spielt bei astronomischen Beobachtungen eine große Rolle. Durch menschliche Aktivitäten erzeugte künstliche Beleuchtung stört die qualitativ hochwertige Beobachtung schwacher astronomischer Objekte. Die Verwendung von Plafonds um Straßenlaternen hilft jedoch, das Problem zu lösen. Dadurch steigt die Lichtmenge, die die Erdoberfläche erreicht, und die zum Himmel gerichtete Strahlung nimmt ab.

5. Der Einfluss der Atmosphäre auf die Qualität der Beobachtungen kann groß sein. Um ein besseres Bild zu erhalten, werden Teleskope mit zusätzlicher Bildunschärfekorrektur eingesetzt. Zur Verbesserung der Qualität werden auch adaptive Optiken, Speckle-Interferometrie, Apertursynthese oder die Platzierung von Teleskopen im Weltraum eingesetzt.