Астрономия изучает строение, движение, происхождение и развитие небесных тел, их систем и всей Вселенной в целом. Другими словами, астрономия изучает изучает строение и эволюцию Вселенной.

Важными задачами астрономии являются объяснение и прогнозиро-
вание астрономических явлений, таких, как солнечные и лунные зат-
мения, появление периодических комет, прохождение вблизи Земли
астероидов, крупных метеорных тел или ядер комет.

2. Как возникла наука астрономия? Охарактеризуйте основные периоды её развития.

Как и другие науки, астрономия возникла из практических потребностей человека: необходимость ориентирования при кочевом образе жизни, предсказания наступления сезонов года при земледелии, потребность в измерении времени и летоисчеслении (составлении календарей).

3. Какие объекты и их системы изучает астрономия? Перечислите их в порядке увеличения размеров.

Астрономия изучает и исследует небесные объекты (галактики, звёзды, межзвёздную среду, планеты, спутники планет, карликовые палнеты и малые тела Солнечной системы), объясняет и прогнозирует астрономические явления (солнечные и лунные затмения, появление периодических комет, движение планет, астероидов и т. д.), исследует процессы, происходящие в недрах Солнца и звёзд, эволюцию небесных тел и Вселенной в целом.

4. Из каких разделов состоит астрономия? Кратко охарактеризуйте каждый из них.

1. Практическая астрономия . Развивающиеся торговля и мореплавание нуждались в разработке методов ориентации, определении географического положения наблюдателя, точном измерении времени исходя из астрономических наблюдений.
2. Небесная механика . Изучение движения небесных тел.
3. Сравнительная планетология . Учёные взялись за изучение и сравнение Земли с другими планетами и спутниками с помощью оптических приборов.
4. Астрофизика . Изучение физическиз явлений и химических процессов в небесных телах, их системах и в космическом пространстве.
5. Звёздная астрономия . Изучение движения звёзд в нашей Галактике, исследование свойств других звёздных систем.
6. Космология . Изучение происхождения, строения и эволюции Вселенной.
7. Радиоастрономия . Изучение радиоизлучений Солнца и далёких космических объектов.

5. Что такое телескоп и для чего он предназначен?

Телескопы служат для собирания света исследуемых небесных тел и получения их изображения. Телескоп увеличивает угол зрения, под которым видны небесные тела, и собирает во много раз больше света, приходящего от светила, чем невооружённый глаз наблюдателя. Благодаря этому в телескоп можно рассматривать невидимые с Земли детали поверхности ближайших небесных тел, а также множество слабых звёзд.

«В современной науке нет отрасли, развивающейся
столь же стремительно, как космические ис-следования»
С. П. Королёв
(1966 г.)

В 1930-х гг. благодаря развитию современной физики началось создание так называемой «неоптической» аппаратуры, которая позволила проводить исследования в других диапазонах электромагнитного излучения (помимо видимого). Такая аппаратура принципиально отличается от оптических телескопов и часто устанавливается на борту околоземных и космических спутников. Это обусловлено тем, что Земная атмосфера поглощает почти все типы электромагнитного излучения, кроме видимого, и при регистрации излучения происходит смещение сторону инфракрасного и радио- диапазонов. В середине XX в., по мере развития квантовой теории и физики элементарных частиц, создана аппаратура и для исследования космических явлений в УФ, рентгеновском и гамма диапазонах, а также счётчики нейтрино.

Современный астроном, как правило, является специалистом в области исследования Вселенной в каком-то определенном частотном диапазоне электромагнитного излучения. Тем не менее, он сочетает несколько различных методов исследования (для разных диапазонов), что позволяет получить более широкую информацию о наблюдаемом космическом объекте или явлении.

По типам применяемой аппаратуры и методов исследования в астрономии выделяют несколько разделов.

Радиоастрономия

Радиоастрономия родилась в 1930-х гг. благодаря работам инженера Карла Янского и использует радиотелескопы, для настройки которых необходимы специальные шумы. Янский, пытаясь понять природу шума, мешающего радиосвязи между станциями на Земле и кораблей на побережье, обнаружил в 1932 г. два типа помех. Помехи первого типа были связаны с погодой. Помехи (шумы) второго типа оказались на тот момент неизвестной природы, они периодически повторялись каждые сутки. Исследования в 1933 г. и 1935 г. привели к выводу, что эти шумы приходят из центра Млечного Пути. Астроном-любитель и радиолюбитель Гроут Ребер, узнав о работах Янского, сконструировал в 1937 г. параболическую антенну диаметром 9,5 м . Он обнаружил источники радиоизлучения в созвездии Стрельца, Лебедя, Кассиопеи, Малого Пса, Кормы, Персея и в 1944 г. опубликовал радиокарты небосвода, а также выяснил, что Солнце также является источником радиоволн. Расцвет радиоастрономических исследований начался после Второй мировой войны.

Небесные объекты излучают радиоволны по-разному:

• одни излучают поляризованные радиоволны с переменной скоростью;
• другие (в частности, пульсары) создают синхротронное излучение;
• кроме того, радиоволны могут излучаться благодаря термическому эффекту, т.е. из-за высокой температуры их источников;
• наконец, существует радиоизлучение, обусловленное тем, что в атоме водорода единственный электрон меняет направление своего вращения (спин), тогда длина волны имеет единственное значение 21 см (частота – 1421 МГц ).

Такая линия электромагнитного спектра теоретически была предсказана в 1944 г. Яном Ортом. Она впервые была обнаружена в 1951 г. и теперь позволяет наблюдать холодные туманности и межзвездную материю.

Регистрируют радиоизлучение космических объектов с помощью радиотелескопов. Радиотелескопы классифицируют: а) в зависимости от формы антенны (параболоиды вращения, параболические цилиндры); б) в зависимости от типа апертуры (заполненная или незаполненная); в) в зависимости от физического метода исследования (рефлекторы, рефракторы).

Любой радиотелескоп состоит, как правило, из трех основных частей (фото 1.1): 1) антенны, резонансно улавливающей сигналы; 2) детектора, усиливающего сигналы; 3) системы регистрации и анализа данных.

Фото 1.1. Радиотелескопы «Квазар-КВО» (Светлое, Ленингр. обл., Россия)

Антенна может иметь диаметр порядка нескольких десятков и даже сотен метров. В большинстве случаев антенну можно перенаправлять, т. к. она установлена на станине, позволяющей ориентировать её в желаемом направлении.

Для получения большого разрешения используют технологию интерферометрии, и сигналы, попадающие в разные радиотелескопы, собирают и обрабатывают на одном компьютере. В этом случае два и более радиотелескопа играют роль единой установки с диаметром, равным расстоянию между ними. Это расстояние может порядка континента, тогда система имеет широкую интерферометрическую базу.

Радиотелескопы установлены в разных частях планеты (табл. 1.1).

Антенна радиотелескопа	Размер, м	Минимальная регистрируемая длина волны, мм	Расположение телескопа
радиоинтерферометрическая система «Квазар-КВО»	1024 × 800 640 × 480		Светлое (Ленингр. обл., Россия)
Солнечный крестообразный радиоинтерферометр (массив 256 элементов)			Бадары (Сибирь, Россия)
«Т»-образный интерферометр (два параболических цилиндра)			Медичина (Италия)
Параболический цилиндр			Ути (Индия)
Двухзеркальный			Нанси (Франция)
Сферический рефлектор			Аресибо (Пуэрто-Рико)
Параболический сегмент			Грин Бэнк (США)
Параболический рефлектор			Калязин (Россия)
Параболический рефлектор			Медвежьи Озёра (Россия)
Параболический рефлектор			Нобеяма (Япония)
Параболический рефлектор			Медичина (Италия)
Параболический рефлектор			Гранада (Испания)
параболоид полноповоротный			Пущино (Россия)
Кольцо из 895 отраж. элементов (РАТАН – 600)	1024 × 768 640 × 480 1024 × 800		Зеленчукская (Ставропол. кр., Россия)
Параболическое зеркало			Зименки (Н. Новгор. обл, Россия)
Два параболоида вращения			Дмитровская (Моск. обл., Россия)

Инфракрасная астрономия

Первые ИК наблюдения были осуществлены случайно в 1800 г. Уильямом Гершелем. Он заметил, что термометр, способный делать измерения выше красной границы солнечного спектра, регистрирует повышение температуры. Современное развитие ИК астрономии произошло после Второй мировой войны, во время которой были разработаны приборы ночного видения.

ИК излучение не регистрируется человеческим глазом и имеет достаточно длинные волны – приблизительно до 100 мк (0,1 м м ). Оно поглощается в верхних слоях земной атмосферы преимущественно водяными парами. Поэтому для наблюдений в этом диапазоне необходимо устанавливать телескопы на большой высоте, чаще – на воздушных шарах, самолетах, но как правило – на спутниках (фото 1.2.).

Фото 1.2. Спутник с аппаратурой для ИК астрономии (ISO – Infrared Space Observatory – Инфракрасная космическая обсерватория)

Основные наземные телескопы ИК диапазона перечислены в табл. 1.2.

Название телескопа	Местонахождение и координаты	Высота над уровнем моря, м	Апертура, м
UKIRT	Гавайи19 0 50’N, 155 0 28’W
UKIRT	Гавайи19 0 50’N, 155 0 28’W
ARC
NASA IRTF	Гавайи19 0 50’N, 155 0 28’W

В астрономии ИК диапазон используют для наблюдения за сравнительно холодными объектами, планетами, пылевыми облаками, звёздами холодных спектральных классов K и M. Это излучение обусловлено вращательным и колебательным движениями молекул, образующих тела.

Оптическая астрономия

Первые оптические телескопы для астрофизических исследований созданы на основе оптической системы, разработанной Кеплером. В настоящее время для космических исследований в научных обсерваториях, а также для любительских астрономических наблюдений применяют оптические телескопы (рефлекторы и рефракторы) с модернизированной оптической схемой (фото 1.3.).

Фото 1.3. Оптический телескоп LX200 с оптической системой Шмидт-Кассегерен Светлое, Ленингр. обл., Россия)

Основные характеристики оптических телескопов следующие.

Оптическая длина трубы телескопа равна сумме фокусных расстояний объектива и окуляра:

L = ƒ об + ƒ ок.

Любой 1 0 небесной сферы изображается в фокальной плоскости телескопа отрезком, равным приблизительно 10/573 фокусного расстояния объектива (или зеркала). Объектив телескопа дает в своем главном фокусе действительное изображение небесных светил, увеличение которого равно

W = ƒ об / ƒ ок.

Объектив телескопа характеризуется также светосилой , или относительным отверстием , которое задается соотношением

A = D / ƒ об.

Эту величину принято выражать дробью с двоеточием: 1:2, 1:7, 1:20 и т. д.

Разрешающая сила (или угловое разрешение ) Dj телескопа характеризует угловое расстояние между двумя звездами, которые при наблюдении не сливаются друг с другом. Теоретическое значение этой величины определяют благодаря явлению дифракции электромагнитного излучения длиной волны λ в пределах диаметра объектива D телескопа:

Δφ ≈ λ /D .

Если объектив телескопа — длиннофокусный и имеет светосилу

D / ƒ об < 1 / 12 ,

то для практических вычислений величины Δφ используют формулу:

Δφ ≈ 11,″6 / D ,

(диаметр объектива измеряется в сантиметрах, Δφ — в угловых секундах). Если телескоп имеет другой тип объектива, то можно воспользоваться формулой:

Δφ ≈ 13,″8 / D ,

Проницающая сила телескопа характеризуется предельной величиной звезд, видимых в телескоп в совершенно ясную ночь, и приблизительно равна

m ≈ 7,5 + 5 · lg D ,

(D – в сантиметрах).

Еще одной характеристикой спектральных астрофизических приборов служит спектральная разрешающая сила , равная

(Δλ — минимальный интервал между двумя близкими спектральными линиями со средней длиной волны λ, которые еще регистрируются как раздельные).

Важными характеристиками спектральных приборов являются:

— угловая дисперсия

(Δα — угол между лучами света, прошедшими через диспергирующий элемент – призму, дифракционную решетку – и отличающимися по длине волны на Δλ);

— линейная дисперсия

C′ = ƒ · Δα / Δλ

(ƒ – фокусное расстояние оптической системы, расположенной позади диспергирующего элемента).

Некоторые сведения о крупнейших оптических телескопах мира представлены в таблице 1.3:

Название телескопа	Местонахождение и координаты	Высота над уровнем моря, м	Апертура, м	Примечание
Keck	Гавайи19 0 50’N, 155 0 28’W
Hobby-Eberly				Сферическое сегментированное зеркало
Subaru	Гавайи19 0 50’N, 155 0 28’W			Зеркало состоит из 36 сегментов
Yepun	Чили24 0 38’S, 70 0 24’W			В будущем – один из модулей Сверхбольшого Телескопа
Gemini North	Гавайи19 0 50’N, 155 0 28’W
MMT	США, Аризона31 0 41’N, 110 0 53’W
Walter Baade	Чили29 0 00,2’S, 4 0 42’48″W
Большой телескоп азимутальный	Россия, Нижний Архыз43 0 39’N, 41 0 26’E
Hale	США, Калифорния33 0 21’N, 116 p 52’W
William Herschel	Испания, Канарские о. 28 0 46’N, 17 0 53’W
Victor Blanco	Чили30 0 10’S, 70 0 49’W
Anglo-Australian
Mayall
«360»	Чили29 0 15’S, 70 0 44’W
Telescopio Nazionale Galileo				Принадлежит Италии
MPI-CAHA	Испания37 0 13’N, 2 0 33’W
New Technology	Чили29 0 15’S, 70 0 44’W
ARC	Нью-Мексико32 0 47’N, 105 0 49’W			Дистанционное управление
WIYN	США, Аризона31 0 57’N, 111 0 47’W
Shane	США, Калифорния37 0 21’N, 121 p 38’W
NODO	Нью-Мексико32 0 59’N, 105 0 44’W			Жидкое зеркало
Harlan Smith	США, Техас30 0 40’N, 104 0 1’W
БАО	Армения40 0 20’N, 44 0 17’E
Шайн	Украина, Крым44 0 44’N, 34 0 E
Hooker
Isaac Newton	Испания, Канарские о. 28 0 45’N, 17 0 53’W
Nordic Optical	Испания, Канарские о. 28 0 45’N, 17 0 53’W
du Pont	Чили29 0 00,2’S, 4 0 42’W
Sloan Digital Sky Survey	Нью-Мексико32 0 47’N, 105 0 49’W			Очень широкое поле зрения детектора
SHARA	США, Калифорния34 0 13’N, 118 0 4’W			Интерферометр с 6 однометровыми базовыми телескопами
Hiltner	США, Аризона31 0 57’N, 111 0 37’W
ANU	Австралия31 0 17’S, 149 0 04’E
Bok	США, Аризона31 0 57’N, 111 0 37’W
Vainu Bappu	Индия12 0 34’N, 78 0 50’E
ESO-MPI	Чили29 0 15’S, 70 0 44’W
UN	Гавайи19 0 50’N, 155 0 28’W

Ультрафиолетовая астрономия

УФ излучение поглощается атмосферой, особенно молекулами озона и кислорода. Условно его делят на ближнее с длиной волны вплоть до 3000 ¸ 900 ангстрем (или 300 ¸ 90 нм ) и дальнее с длиной волны 900 ¸ 100 ангстрем (90 ¸ 10 нм ).

Космические наблюдения в УФ диапазоне ведутся с космических спутников. Впервые они осуществлены в 1950-х гг. при наблюдении Солнца с помощью аппаратуры на борту ракет. Начиная с 1960-х гг. стало возможным наблюдать в этом диапазоне самые яркие звезды. Однако ракеты могут достичь максимальной высоты всего лишь 150 км , да и то недолго продержаться – несколько минут. Поэтому в настоящее время для наблюдений в близком УФ диапазоне применяют спутники, причем аппаратура похожа на оптические телескопы. Наиболее важную информацию дали: а) спутник OAO-2 (запуск в 1970 г.); б) зонд IUE (International Ultraviolet, запуск в 1978 г.); в) зонд EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer, запуск в 1992 г., фото 1.4); г) космический телескоп «Хаббл» (хотя его основной рабочий диапазон – видимый).

Фото 1.4. Спутник EUVE (УФ диапазон)

Примером наземной аппаратуры, применяемой в ближнем УФ диапазоне для обеспечения связи, служит квантово-оптическая система (КОС) «Сажень-ТМ-БИС», регистрирующая длину волны 532 нм (Светлое, Ленинградская обл., Россия).

Что касается наблюдений в далеком УФ диапазоне, то для них нельзя использовать телескопы, подобные оптическим, т. к. фотоны высокой энергии будут не отражаться, а поглощаться самим отражателем. Поэтому используют аппаратуру с обтекающей оптикой, т.е. на отражатели УФ лучи падают не под прямым, а под большим углом.

Главные достижения УФ астрономии: 1) выявление холодного газового гало Млечного Пути и других галактик; 2) обнаружение звездного ветра, т.е. потери материи звездами; 3) изучение эволюции бинарных систем; 4) выявление выброса водяного пара кометами; 5) изучение спектра Сверхновой SN1987A.

Рентгеновская астрономия

Аппаратура для регистрации и анализа рентгеновского излучения скорее является детекторами, чем телескопами. Она устанавливается на борту спутников, а на первых этапах развития рентгеновской астрономии – на воздушных шарах на высоте ~ 40 км , а затем – на ракетах. В частности, в 1948 г., когда аппаратура была установлена на ракете V2, удалось обнаружить рентгеновское излучение Солнца, а в 1960 г. было получено первое изображение Солнца в рентгеновском диапазоне. В 1962 г. группа ученых, в состав которой входили итальянские астрономы Росси и Джаккони, прикрепила счетчик Гейгера на ракете, которая просуществовала 350 с, и обнаружила источник рентгеновского излучения в созвездии Скорпиона. В 1966 г. был открыт первый внегалактический источник рентгеновского излучения – гигантская эллиптическая галактика M87.

Первым спутником, на котором была установлена рентгеновская аппаратура, был «Ухуру» (запуск в 1970 г.). За ним последовали спутник «Эйнштейн» (запуск в 1978 г.), астрономическая обсерватория с обтекающей оптикой HEAO (High Energy Astronomical Observatory) и другие. Новейшим спутником такого типа является европейский спутник XMM (запуск в 1999 г., фото 1.4).

Фото 1.4. Спутник XMM (рентгеновский диапазон)

Рентгеновский диапазон электромагнитного спектра также условно делится на две части: а) «мягкие» рентгеновские лучи (длина волны от 1 мм до 10 мм ); б) «жёсткие» лучи (длина волны от 0,01 мм до 1 мм ). Если сигнал не очень сильный, то в мягком диапазоне используют аппаратуру с «обтекающей оптикой». Однако для наблюдения в жестких рентгеновских лучах аппаратура состоит из следующих частей: 1) механизм обнаружения, который преобразует энергию фотонов в электронные сигналы; эти сигналы позволяют установить количество регистрируемой энергии, продолжительность излучения и др. особенности излучения; 2) специфический телескоп-детектор, собирающий рентгеновские лучи в узкий пучок и создающий изображение, принципиально отличающийся своей конструкцией от оптического телескопа.

Небесные галактические источники рентгеновского излучения часто бывают связаны с бинарными системами, имеющими в своем составе объект высокой плотности, например, нейтронную звезду. Такие системы дают, как правило, рассеянное излучение. Среди внегалактических источников – активные галактические ядра (АГЯ), галактики и скопления галактик.

Гамма астрономия

Гамма-лучи, идущие из космоса, делят на «мягкие» (длина волны от 0,001 мм до 0,0 1 мм ) и «жесткие» (длина волны менее 0,001 мм ). Аппаратура для регистрации гамма-излучения по своим конструктивным особенностям является детекторами, а не телескопами.

Первым спутником для гамма-астрономии был COS-B (запуск в 1975 г.). Он обнаружил два источника гамма-излучения, которые находятся на противоположных сторонах Галактики. Один из них связан с Крабовидной туманностью созвездия Тельца, остатком Сверхновой внутри которой является пульсар. Природа второго источника, получившего название «Джеминга», пока не выяснена. В 1991 г. НАСА запустило спутник GRO (Gamma Ray Observatory, фото 1.5).

Фото 1.5. Спутник GRO (гамма диапазон)

Основные открытия гамма-астрономии: 1) обнаружено диффузное (неравномерне) гамма-излучение нашей Галактики; 2) выявлены источники с интенсивным излучением в созвездиях Парус и Лебедь; 3) открыт внегалактический источник гамма-излучения 3S273.

Нейтринная астрономия

Нейтрино – это элементарная частица, не имеющие электрического заряда. В 1931 г. швейцарский физик Вольфганг Паули высказал предположение о существовании такой частицы, название ей дал Энрико Ферми (от итал. «нейтрино» — «маленький нейтрончик»), а экспериментально нейтрино было обнаружено лишь в 1956 г. вследствие очень слабого взаимодействия с веществом

С точки зрения астрофизики нейтрино имеет огромное значение. В настоящее время проводятся эксперименты с целью вычисления массы нейтрино: пока считают, что она менее 1/25000 массы электрона. Если масса нейтрино действительно окажется не равной нулю, то, как предполагают, из них могут состоять участки темной материи Вселенной. Кроме того, нейтрино возникают в большом количестве в процессе ядерных реакций внутри Солнца и других звезд, тем самым уменьшая их радиоактивность.

Солнечные нейтрино (а именно их и удается зарегистрировать) попадают на Землю в заметном количестве (но в меньшем, чем предполагалось теоретически). Через каждый 1 см 2 земной поверхности ежесекундно проходят ~109 нейтрино. Такой поток представляет собой уникальный сверхбыстрый вид «транспорта», способный донести информацию непосредственно из «сердца» Солнца. Наконец, нейтрино всегда образуются в процессе взрыва Сверхновой, поэтому несут информацию ходе эволюции звезд и судьбе их компактных остатков. Единственным случаем обнаружения источника нейтрино, отличного от Солнца, был взрыв сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке.

Вследствие очень слабого взаимодействия нейтрино с материей они беспрепятственно (без поглощения) проходят сквозь объекты земного диаметра. Поэтому их трудно изучать. Для обнаружения нейтрино используют большие резервуары – ловушки в виде чанов, наполненные химическим соединением на основе хлора (рис. 1.6) или галлия. Атомы хлора взаимодействуют с нейтрино и превращаются в аргон. Большой размер ловушек обусловлен повышением вероятности взаимодействия какого-либо нейтрино с веществом ловушки. Несмотря на все это, выявляется всего несколько нейтрино в течение суток.

Рис. 1.6. Схема хлорного детектора Девисона для регистрации солнечных нейтрино

Чтобы избежать случайного возникновения посторонних сигналов при прохождении сквозь ловушки частиц другого типа, ловушку помещают: а) в глубине гор, например, японский детектор SuperKamiokande расположен на глубине 1 км внутри горы в Японии; б) глубоко под землёй, например, японские подземные детекторы Kamiokande-II (1986-1995 гг.) и KamLAND (запуск в 2002 г.) находятся на глубине порядка 1 км и работают на основе эффекта Вавилова — Черенкова; в) на дне океана (пока не реализовано); г) в глубине вод озера Байкал, как было предложено академиком А. Е. Чудаковым в конце 1970-х гг., строительство детектора НТ-200 (рис. 1.7) было начато в 1990 г. на глубине более 1 км и затем впервые в мире зарегистрировано подводное нейтрино в 1994 г.; г) во льдах Антарктики, например, детекторы AMANDA, AMANDA-II и IceCube (рис. 1.8) на станции Амундсен-Скотт. Вторичное космическое излучение, легко взаимодействующее с веществом, существенно поглощается горами и водой, а нейтрино беспрепятственно попадают в ловушки.

Астрономия - наука, изучающая движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и их систем. Накопленные ею знания применяются для практических нужд человечества.

Астрономия является одной из древнейших наук, она возникла на основе практических потребностей человека и развивалась вместе с ними. Элементарные астрономические сведения были известны уже тысячи лет назад в Вавилоне, Египте, Китае и применялись народами этих стран для измерения времени и ориентировки по сторонам горизонта.

И в наше время астрономия используется для определения точного времени и географических координат (в навигации, авиации, космонавтике, геодезии, картографии). Астрономия помогает исследованию и освоению космического пространства, развитию космонавтики и изучению нашей планеты из космоса. Но этим далеко не исчерпываются решаемые ею задачи.

Наша Земля является частью Вселенной. Луна и Солнце вызывают на ней приливы и отливы. Солнечное излучение и его изменения влияют на процессы в земной атмосфере и на жизнедеятельность организмов. Механизмы влияния различных космических тел на Землю также изучает астрономия.

Современная астрономия тесно связана с математикой и физикой, с биологией и химией, с географией, геологией и с космонавтикой. Используя достижения других наук, она в свою очередь обогащает их, стимулирует их развитие, выдвигая перед ними все новые задачи. Астрономия изучает в космосе вещество в таких состояниях и масштабах, какие неосуществимы в лабораториях, и этим расширяет физическую картину мира, наши представления о материи. Все это важно для развития диалектико-материалистического представления о природе Научившись предвычислять наступление затмений Солнца и Луны, появление комет, астрономия положила

начало борьбе с религиозными предрассудками. Показывая возможность естественнонаучного объяснения возникновения и изменения Земли и других небесных тел, астрономия способствует развитию марксистской философии.

Курс астрономии завершает физико-математическое и естественнонаучное образование, получаемое вами в школе.

Изучая астрономию, необходимо обращать внимание на то, какие сведения являются достоверными фактами, а какие - научными предположениями, которые со временем могут измениться. Важно, что предела человеческому познанию нет. Вот один из примеров того, как это показывает жизнь.

В прошлом веке один философ-идеалист решился утверждать, что возможности человеческого познания ограничены Он говорил, что, хотя люди и измерили расстояния до некоторых светил, химический состав звезд они никогда не смогут определить. Однако вскоре был открыт спектральный анализ, и астрономы не только установили химический состав атмосфер звезд, но и определили их температуру. Несостоятельными оказались и многие другие попытки указать границы человеческого познания. Так, ученые сначала теоретически оценили температуру на Луне, затем измерили ее с Земли при помощи термоэлемента и радиометодов, потом эти данные получили подтверждение от приборов автоматических станций, изготовленных и посланных людьми на Луну.

Содержание: 1. 2. 3. 4. 5. 6. 7. 8. 9. 10. 11. 12. 13. 14. 15. 16. 17. 18. 19. Что изучает астрономия? Природа звезд. Законы Кеплера. Роль наблюдений в астрономии. Связь астрономии с другими науками. Значение астрономии. История происхождения астрономии. Космонавтика. Астрономия в древности. Геоцентрические системы мира. Лунное и солнечное затмения. Многообразие галактик. Млечный путь. Состав галактики. Строение галактики. Основные закономерности в Солнечной системе. Эволюция Вселенной и жизнь. Проблема внеземных цивилизаций. Список использованной литературы.

Что изучает астрономия? Астрономия – наука о Вселенной. Слово «астрономия» происходит из двух греческих слов: астрон– звезда и номос– закон. Астрономия изучает движение небесных тел, их природу, происхождение и развитие. Астрономия - одна из самых увлекательных наук о природе – исследует не только настоящее, но и далекое прошлое окружающего нас мегамира, а также позволяет нарисовать научную картину будущего Вселенной.

Природа звезд Во время наблюдений звездного неба можно заметить, что цвет звезд различен. По цвету раскаленного металла можно судить о температуре ее фотосферы. Солнце – желтая звезда. Звезды имеющие температуру 3500 -4000 К, красноватого цвета. Спектры большинства звезд представляют собой спектры поглощения: на фоне непрерывного спектра видны темные линии. Последовательность спектральных классов отражает различие цвета и температуры звезд. Разнообразие звездных спектров объясняется тем, что звезды имеют разную температуру. Кроме температуры, вид спектра звезды определяется давлением и плотностью газа ее фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава.

Законы Кеплера: 1. Орбита каждой планеты есть эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце. 2. Радиус-вектор планеты в равные промежутки времени описывает равные площади. 3. Квадраты сидерических периодов двух планет относятся как кубы больших полуосей их орбит.

Роль наблюдений в астрономии Наблюдения – основной источник информации о небесных телах, процессах и явлениях, происходящих во Вселенной. Для проведения наблюдений во многих странах созданы специальные научноисследовательские учреждения – астрономические обсерватории. Сведения о температуре, химическом составе, магнитных полях небесных тел, а также об их движении получают из спектральных наблюдений.

Связь астрономии с другими науками Современная астрономия – фундаментальная физико-математическая наука, развитие которой неразрывно связано с научно-техническим прогрессом. Разделы астрономии: 1. 2. Астрофизика – наука, изучающая природу небесных тел. Небесная механика – наука, изучающая законы движения небесных тел. Однако астрономия не только опирается на данные других наук, но и способствует развитию последних. Данные астрономии о строении и эволюции Вселенной, о месте в ней человека составляют неотъемлемую часть научного мировоззрения.

Значение астрономии С давних пор в далеких путешествий люди ориентировались ночью по звездам, а днем – по Солнцу. Астрономические наблюдения и сейчас используются для решения важных проблем народного хозяйства. К их числу относятся: измерение времени, составление точных географических карт, выполнение разнообразных геодезических работ, ориентировка по небесным светилам на море, в воздухе и в космическом пространстве. Изучение Луны и планет Солнечной системы позволяет лучше узнавать нашу Землю. В сферу деятельности людей включаются околоземное космическое пространство и ближайшие к Земле небесные тела.

История происхождения астрономии Астрономия – одна из древнейших наук. Она возникла из практических потребностей человека раньше всех других наук. Примерно шесть тысяч лет назад египтяне уже согласовали свой календарь с астрономическим явлением. Они заметили, что начало разлива Нила совпадает с появлением над горизонтом перед самым восходом Солнца звезды Сириус. Это наблюдение и было положено в основу египетского календаря.

Космонавтика Новые требования к астрономии предъявляет космонавтика. Освоение космоса позволит расширить среду обитания людей, что, в частности, может облегчить решение экологических проблем. Нужно уметь с большей точностью определять расстояние до небесных тел Солнечной системы, выбирать подходящее для межпланетных перелетов время, знать расположение наиболее опасных участков орбит космических ракет, уметь выбирать оптимальные траектории искусственных небесных тел. Астрономия является наукой, необходимой людям. Общее представление о строении и эволюции Вселенной должен иметь каждый человек.

Астрономия в древности Первые представления о мироздании были очень наивными, они тесно переплетались с религиозными верованиями, в основу которых было положено разделение мира на две части: земную и небесную. Думали, что существует «твердь небесная» , к которой прикреплены звезды, а Землю принимали за неподвижный центр мироздания.

Геоцентрические системы мира 1. 2. Представления о центральном положении Земли во Вселенной впоследствии было положено учеными Древней Греции в основу геоцентрических систем мира. Греческий философ и ученый-энциклопедист Аристотель, уже знавший(из наблюдений лунных затмений) о шарообразности Земли, считал, что Земля неподвижна. Он отмечал, что если бы Земля двигалась, то это движение можно было обнаружить по изменению положений звезд на небе. Достижения античной астрономии обобщил александрийский астроном Клавдий Птолемей. Он разработал геоцентрическую систему мира, согласно которой вокруг неподвижной Земли движутся Луна, Меркурий, Венера, Марс, Солнце, Юпитер, Сатурн и «сфера неподвижных звезд» . Система мира Птолемея основывалась на совершенно ошибочных представлениях о строении Вселенной, но все же объясняла многие особенности видимого движения небесных светил, и в частности петлеобразное движение планет. Таблицы Птолемея позволяли определить заранее положение планет на небе.

Лунное и солнечное затмения Когда Луна при своем движении вокруг земли полностью или частично заслоняет Солнце, происходят солнечные затмения. Во время полного солнечного затмения Луна закрывает весь диск Солнца. Полное солнечное затмение можно наблюдать только из тех точек земной поверхности, где происходит полоса полной фазы. По обе части стороны полосы полной фазы происходит частное затмение Солнца, во время которого Луна заслоняет не весь солнечный диск, а лишь часть его. Наблюдается частное солнечное затмение из тех мест земной поверхности, которые охватывает расходящийся конус лунной полутени. Полное солнечное затмение – очень красивое явление. Во время затмения Солнце имеет вид черного диска, окруженного нежным сиянием(короной). Солнечное затмение происходит, когда Луна бывает в новолунии, а лунное – когда в полнолунии.

Многообразие Галактик 1. Мир галактик поражает своим разнообразием. Галактики отличаются размерами, числом входящих в них звезд, светимостями, внешним видом. Они обозначаются номерами, под которыми их вносят в каталоги. По внешнему виду галактики условно разделены на три основных типа: эллиптические, спиральные, неправильные. Пространственная форма эллиптических галактик – эллипсоиды с разной степенью сжатия. Среди эллиптических галактик встречаются гигантские и карликовые. Наиболее простые по структуре галактики – эллиптические. Распределение звезд в них равномерно убывает от центра, пыли и газа почти нет. Самые яркие звезды – красные гиганты.

2. Спиральные галактики – самый многочисленный тип галактик. К нему относятся наша Галактика и гигантская Туманность Андромеды. Массы спиральных галактик – порядка 10^9 – 10^12 масс Солнца. 3. Неправильные галактики не имеют центральных ядер и не обнаруживают закономерностей в своем строении. Две неправильные галактики – Большое и Малое Магеллановы Облака значительно меньше нашей Галактики по массе и размерам. Изучение Магеллановых Облаков позволяет получить сведения о звездах, звездных скоплениях и диффузной материи. Существуют еще взаимодействующие галактики – они находятся на небольших расстояниях друг от друга, связаны «мостами» из светящейся материи, иногда как бы пронизывают одна другую.

Млечный путь Млечный Путь – это множество слабых звезд, не различимых невооруженным глазом. Млечный Путь опоясывает все небо; у него нет резких границ, а разные участки имеют неодинаковую ширину и яркость. В Млечном Пути сосредоточено подавляющее число звезд Галактики – огромной звездной системы сплюснутой формы. Солнце, являющееся одной из звезд Галактики, находится вблизи ее плоскости симметрии – галактической плоскости. Поэтому большинство звезд Галактики проецируется на небесную сферу не хаотично, а в пределах той полосы, которую и называют Млечным Путем.

Состав Галактики В состав Галактики входят звезды и звездные скопления. Число звезд в Галактике порядка триллиона. Кроме одиночных звезд и их спутников(планет), в состав Галактики входят двойные и кратные звезды, а также группы звезд, связанные силами тяготения и движущиеся в пространстве как единое целое, называемые звездными скоплениями. Туманные пятна, которые состоят из газа и пыли, - это туманности, они тоже входят в состав нашей Галактики.

Строение Галактики Подавляющая часть звезд и диффузной материи Галактики занимает линзообразный объем. Диаметр диска около 3*10^4 пк. Солнце находится на расстоянии около 10^4 пк от центра Галактики, скрытого от нас облаками межзвездной пыли. В центре Галактики расположено ее ядро, которое в последнее время тщательно исследуется в инфракрасном, радио- и рентгеновском диапазонах длин волн. Если взглянуть на галактический диск «сверху» , то обнаружим огромные ветви, в основном содержащие наиболее горячие и яркие звезды, а также массивные газовые облака. Диск со спиральными ветвями образует основу плоской подсистемы Галактики. А объекты, концентрирующиеся к ядру Галактики и лишь частично проникающие в диск относятся к сферической подсистеме.

Основные закономерности в Солнечной системе Космогоническая гипотеза о происхождении планет должна объяснить основные закономерности, наблюдаемые в Солнечной системе: 1. 2. 3. 4. 5. 6. 7. 8. Углы наклонения плоскостей орбит планет к плоскости эклиптики не превышают нескольких градусов. Эксцентриситеты орбит планет очень малы Средние расстояния планет от Солнца подчиняются определенному закону. Планеты движутся вокруг Солнца в том же направлении, в каком Солнце вращается вокруг своей оси. У большинства планет направление вращения вокруг оси совпадает с направлением обращения вокруг Солнца. На долю планет приходится 98% момента количества движения всей Солнечной системы. Почти 99, 9% массы вещества Солнечной системы приходится на долю Солнца. По своим физическим характеристикам планеты резко делятся на две группы: планеты-гиганты и планеты земной группы.

Эволюция Вселенной и жизнь Революционными вехами на пути развития астрономии были: обоснование идеи о шарообразности Земли, открытие Коперником гелиоцентрической системы мира, изобретение телескопа, открытие основных законов небесной механики, применение в астрономии спектрального анализа и фотографии, изучение структуры нашей Галактики, открытие Метагалактики, начало радиоастрономических исследований, начало космической эры и эпохи астрономических экспериментов в космическом пространстве. Астрономическая картина мира – это картина эволюционирующей Вселенной. Эволюция Вселенной включает в себя эволюцию вещества и эволюцию структуры. С эволюцией структуры связано возникновение сверхскоплений галактик, обособление и формирование звезд и галактик, образование планет и их спутников. Вселенная предстает перед нами как бесконечно развертывающийся во времени и пространстве процесс эволюции материи.

На определенном этапе эволюции материи при появлении подходящих условий во Вселенной возникает жизнь. Ее возникновение, существование и развитие также обусловлены рядом фундаментальных свойств Вселенной, выражающихся, например, в константах, характеризующих гравитационное, электромагнитное, слабое и сильное взаимодействия. Ученые считают, что при значениях этих констант жизнь во Вселенной существовать просто бы не могла. Ясно, что жизнь не могла возникнуть и на ранних стадиях расширения Метагалактики. Образовавшиеся в поздних стадиях расширения Метагалактики звезды оказались не только источниками энергии, но и теми объектами Вселенной, в недрах которых синтезировались необходимые для возникновения жизни химические элементы. Для существования жизни небезразлично и то, что Метагалактика расширяется.

Проблема внеземных цивилизаций Мы живем на небольшой планете, движущейся вокруг одной из бесчисленного множества звезд Вселенной. И поэтому трудно примириться с мыслью о том, что мы одиноки в беспредельной Вселенной. Большинство современных астрономов и философов считают, что жизнь – распространенное явление во Вселенной и существует множество миров, на которых обитают цивилизации. Уровень развития некоторых внеземных цивилизаций может быть неизмеримо выше уровня развития земной цивилизации. Проблема внеземных цивилизаций на самом деле сложнее, чем может показаться с первого взгляда. Можно спорить и приводить новые доводы в пользу или против реальности внеземных цивилизаций, но лишь дальнейшие наблюдения и эксперименты позволят выяснить, существуют ли гденибудь обитаемые миры или мы одиноки в нашей Галактике.