1. Tähtitiede on kurssilla uusi tieteenala, vaikka jotkin aiheet ovatkin sinulle tuttuja pähkinänkuoressa.
2. Mitä tarvitset:

1. Oppikirja:. Tähtitiede. Perustaso.11 luokka: oppikirja / B.A. Vorontsov-Velyaminov, E.K. Strout - 5. painos, tarkistettu .- M .: Bustard, 2018.-238s, mukana: ill., 8 arkkia. kol. sis. - (venäjänkielinen oppikirja).;
2. yleinen muistikirja - 48 arkkia.

1. Kuinka työskennellä oppikirjan kanssa.

• käydä läpi (lukemisen sijaan) kappale
• syventyä olemukseen, käsitellä jokaista ilmiötä ja prosessia
• käydä läpi kaikki kappaleen jälkeiset kysymykset ja tehtävät lyhyesti muistivihkoissa
• tarkista tietosi aiheen lopussa olevasta kysymysluettelosta
• katso lisämateriaalia Internetistä

Aihe 1.1 Tähtitiede. Havainnot ovat tähtitieteen perusta.

1.1.1 Mitä tähtitiede tutkii. Sen merkitys ja yhteys muihin tieteisiin

Tähtitiede on yksi vanhimmista tieteistä, jonka juuret juontavat juurensa kivikaudelle (VI-III vuosituhat eKr.).

Tähtitiede Se on tiede, joka tutkii taivaankappaleiden ja niiden järjestelmien liikettä, rakennetta, alkuperää ja kehitystä.

Tähtitiede[Kreikka Astron (astron) - tähti, nomos (nomos) - laki] - tiede, joka tutkii taivaankappaleiden liikettä (osio "taivaan mekaniikka"), niiden luonnetta (osio "astrofysiikka"), alkuperää ja kehitystä (osio "kosmogonia")

Tähtitiede, yksi kiehtovimmista ja muinaisimmista luonnontieteistä, tutkii paitsi nykyisyyttä, myös ympärillämme olevan makromaailman kaukaista menneisyyttä ja antaa meille myös mahdollisuuden piirtää tieteellisen kuvan maailmankaikkeuden tulevaisuudesta. Ihminen on aina ollut kiinnostunut siitä, miten häntä ympäröivä maailma toimii ja minkä paikan hän siinä on. Sivilisaation kynnyksellä useimmilla kansoilla oli erityisiä kosmologisia myyttejä, jotka kertovat, kuinka avaruus (järjestys) syntyy vähitellen alkuperäisestä kaaoksesta, kaikki, mikä ihmistä ympäröi: taivas ja maa, vuoret, meret ja joet, kasvit ja eläimet sekä henkilö itse. Tietoa taivaalla tapahtuneista ilmiöistä on kertynyt asteittain tuhansien vuosien ajan.

Tähtitieteellisen tiedon tarve saneli elintärkeä välttämättömyys (elokuvien esittely: " Kaikki avaruuden salaisuudet #21 - Discovery - tähtitieteen historia"ja Tähtitiede (2⁄15). Vanhin tiede.)

Kävi ilmi, että ajoittain tapahtuviin muutoksiin maanpäällisessä luonnossa liittyy muutoksia tähtitaivaan ulkonäössä ja Auringon näennäisessä liikkeessä. Tietyn vuodenajan alkaminen oli tarpeen laskea tiettyjen maataloustöiden suorittamiseksi ajoissa: kylvö, kastelu, sadonkorjuu. Mutta tämä voidaan tehdä vain käyttämällä kalenteria, joka on koottu pitkän aikavälin havainnoista Auringon ja Kuun sijainnista ja liikkeestä. Joten tarve säännöllisiin taivaankappaleiden havainnointiin johtui ajan laskemisen käytännön tarpeista. Taivaankappaleiden liikkeelle luontainen tiukka jaksollisuus on edelleen käytössä olevien ajanlaskennan perusyksiköiden - päivä, kuukausi, vuosi - taustalla.

Yksinkertainen tapahtuvien ilmiöiden pohdiskelu ja niiden naiivi tulkinta korvattiin vähitellen yrityksillä selittää tieteellisesti havaittujen ilmiöiden syitä. Kun antiikin Kreikassa (VI vuosisadalla eKr.) filosofian nopea kehitys luontotieteenä alkoi, tähtitieteellisestä tiedosta tuli olennainen osa ihmiskulttuuria. Tähtitiede on ainoa tiede, joka on saanut suojelijamuusansa - Uranian.

Tähtitieteellisen tiedon kehityksen alkuperäisestä merkityksestä voidaan arvioida ihmisten käytännön tarpeiden perusteella. Ne voidaan jakaa useisiin ryhmiin:

• maatalouden tarpeisiin(Ajan laskentatarve on päivät, kuukaudet, vuodet. Esimerkiksi muinaisessa Egyptissä kylvö- ja sadonkorjuuaika määrättiin ennen auringonnousua, kun horisontin reunalta ilmestyi kirkas tähti Sothis, joka ennusti Niilin tulva);
• kaupan laajentamisen tarpeisiin, mukaan lukien merenkulku (merenkulku, kauppareittien etsiminen, navigointi. Joten foinikialaisia ​​merimiehiä ohjasi Pohjantähti, jota kreikkalaiset kutsuivat foinikialaisten tähdeksi);
• esteettiset ja kognitiiviset tarpeet, tarve kokonaisvaltaiseen maailmankuvaan(ihminen yritti selittää luonnonilmiöiden ja prosessien jaksoittaisuutta, ympäröivän maailman syntymistä).

Tähtitieteen alkuperä astrologisissa ideoissa on tyypillistä muinaisten sivilisaatioiden mytologiselle maailmankuvalle.

1. antiikkimaailma(BC). Filosofia → tähtitiede → matematiikan elementit (geometria). Muinainen Egypti, Muinainen Assyria, Muinainen Maya, Muinainen Kiina, Sumerit, Babylonia, Muinainen Kreikka.

Tiedemiehet, jotka ovat antaneet merkittävän panoksen tähtitieteen kehitykseen: Thales Miletuksesta(625-547, tohtori Kreikka), Eudox of Knidos(408-355, muu Kreikka), ARISTOTELES(384-322, Makedonia, muu Kreikka), Aristarkus Samoksen(310-230, Aleksandria, Egypti), ERATOSFEENIT(276-194, Egypti), Rodoksen Hipparkhos(190-125, muinainen Kreikka).

Arkeologit ovat todenneet, että ihmisellä oli tähtitieteellinen perustieto jo 20 tuhatta vuotta sitten kivikaudella.

• Esihistoriallinen vaihe 25 tuhatta vuotta eKr. - 4 tuhatta eKr. (kalliomaalaukset, luonnonobservatoriot jne.).
• Muinaista vaihetta voidaan ehdollisesti pitää 4000 vuotta eKr.-1000 eKr.:
  • noin 4 tuhatta eKr muinaisten mayojen tähtitieteelliset monumentit, Stonehengen kiviobservatorio (Englanti);
  • noin 3000 eaa pyramidien suuntaus, ensimmäiset tähtitieteelliset tiedot Egyptissä, Babylonissa, Kiinassa;
  • noin 2500 eaa Egyptin aurinkokalenterin perustaminen;
  • noin 2000 eaa ensimmäisen taivaskartan luominen (Kiina);
  • noin 1100 eaa ekliptiikan kaltevuuden määrittäminen päiväntasaajaan nähden;
• antiikkinen näyttämö
  • ajatuksia maan pallomaisuudesta (Pythagoras, 535 eKr.);
  • Thales Miletoslaisen (585 eKr.) ennustama auringonpimennys;
  • 19 vuoden kuun vaiheiden syklin perustaminen (metonic cycle, 433 eKr.);
  • ajatuksia Maan pyörimisestä akselinsa ympäri (Pontoksen Herakleitos, 4. vuosisata eKr.);
  • ajatus samankeskisistä ympyröistä (Eudoxus), tutkielma "On the Sky" Aristoteles (todiste Maan ja planeettojen pallomaisuudesta) kokoelma ensimmäisestä tähtiluettelosta 800 tähteä, Kiina (4. vuosisata eKr.);
  • kreikkalaisten tähtitieteilijöiden suorittamien tähtien sijaintien systemaattisten määrittämien alku, maailmanjärjestelmän teorian kehitys (3. vuosisata eKr.);
  • precession löytö, ensimmäiset Auringon ja Kuun liiketaulukot, 850 tähden tähtiluettelo (Hipparachus, (2. vuosisata eKr.);
  • ajatus Maan liikkeestä Auringon ympäri ja Maan koon määrittämisestä (Aristarchus of Samos, Eratosthenes 3-2 vuosisataa eKr.);
  • Juliaanisen kalenterin käyttöönotto Rooman valtakunnassa (46 eKr.);
  • Claudius Ptolemaios - "Syntaksi" (Almogest) - muinaisen tähtitieteen tietosanakirja, liiketeoria, planeettataulukot (140 jKr).

Homeroksen ja Hesiodoksen runot antavat käsityksen tämän ajanjakson kreikkalaisten tähtitieteellisestä tiedosta: siellä mainitaan useita tähtiä ja tähtikuvioita, annetaan käytännön neuvoja taivaankappaleiden käytöstä navigoinnissa ja vuodenaikojen määrittämisessä. vuosi. Tämän ajanjakson kosmologiset ajatukset lainattiin kokonaan myyteistä: Maata pidetään litteänä ja taivasta on kiinteä kulho, joka perustuu maahan. Tämän ajanjakson päähenkilöt ovat filosofit, hapuilee intuitiivisesti sitä, mitä myöhemmin kutsutaan tieteelliseksi kognition menetelmäksi. Samaan aikaan tehdään ensimmäisiä erikoistuneita tähtitieteellisiä havaintoja, kehitetään kalenterin teoriaa ja käytäntöä; Ensimmäistä kertaa geometria otetaan tähtitieteen perustaksi, otetaan käyttöön useita matemaattisen tähtitieteen abstrakteja käsitteitä; Valaisimien liikkeistä yritetään löytää fyysisiä malleja. Useita tähtitieteellisiä ilmiöitä selitettiin tieteellisesti, maapallon palloisuus todistettiin.

II Esiteleskooppinen ajanjaksoa. (aikamme ennen vuotta 1610). Tieteen ja tähtitieteen rappeutuminen. Rooman valtakunnan romahtaminen, barbaarien ryöstöt, kristinuskon synty. Arabian tieteen nopea kehitys. Tieteen elpyminen Euroopassa. Nykyaikainen heliosentrinen maailmanrakenne.

Claudius Ptolemaios (Claudius Ptolomeus)(87-165, tohtori Rooma), BIROUNI, Abu Reyhan Mohammed ibn Ahmed al-Biruni(973-1048, moderni Uzbekistan), Mirza Mohammed ibn Shahrukh ibn Timur (Taragay) ULUGBEK(1394-1449, moderni Uzbekistan), Nicolaus COPERNICK(1473-1543, Puola), Tycho (Tige) BRAGE(1546-1601, Tanska).

• arabialainen aikakausi. Muinaisten valtioiden kukistumisen jälkeen Euroopassa muinaiset tieteelliset perinteet (mukaan lukien tähtitiede) kehittyivät edelleen arabikalifaatissa sekä Intiassa ja Kiinassa.
  • 813 Tähtitieteellisen koulun (viisauden talon) perustaminen Bagdadiin;
  • 827 maapallon koon määrittäminen astemittauksilla Tigriksen ja Eufratin välillä;
  • 829 Bagdadin observatorion perustaminen;
  • 10. vuosisadalla kuun epätasa-arvon löytäminen (Abu-l-Wafa, Bagdad);
  • 1029 tähden luettelo, ekliptiikan kaltevuuden selvitys päiväntasaajaan nähden, pituuspiirin 1° pituuden määrittäminen (1031g, Al-Biruni);
  • lukuisia tähtitieteen teoksia 1400-luvun loppuun asti (Omar Khayyamin kalenteri, "Ilkhan-taulukot" auringon ja planeettojen liikkeistä (Nasiraddin Tussi, Azerbaidžan), Ulugbekin teoksia);
• Euroopan herätys. 1400-luvun lopulla Euroopassa alkoi tähtitieteellisen tiedon elpyminen, joka johti ensimmäiseen tähtitieteen vallankumoukseen. Tämä tähtitieteen vallankumous johtui käytännön vaatimuksista - suurten maantieteellisten löytöjen aikakausi alkoi.
  • Pitkät matkat vaativat tarkkoja menetelmiä koordinaattien määrittämiseen. Ptolemaioksen järjestelmä ei pystynyt vastaamaan lisääntyneisiin tarpeisiin. Maat, jotka kiinnittivät ensimmäisenä huomiota tähtitieteellisen tutkimuksen kehittämiseen, saavuttivat suurimman menestyksen uusien maiden löytämisessä ja kehittämisessä.
  • Portugalissa prinssi Henry perusti 1300-luvulla observatorion vastaamaan navigoinnin tarpeisiin, ja Portugali oli ensimmäinen Euroopan maa, joka alkoi valloittaa ja hyödyntää uusia alueita.
  • XV-XVI vuosisatojen eurooppalaisen tähtitieteen tärkeimmät saavutukset ovat planeettataulukot (Regiomontanus Nürnbergistä, 1474),
  • N. Kopernikuksen teokset, joka teki ensimmäisen vallankumouksen tähtitieteessä (1515-1540),
  • tanskalaisen tähtitieteilijän Tycho Brahen havainnot Uraniborgin observatoriossa Vanin saarella (tarkimmat teleskooppia edeltäneellä aikakaudella).

III Teleskooppinen ennen spektroskopian tuloa (1610-1814). Teleskoopin keksintö ja havainto sen kanssa. Planeetan liikkeen lait. Uranuksen planeetan löytö. Ensimmäiset teoriat aurinkokunnan muodostumisesta.

Tutkijat, jotka antoivat merkittävän panoksen tähtitieteen kehitykseen tänä aikana: Galileo Galilei(1564-1642, Italia), Johannes KEPLER(1571-1630, Saksa), Jan GAVEL (GAVELIUS) (1611-1687, Puola), Hans Christian HUYGENS(1629-1695, Alankomaat), Giovanni Domenico (Jean Dominic) CASINI>(1625-1712, Italia-Ranska), Isaac Newton(1643-1727, Englanti), Edmund GALLEY (HALLEY, 1656-1742, Englanti), William (William) Wilhelm Friedrich HERSHEL(1738-1822, Englanti), Pierre Simon Laplace(1749-1827, Ranska).

• 1600-luvun alussa (Lippershey, Galileo, 1608) luotiin optinen teleskooppi, joka laajensi suuresti ihmiskunnan tietämyksen horisonttia maailmasta.
  • määritetään auringon parallaksi (1671), mikä mahdollisti tähtitieteellisen yksikön määrittämisen suurella tarkkuudella ja valonnopeuden määrittämisen,
  • Maan akselin hienovaraiset liikkeet, tähtien oikeat liikkeet, Kuun liikkeen lait,
  • vuosina 1609-1618 Näiden Mars-planeetan havaintojen perusteella Kepler löysi kolme planeetan liikkeen lakia,
  • vuonna 1687 Newton julkaisi yleisen painovoiman lain, joka selittää planeettojen liikkeen syyt.
  • taivaan mekaniikka luodaan;
  • planeettojen massat määritetään;
  • 1800-luvun alussa (1. tammikuuta 1801) Piazzi löytää ensimmäisen pienemmän planeetan (asteroidin) Ceresin;
  • Pallas ja Juno löydettiin vuosina 1802 ja 1804.

IV Spektroskopia ja valokuvaus. (1814-1900). Spektroskooppiset havainnot. Ensimmäinen etäisyyden määritys tähtiin. Neptunuksen planeetan löytö.

Tutkijat, jotka antoivat merkittävän panoksen tähtitieteen kehitykseen tänä aikana: Joseph von Fraunhofer(1787-1826, Saksa), Vasily Yakovlevich (Friedrich Wilhelm Georg) STRUVE(1793-1864, Saksa-Venäjä), George Biddell ERI(AIRIE, 1801-1892, Englanti), Friedrich Wilhelm BESSEL(1784-1846, Saksa), Johann Gottfried HALLE(1812-1910, Saksa), William HEGGINS (Huggins, 1824-1910, Englanti), Angelo SECCHI(1818-1878, Italia), Fedor Aleksandrovich BREDIKHIN(1831-1904, Venäjä), Edward Charles Pickering(1846-1919, USA).

• Vuosina 1806 - 1817 I. Fraunthofer (Saksa) loi spektrianalyysin perustan, mittasi auringon spektrin aallonpituuksia ja absorptioviivoja ja loi siten perustan astrofysiikalle.
• Vuonna 1845 I. Fizeau ja J. Foucault (Ranska) saivat ensimmäiset valokuvat Auringosta.
• Vuosina 1845 - 1850 Lord Ross (Irlanti) löysi joidenkin sumujen kierteisen rakenteen.
• vuonna 1846 I. Galle (Saksa) löysi W. Le Verrierin (Ranska) laskelmien mukaan planeetan Neptunuksen, joka oli taivaanmekaniikan voitto.
• Valokuvauksen käyttöönotto tähtitiedossa mahdollisti valokuvien saamisen Auringon koronasta ja Kuun pinnasta sekä aloittaa tähtien, sumujen ja planeettojen spektrien tutkimisen.
• Optiikan ja teleskooppirakentamisen edistyminen mahdollisti Marsin satelliittien löytämisen, Marsin pinnan kuvaamisen havainnoimalla sitä vastakkain (D. Schiaparelli)
• Astometristen havaintojen tarkkuuden lisääminen mahdollisti tähtien vuotuisen parallaksin mittaamisen (Struve, Bessel, 1838) ja maapallon napojen liikkeen selvittämisen.

V-th Moderni ajanjaksolla (1900-luvulle asti). Valokuvauksen ja spektroskooppisten havaintojen soveltamisen kehittäminen tähtitieteessä. Tähtien energialähteen ongelman ratkaiseminen. Galaksien löytäminen. Radioastronomian syntyminen ja kehitys. Avaruustutkimus.

• 1900-luvun alussa K. E. Tsiolkovsky julkaisi ensimmäisen tieteellisen esseen astronautiikasta "Maailman avaruuden tutkimus suihkulaitteilla".
• Vuonna 1905 A. Einstein loi erityisen suhteellisuusteorian
• vuosina 1907 - 1916 yleinen suhteellisuusteoria, joka mahdollisti olemassa olevan fysiikan teorian ja käytännön väliset ristiriidat, antoi sysäyksen selvittää tähtien energian mysteeriä, stimuloi kosmologisten teorioiden kehitystä.
• Vuonna 1923 E. Hubble todisti muiden tähtijärjestelmien - galaksien - olemassaolon
• Vuonna 1929 E. Hubble löysi "punasiirtymän" lain galaksien spektristä.
• Vuonna 1918 Mount Wilsonin observatorioon asennettiin 2,5 metrin heijastin ja vuonna 1947 siellä otettiin käyttöön 5 metrin heijastin)
• Radioastronomia syntyi 1930-luvulla, kun ensimmäiset radioteleskoopit syntyivät.
• Vuonna 1933 Karl Jansky Bell Labsista löysi radioaaltoja, jotka tulevat galaksin keskustasta.
• Grote Reber rakensi ensimmäisen parabolisen radioteleskoopin vuonna 1937.
• Vuonna 1948 rakettien laukaisut ilmakehän korkeisiin kerroksiin (USA) mahdollistivat auringon koronan röntgensäteilyn havaitsemisen.
• Aronomistit alkoivat tutkia taivaankappaleiden fyysistä luonnetta ja laajensivat merkittävästi tutkittavan tilan rajoja.
• Astrofysiikasta on tullut johtava tähtitieteen ala, ja se on saanut erityisen suuren kehityksen 1900-luvulla. ja kasvaa edelleen nopeasti.
• Vuonna 1957 luotiin perusta laadullisesti uusille keinotekoisten taivaankappaleiden käyttöön perustuville tutkimusmenetelmille, mikä johti myöhemmin uusien astrofysiikan haarojen syntymiseen.
• Vuonna 1957 Neuvostoliitto laukaisi ensimmäisen keinotekoisen maasatelliitin, mikä merkitsi ihmiskunnan avaruusajan alkua.
• Avaruusalukset mahdollistivat infrapuna-, röntgen- ja gammateleskoopit tuomisen pois maan ilmakehästä).
• Ensimmäiset miehitetyt avaruuslennot (1961, Neuvostoliitto), ensimmäinen ihmisten laskeutuminen Kuuhun (1969, USA) ovat käänteentekeviä tapahtumia koko ihmiskunnalle.
• Kuun maaperän toimitus Maahan (Luna-16, Neuvostoliitto, 1970),
• Laskeutuvien ajoneuvojen laskeutuminen Venuksen ja Marsin pinnalle,
• Automaattisten planeettojen välisten asemien lähettäminen aurinkokunnan kaukaisille planeetoille.

(Lisätietoja ks Avaruustutkimuksen aikajana ja avaruustutkimuksen aikajana.)

1.1.2 Tähtitieteen yhteys muihin tieteisiin.

Aiemmin yhdestä luonnontieteestä - filosofiasta - kasvaneet tähtitiede, matematiikka ja fysiikka eivät ole koskaan menettäneet läheistä yhteyttä toisiinsa. Tähtitiedellä on ollut niin johtava rooli tieteen historiassa, että monet tiedemiehet ovat ottaneet siitä tehtäviä ja luoneet menetelmiä näiden ongelmien ratkaisemiseksi. Tähtitiede, matematiikka ja fysiikka eivät ole koskaan menettäneet suhdettaan, mikä näkyy monien tutkijoiden toiminnassa.

Tähtitieteen yhteys muihin tieteisiin- Tieteellisten alojen vuorovaikutus ja keskinäinen vaikutus:

matematiikka	Muinaisista ajoista lähtien tähtitieteen ja matematiikan kehitys on liittynyt läheisesti toisiinsa. Kreikasta käännettynä yhden matematiikan osan nimi - geometria - tarkoittaa "mittausta". Ensimmäiset maapallon säteen mittaukset suoritettiin jo 300-luvulla eKr. eKr e. perustuu tähtitieteellisiin havaintoihin Auringon korkeudesta keskipäivällä. Ympyrän epätavallisella, mutta tutulla jaolla 360 °:een on tähtitieteellistä alkuperää: se syntyi, kun uskottiin, että vuoden kesto on 360 päivää, ja aurinko liikkuessaan Maan ympäri joka päivä ottaa yhden askeleen - tutkinto. Voidaan antaa likimääräisten laskelmien menetelmien käyttö, pienten kulmien trigonometristen funktioiden korvaaminen itse kulmien arvoilla, jotka ilmaistaan ​​radiaanimittana, logaritmi ja monia muita esimerkkejä suhteesta.
fysiikka	Tähtitieteellisillä havainnoilla taivaankappaleiden liikkeistä ja tarpeesta laskea niiden sijainti etukäteen, oli tärkeä rooli paitsi matematiikan, myös erittäin tärkeän käytännön ihmisen toiminnan fysiikan - mekaniikan - kehityksessä. Aiemmin yhdestä luonnontieteestä - filosofiasta - kasvaneet tähtitiede, matematiikka ja fysiikka eivät ole koskaan menettäneet läheistä yhteyttä toisiinsa. Näiden tieteiden suhde heijastuu suoraan monien tutkijoiden toimiin. Se ei ole kaukana sattumasta esimerkiksi Galileo Galilei ja Isaac Newton tunnetaan työstään sekä fysiikan että tähtitieteen alalla. Lisäksi Newton on yksi differentiaali- ja integraalilaskennan luojista. Hän muotoili 1600-luvun lopulla. universaalin gravitaatiolaki avasi mahdollisuuden soveltaa näitä matemaattisia menetelmiä planeettojen ja muiden aurinkokunnan kappaleiden liikkeen tutkimiseen. Laskentamenetelmien jatkuva parantaminen 1700-luvun ajan. toi esiin tämän tähtitieteen osan - taivaan mekaniikka- etualalle muiden tuon aikakauden tieteiden joukossa. Kysymys Maan sijainnista maailmankaikkeudessa, onko se paikallaan tai liikkuu Auringon ympäri, XVI-XVII vuosisatojen aikana. on tullut tärkeäksi sekä tähtitiedelle että maailman ymmärtämiselle. heliosentrinen oppi Nikolai Kopernikus ei ollut vain tärkeä askel tämän tieteellisen ongelman ratkaisemisessa, vaan myös vaikutti tieteellisen ajattelun tyylin muutokseen, joka avasi uuden tien meneillään olevien ilmiöiden ymmärtämiseen. Useita kertoja tieteen kehityksen historiassa yksittäiset ajattelijat ovat yrittäneet rajoittaa maailmankaikkeuden tuntemisen mahdollisuuksia. Ehkä viimeinen tällainen yritys tapahtui vähän ennen spektrianalyysin löytämistä. "Tuomio" oli ankara: "Kuvittelemme mahdollisuutta määrittää niiden (taivaankappaleiden) muodot, etäisyydet, koot ja liikkeet, mutta emme koskaan pysty millään tavalla tutkimaan niiden kemiallista koostumusta..." ( O. Comte). Spektrianalyysin löytäminen ja sen soveltaminen tähtitiedossa aloitti fysiikan laajan käytön taivaankappaleiden luonteen tutkimuksessa ja johti uuden maailmankaikkeuden tieteenalan syntymiseen - astrofysiikka. Auringossa, tähdissä ja ulkoavaruudessa vallitsevien olosuhteiden epätavallisuus "maan" näkökulmasta puolestaan ​​vaikutti fyysisten teorioiden kehittymiseen, jotka kuvaavat aineen tilaa olosuhteissa, joita on vaikea luoda maan päällä. Lisäksi 1900-luvulla, varsinkin sen toisella puoliskolla, tähtitieteen saavutukset taas, kuten Kopernikuksen aikana, johtivat vakaviin muutoksiin tieteellisessä maailmankuvassa, ajatusten muodostumiseen maailmankaikkeuden evoluutiosta. Kävi ilmi, että maailmankaikkeus, jossa elämme tänään, oli täysin erilainen useita miljardeja vuosia sitten - siinä ei ollut galakseja, ei tähtiä, ei planeettoja. Sen kehityksen alkuvaiheessa tapahtuneiden prosessien selittämiseksi se vei koko modernin teoreettisen fysiikan arsenaalin, mukaan lukien suhteellisuusteoria, atomifysiikka, kvanttifysiikka ja alkuainehiukkasfysiikka. Tähtitieteen ja fysiikan vuorovaikutus vaikuttaa edelleen muiden tieteiden, tekniikan, energian ja kansantalouden eri sektoreiden kehitykseen. Esimerkkinä on astronautiikan luominen ja kehittäminen. Rakettitekniikan kehitys mahdollisti ihmiskunnan pääsyn avaruuteen. Toisaalta tämä laajensi merkittävästi mahdollisuuksia tutkia kaikkia Maan ulkopuolella olevia kohteita ja johti uuteen nousuun taivaan mekaniikan kehityksessä, joka laskee onnistuneesti automaattisten ja miehitettyjen avaruusalusten kiertoradat eri tarkoituksiin. Toisaalta astrofysiikasta peräisin olevia kaukokartoitusmenetelmiä käytetään nykyään laajalti planeettamme tutkimuksessa keinotekoisista satelliiteista ja kiertorata-asemilta. Aurinkokunnan kappaleiden tutkimustulokset antavat mahdollisuuden ymmärtää paremmin maapallolla tapahtuvia globaaleja, mukaan lukien evoluutioprosesseja. Astuttuaan olemassaolonsa avaruusaikakauteen ja valmistautuessaan lennoille muille planeetoille ihmiskunnalla ei ole oikeutta unohtaa Maata, ja sen on ymmärrettävä täysin tarve säilyttää ainutlaatuinen luontonsa. Tutkitaan liikkeitä gravitaatio- ja magneettikentissä, aineen tilan kuvausta; säteilyprosessit; induktiovirrat plasmassa, jotka muodostavat avaruusobjekteja. Kehitetään menetelmiä plasman rajoittamiseksi rajoitettuun tilavuuteen, "törmäysttömän" plasman käsitettä, MHD-generaattoreita, kvanttisäteilyvahvistimia (masereja) jne.
maantiede	Tähtitieteelliset havainnot ovat jo pitkään mahdollistaneet ihmisten navigoinnin tuntemattomassa maastossa ja merellä. Tähtitieteellisten menetelmien kehitys koordinaattien määrittämiseksi XV-XVII vuosisatojen aikana. johtui suurelta osin navigoinnin kehittämisestä ja uusien kauppareittien etsimisestä. Maantieteellisten karttojen laatimisesta, Maan muodon ja koon selvittämisestä pitkään aikaan tuli yksi käytännön tähtitieteen päätehtävistä. Taito navigoida polkua tarkkailemalla taivaankappaleita, ns navigointi, Sitä käytetään nyt paitsi navigoinnissa ja ilmailussa myös astronautiikassa. Tähtitiede, maantiede ja geofysiikka yhdistää tutkimuksen maasta yhtenä aurinkokunnan planeetoista, sen tärkeimmistä fyysisistä ominaisuuksista (muoto, pyörimisnopeus, koko, massa jne.) ja kosmisten tekijöiden vaikutuksen Maan maantieteeseen: rakenteeseen ja koostumukseen. maan sisätila ja pinta, reljeef ja ilmasto, jaksolliset, vuodenaikojen ja pitkäaikaiset, paikalliset ja globaalit muutokset ilmakehässä, maapallon hydrosfäärissä ja litosfäärissä - magneettiset myrskyt, vuorovedet, vuodenaikojen vaihtelut, magneettikenttien ajautuminen, lämpeneminen ja jää iät jne., jotka johtuvat kosmisten ilmiöiden ja prosessien vaikutuksista (auringon aktiivisuus, Kuun kierto Maan ympäri, Maan kierto Auringon ympäri jne.); sekä tähtitieteellisiä menetelmiä avaruudessa suuntautumiseen ja maaston koordinaattien määrittämiseen, jotka eivät ole menettäneet merkitystään. Yksi uusista tieteistä oli avaruusmaantiede - joukko instrumentaalisia tutkimuksia Maasta avaruudesta tieteellistä ja käytännön toimintaa varten. Pilvien luonne maan päällä ja muilla planeetoilla; vuorovesi valtameressä, ilmakehässä ja kiinteässä maankuoressa; veden haihtuminen valtamerten pinnalta auringon säteilyn vaikutuksesta; Maan pinnan eri osien epätasainen lämmitys auringon vaikutuksesta, mikä luo ilmakehän virtausten kierron - nämä ovat vain muutamia esimerkkejä tähtitieteen ja maantieteen välisestä suhteesta.
kemia	Tähtitiede ja kemia yhdistävät kysymyksiä kemiallisten alkuaineiden ja niiden isotooppien alkuperästä ja esiintyvyydestä avaruudessa, maailmankaikkeuden kemiallisesta evoluutiosta. Tähtitieteen, fysiikan ja kemian risteyskohdassa syntynyt kosmokemian tiede liittyy läheisesti astrofysiikkaan, kosmogoniaan ja kosmologiaan, tutkii kosmisten kappaleiden kemiallista koostumusta ja erilaistunutta sisäistä rakennetta, kosmisten ilmiöiden ja prosessien vaikutusta kosmisten kappaleiden kulkuun. kemialliset reaktiot, kemiallisten alkuaineiden yleisyyden ja jakautumisen lait universumissa, atomien yhdistyminen ja kulkeutuminen aineen muodostumisen aikana avaruudessa, alkuaineiden isotooppisen koostumuksen kehitys. Kemistien kannalta erittäin kiinnostavia ovat tutkimukset kemiallisista prosesseista, jotka mittakaavansa tai monimutkaisuutensa vuoksi ovat vaikeita tai täysin toistamattomia maanpäällisissä laboratorioissa (aine planeettojen sisällä, monimutkaisten kemiallisten yhdisteiden synteesi tummissa sumuissa jne.). Tähtitiede ja kemia auttoivat toisiaan uusien kemiallisten alkuaineiden löytämisessä tähtien ilmakehässä, spektrimenetelmien kehittämisessä; taivaankappaleiden muodostavien kaasujen kemiallisten ominaisuuksien tutkimuksessa; tähtienvälisestä aineesta jopa yhdeksän atomia sisältävien molekyylien löydössä, metyyliasetyleenin ja formamidin monimutkaisten orgaanisten yhdisteiden olemassaolon todistamisessa jne.
biologia	Yhteys tähtitiede ja biologia määräytyy niiden evolutionaarisen luonteen perusteella. Tähtitiede tutkii avaruusobjektien ja niiden järjestelmien kehitystä elottoman aineen kaikilla organisaatiotasoilla samalla tavalla kuin biologia tutkii elävän aineen kehitystä. Tähtitiedettä ja biologiaa yhdistävät elämän ja älyn syntymisen ja olemassaolon ongelmat maan päällä ja maailmankaikkeudessa; hypoteesit elämän syntymisestä, elävien organismien sopeutumiskyvystä ja evoluutiosta; maa- ja avaruusekologian ongelmat sekä kosmisten prosessien ja ilmiöiden vaikutukset maapallon biosfääriin; ympäröivän ulkoavaruuden saastuminen aineella ja säteilyllä.
tarina	Yhteys tähtitiede kanssa historiaa ja yhteiskuntatieteitä, aineellisen maailman kehityksen tutkiminen laadullisesti korkeammalla aineen organisoitumistasolla, johtuu tähtitieteellisen tiedon vaikutuksesta ihmisten maailmankuvaan ja tieteen, tekniikan, maatalouden, talouden ja kulttuurin kehitykseen; kysymys kosmisten prosessien vaikutuksesta ihmiskunnan sosiaaliseen kehitykseen on edelleen avoin.
kirjallisuus	Tähtitaivaan kauneus herätti ajatuksia maailmankaikkeuden suuruudesta ja inspiroi kirjailijoita ja runoilijoita. Tähtitieteelliset havainnot sisältävät voimakkaan emotionaalisen latauksen, osoittavat ihmismielen voiman ja kyvyn hahmottaa maailmaa, juurruttavat kauneudentuntoa ja edistävät tieteellisen ajattelun kehitystä. Näin muinaiset myytit ja legendat ilmestyivät kirjallisiksi teoksiksi; tieteiskirjallisuutta.
filosofia	Tähtitieteen yhteys "tieteiden tieteeseen" - filosofia- määräytyy sen perusteella, että tähtitiedellä tieteenä ei ole vain erityinen, vaan myös universaali humanitaarinen puoli, se antaa suurimman panoksen ihmisen ja ihmiskunnan paikan selkiyttämiseen maailmankaikkeudessa, "ihminen - universumi" -suhteen tutkimiseen. ". Jokaisessa kosmisessa ilmiössä ja prosessissa on näkyvissä luonnon peruslakien ilmenemismuotoja. Tähtitieteellisen tutkimuksen pohjalta muodostuu aineen ja maailmankaikkeuden tuntemisen periaatteet, tärkeimmät filosofiset yleistykset. Tähtitiede on vaikuttanut kaikkien filosofisten opetusten kehitykseen. Maailmasta on mahdotonta muodostaa fyysistä kuvaa ohittaen nykyaikaiset ideat maailmankaikkeudesta - se menettää väistämättä ideologisen merkityksensä

1.1.3 Universumin rakenne ja mittakaava

Tiedät jo, että maapallomme satelliittiineen Kuu, muut planeetat ja niiden satelliitit, komeetat ja pienet planeetat pyörivät Auringon ympäri, ja kaikki nämä kappaleet muodostavat aurinkokunta. Aurinko ja kaikki muut taivaalla näkyvät tähdet ovat puolestaan ​​osa valtavaa tähtijärjestelmää - meidän. Galaxy. Aurinkokuntaa lähin tähti on niin kaukana, että 300 000 km/s nopeudella kulkeva valo kulkee siitä Maahan yli neljän vuoden ajan. Tähdet ovat yleisin taivaankappaletyyppi, ja niitä on satoja miljardeja pelkästään galaksissamme. Tämän tähtijärjestelmän käyttämä tilavuus on niin suuri, että valo voi ylittää sen vain 100 000 vuodessa.

Sisään Universumi Meidän kaltaisiamme galakseja on monia muitakin. Se on galaksien sijainti ja liike, joka määrää koko maailmankaikkeuden rakenteen ja rakenteen. Galaksit ovat niin kaukana toisistaan, että paljaalla silmällä voit nähdä vain seuraavat kolme: kaksi eteläisellä pallonpuoliskolla ja Venäjän alueelta vain yksi - Andromeda-sumu. Kaukaisimmista galakseista valo saavuttaa Maan 10 miljardissa vuodessa. Merkittävä osa tähtien ja galaksien aineesta on sellaisissa olosuhteissa, että niitä on mahdotonta luoda maanpäällisissä laboratorioissa. Kaikki ulkoavaruus on täynnä sähkömagneettista säteilyä, gravitaatio- ja magneettikenttiä, galaksien tähtien välissä ja galaksien välillä on erittäin harvinaista ainetta kaasun, pölyn, yksittäisten molekyylien, atomien ja ionien, atomiytimien ja alkuainehiukkasten muodossa.

Kaikki universumin kappaleet muodostavat vaihtelevan monimutkaisuuden järjestelmiä:

1. aurinkokunta - Aurinko ja sen ympärillä liikkuvat taivaankappaleet (planeetat, komeetat, planeettojen satelliitit, asteroidit), Aurinko on itsestään valaiseva kappale, muut kappaleet, kuten maa, loistavat heijastuneen valon kanssa. SS:n ikä on ~5 miljardia vuotta. Maailmankaikkeudessa on valtava määrä tällaisia ​​tähtijärjestelmiä, joissa on planeettoja ja muita kappaleita.
2. Tähdet näkyvät taivaalla , mukaan lukien Linnunrata on pieni osa tähdistä, jotka muodostavat galaksit (tai kutsu galaksiamme Linnunradaksi) - tähtijärjestelmät, niiden klusterit ja tähtienvälinen väliaine. Tällaisia ​​galakseja on monia, lähimpien valo kulkee meille miljoonien vuosien ajan. Galaksien ikä on 10-15 miljardia vuotta.
3. galaksit yhdistyä eräänlaisiksi klustereiksi (järjestelmiksi)

Kaikki kehot ovat jatkuvassa liikkeessä, muutoksissa, kehityksessä. Planeetoilla, tähdillä ja galakseilla on oma historiansa, joka lasketaan usein miljardeihin vuosiin.

Kuten tiedät, etäisyys Maata lähimpään taivaankappaleeseen - Kuuhun on noin 400 000 km. Kaukaisimmat kohteet sijaitsevat meistä etäisyydellä, joka ylittää etäisyyden kuuhun yli 10 kertaa.

Yritetään kuvitella taivaankappaleiden koot ja niiden väliset etäisyydet universumissa käyttämällä hyvin tunnettua mallia - Maan koulupalloa, joka on 50 miljoonaa kertaa pienempi kuin planeettamme. Tässä tapauksessa meidän on kuvattava Kuu halkaisijaltaan 7 cm:n pallona, ​​joka sijaitsee noin 7,5 m:n etäisyydellä maapallosta. Auringon mallin halkaisija on 28 m ja se on 3:n etäisyydellä. km, ja aurinkokunnan kaukaisimman planeetan Pluton malli poistetaan meiltä 120 km:n matkalta. Meitä lähin tähti tässä mallin mittakaavassa sijoittuu noin 800 000 km:n etäisyydelle, eli 2 kertaa kauemmaksi kuin Kuu. Galaksimme kutistuu suunnilleen aurinkokunnan kokoiseksi, mutta kaukaisimmat tähdet ovat edelleen sen ulkopuolella.

Kaaviossa näkyy järjestelmä ja etäisyydet:

1 tähtitieteellinen yksikkö = 149,6 miljoonaa km(keskimääräinen etäisyys maasta aurinkoon).

1kpl (parsek) = 206265 AU = 3, 26 St. vuotta

1 valovuosi(St. vuosi) on matka, jonka valonsäde kulkee nopeudella lähes 300 000 km/s vuodessa. 1 valovuosi vastaa 9,46 miljoonaa kilometriä!

1.1.4 Tähtitiede ja sen menetelmät

Tähtitieteilijät ovat tuhansien vuosien ajan tutkineet taivaankappaleiden sijaintia tähtitaivaalla ja niiden keskinäistä liikettä ajan myötä. Siksi hallitsi pitkään, tai pikemminkin III vuosisadalta eKr Claudius Ptolemaioksen maailmanjärjestyksen geosentrinen järjestelmä. Muista, että sen mukaan planeetta Maa oli koko maailmankaikkeuden keskellä ja kaikki muut taivaankappaleet, mukaan lukien aurinko, pyörivät sen ympärillä.

Ja vasta 1500-luvun puolivälissä tai pikemminkin vuonna 1543 ilmestyi Nicolaus Copernicuksen suuri teos "Taivaan pallojen vallankumouksesta", jossa hän väitti, että järjestelmämme keskus ei ole maa, vaan aurinko. Näin se syntyi heliosentrinen oppi, joka antoi avaimen maailmankaikkeuden tuntemukseen.

Tähtitieteelliset havainnot toimivat pääasiallisena menetelmänä taivaan esineiden ja ilmiöiden tutkimisessa.

Tähtitieteelliset havainnot ovat tarkoituksenmukaista ja aktiivista tiedon rekisteröintiä maailmankaikkeudessa tapahtuvista prosesseista ja ilmiöistä.

Tähtitiede tutkii maailmankaikkeuden rakennetta, liikettä, fyysistä luonnetta, taivaankappaleiden ja niiden muodostamien järjestelmien syntyä ja kehitystä. Tähtitiede tutkii myös ympärillämme olevan maailmankaikkeuden perusominaisuuksia. Tutkittavien kohteiden ja ilmiöiden valtavat tila-ajalliset mittakaavat määräävät tähtitieteen erityispiirteet.

Tietoa siitä, mitä tapahtuu Maan ulkopuolella avaruudessa, tiedemiehet saavat pääasiassa näistä esineistä tulevan valon ja muun tyyppisen säteilyn perusteella. Havainnot ovat tärkein tietolähde tähtitieteessä. Tämä ensimmäinen ominaisuus tähtitiede erottaa sen muista luonnontieteistä (esim. fysiikasta tai kemiasta), joissa kokeilla on merkittävä rooli. Mahdollisuudet kokeisiin Maan ulkopuolella ilmestyivät vain astronautiikan ansiosta. Mutta myös näissä tapauksissa puhumme kokeellisten tutkimusten suorittamisesta pienessä mittakaavassa, kuten esimerkiksi kuun tai marsin kivien kemiallisen koostumuksen tutkimisesta. On vaikea kuvitella kokeita planeetalla kokonaisuutena, tähdellä tai galaksilla.

Toinen ominaisuus johtuen useiden tähtitieteessä tutkittujen ilmiöiden huomattavasta kestosta (sadoista miljooniin ja miljardeihin vuosiin). Siksi tapahtuvia muutoksia on mahdotonta seurata suoraan. Auringossa tapahtuvat muutoksetkin tallentuvat Maahan vasta 8 minuutin ja 19 sekunnin kuluttua (tämän ajan valolla kuluu etäisyyden Auringosta Maahan). Mitä tulee kaukaisiin galakseihin, täällä puhumme jo miljardeista vuosista. Eli tutkimalla kaukaisia ​​tähtijärjestelmiä tutkimme niiden menneisyyttä. Kun muutokset ovat erityisen hitaita, täytyy tarkkailla monia toisiinsa liittyviä kohteita, kuten tähtiä. Tällä tavalla saadaan perustietoa tähtien evoluutiosta.

Kolmas ominaisuus tähtitiede johtuu tarpeesta osoittaa taivaankappaleiden sijainti avaruudessa (niiden koordinaatit) ja kyvyttömyydestä erottaa kumpi niistä on lähempänä ja kumpi kauempana meistä. Ensi silmäyksellä kaikki havaitut valaisimet näyttävät meistä yhtä etäisiltä. Meistä, kuten antiikin ihmisistä, näyttää siltä, ​​​​että kaikki tähdet ovat yhtä kaukana meistä ja sijaitsevat tietyllä taivaan pallomaisella pinnalla - taivaanpallolla -, joka kokonaisuudessaan kiertää maata.

Joten tieteenä tähtitiede perustuu ensisijaisesti havaintoihin. Toisin kuin fyysikot, tähtitieteilijöiltä riistetään mahdollisuus kokeilla. Lähes kaikki tiedot taivaankappaleista tuovat meille sähkömagneettisen säteilyn. Vain viimeisten neljänkymmenen vuoden aikana yksittäisiä maailmoja on tutkittu suoraan: planeettojen ilmakehän tutkimiseen, kuun ja Marsin maaperän tutkimiseen, suoraan Titanin ilmakehän tutkimiseen.

1800-luvulla fysikaaliset tutkimusmenetelmät tunkeutuivat astronomiaan, ja symbioottinen tiede syntyi - astrofysiikka, joka tutkii kosmisten kappaleiden fysikaalisia ominaisuuksia. Astrofysiikka jaettu: a) käytännön astrofysiikkaa, joka kehittää ja soveltaa astrofysikaalisen tutkimuksen käytännön menetelmiä ja niihin liittyviä työkaluja ja välineitä, joilla voidaan saada täydellisintä ja objektiivisinta tietoa kosmisista kappaleista; b) teoreettinen astrofysiikka, jossa fysiikan lakien perusteella selitetään havaitut fysikaaliset ilmiöt.

Moderni tähtitiede – fyysinen ja matemaattinen perustiede, jonka kehitys liittyy suoraan tieteen ja teknologian kehitykseen (STP). Prosessien tutkimiseen ja selittämiseen käytetään matematiikan ja fysiikan erilaisten uusien alojen koko modernia arsenaalia. On myös tähtitieteilijän ammatti. Maamme tähtitieteilijät ovat koulutettuja Moskovan, Pietarin, Kazanin, Jekaterinburgin ja joidenkin muiden yliopistojen fysiikan tai fysiikan ja matematiikan tiedekunnissa. Vuosittain koulutetaan noin 100 asiantuntijaa. Entisen Neuvostoliiton alueella työskenteli noin 2000 tähtitieteilijää (nykyisin Venäjällä noin 1000 ja aktiivisesti noin 100) ja ammattitähtitieteilijöitä on maailmassa noin 10 000. Todellinen tähtitieteilijä on laaja-alainen ihminen. Tähtitieteilijänä työskennelläkseen tulee tuntea fysiikka, kemia, biologia, pakollisesta matematiikasta puhumattakaan. Venäläiset tiedemiehet tekivät tähtitieteen tärkeimmät peruslöydöt. Georgy Gamow ennusti maailmankaikkeuden laajenemista. Alexander Friedman loi teorian ei-stationaarisesta universumista, vaikka Einstein väittikin sen olevan paikallaan. Zel'dovich näki ennakolta kasaantumisen, eli aineen laskeutumisen mustiin aukkoihin. Shklovsky ennusti neutraalin vedyn radiolinjat. Synkrotronisäteilyä kuvasi Ginzburg. Mutta amerikkalaiset suorittivat näiden teoreettisten töiden kokeellisen tarkastuksen, josta he saivat Nobel-palkinnot. Meillä ei ole koskaan ollut sellaisia ​​laitteita, sellaisia ​​teleskooppeja kuin Yhdysvalloissa.

Tähtitieteilijöiden tärkeimmät elinympäristöt:

• valtion instituutti. P.K. Sternberg (GAISH MSU)
• Avaruustutkimuslaitos
• Venäjän tiedeakatemian tähtitieteen ja fysiikan instituutti
• Pää (Pulkovo) tähtitieteellinen observatorio
• Venäjän tiedeakatemian erityinen astrofyysinen observatorio (Pohjois-Kaukasus)

Tähtitieteen pääosastot:

klassinen tähtitiede	yhdistää useita tähtitieteen osia, joiden perusteet kehitettiin ennen 1900-luvun alkua:
	Astrometria:	Pallomainen tähtitiede	tutkii kosmisten kappaleiden sijaintia, näkyvää ja oikeaa liikettä sekä ratkaisee tähtien sijainnin määrittämiseen taivaanpallolla, tähtiluetteloiden ja -karttojen laatimiseen sekä ajanlaskennan teoreettisiin perusteisiin liittyviä ongelmia.
		perusastrometria	suorittaa tähtitieteellisten perusvakioiden määrittämistä ja tähtitieteellisten perusluetteloiden laatimisen teoreettista perustetta.
		Käytännön tähtitiede	huolehtii ajan ja maantieteellisten koordinaattien määrittämisestä, tarjoaa Aikapalvelua, kalenterien, maantieteellisten ja topografisten karttojen laskemista ja kokoamista; tähtitieteellisiä suuntautumismenetelmiä käytetään laajalti navigoinnissa, ilmailussa ja astronautiikassa.
	Taivaan mekaniikka	tutkii kosmisten kappaleiden liikettä gravitaatiovoimien vaikutuksesta (avaruudessa ja ajassa). Astrometrian tietojen, klassisen mekaniikan lakien ja matemaattisten tutkimusmenetelmien perusteella taivaanmekaniikka määrittää kosmisten kappaleiden ja niiden järjestelmien liikeradat ja ominaisuudet sekä toimii astronautiikan teoreettisena perustana.
Moderni tähtitiede	Astrofysiikka	tutkii avaruusobjektien tärkeimpiä fyysisiä ominaisuuksia ja ominaisuuksia (liike, rakenne, koostumus jne.), avaruusprosesseja ja avaruusilmiöitä, jaettuna useisiin osiin: teoreettinen astrofysiikka; käytännön astrofysiikka; planeettojen ja niiden satelliittien fysiikka (planetologia ja planetografia); auringon fysiikka; tähtien fysiikka; ekstragalaktinen astrofysiikka jne.
	Kosmogonia	tutkii avaruusobjektien ja niiden järjestelmien (erityisesti aurinkokunnan) syntyä ja kehitystä.
	Kosmologia	tutkii maailmankaikkeuden alkuperää, fyysisiä perusominaisuuksia, ominaisuuksia ja kehitystä. Sen teoreettinen perusta on nykyaikaiset fysikaaliset teoriat ja data astrofysiikasta ja ekstragalaktisesta tähtitiedestä.

1.1.5 Teleskoopit

Jotta tutkimus olisi tarkkaa, tarvitaan erikoistyökaluja ja -laitteita.

yksi). On todettu, että Thales Miletoslainen vuonna 595 eKr ensimmäistä kertaa käytetty gnomon(muinainen tähtitieteellinen instrumentti, pystysuora esine (obeliskitanko, pylväs, pylväs), jonka avulla on mahdollista määrittää Auringon kulmakorkeus sen varjon lyhimmällä pituudella (keskipäivällä). Tämä mahdollisti Käytä tätä instrumenttia aurinkokellona ja määritä päivänseisauksen, päiväntasauksen, vuoden pituuden, tarkkailijan leveysasteen ja paljon muuta.

2). Hipparkhos (180-125 jKr, Muinainen Kreikka) käytti astrolabia, jonka avulla hän pystyi mittaamaan Kuun parallaksin vuonna 129 eaa., asetti vuoden pituudeksi 365,25 päivää, määritti kulkueen ja kokosi vuonna 130 eaa. tähtiluettelo 1008 tähdelle jne.

Eri aikoina siellä oli sekä astronominen sauva että astrolaboni (tämä on ensimmäinen teodoliittityyppi), kvadrantti ja monia muita laitteita ja instrumentteja. Taivaankappaleiden ja esineiden havaintoja suoritetaan erityisissä laitoksissa - observatorioissa, jotka syntyivät tähtitieteen kehityksen alussa eKr. e.

Mahdollisia tutkimuksia ja havaintoja varten eri maissa luotiin tähtitieteellisiä observatorioita. Maassamme niitä on noin kaksi tusinaa: Venäjän tiedeakatemian tärkein Pulkovon tähtitieteellinen observatorio (GAO RAS), valtion tähtitieteellinen instituutti. P.K. Sternberg (GAISh), Kaukasian vuoristoobservatorio (KGO SAISH) jne.

Todellinen tähtitieteellinen tutkimus alkoi, kun he keksivät vuonna 1609 teleskooppi.

Tähtitieteessä tapahtui vallankumous vuonna 1608, kun hollantilainen silmälasivalmistaja John Lippershey havaitsi, että kaksi linssiä, jotka on asetettu suoraan linjaan, voivat suurentaa esineitä. Siten tähystystähtäin keksittiin.

Galileo käytti heti hyväkseen tätä ideaa. Vuonna 1609 hän rakensi ensimmäisen 3x-teleskooppinsa ja osoitti sen taivaalle. Joten kaukoputkesta tuli kaukoputki.

Teleskoopista on tullut tärkein tähtitieteessä käytetty väline taivaankappaleiden tarkkailuun, niistä tulevan säteilyn vastaanottamiseen ja analysointiin. . Tämä sana tulee kahdesta kreikan sanasta: tele - kaukana ja skopeo - katson.

Teleskooppi - optinen instrumentti, joka lisää katselukulmaa, jossa taivaankappaleet ovat näkyvissä ( resoluutio) ja kerää monta kertaa enemmän valoa kuin tarkkailijan silmä ( tunkeutuva voima).

Teleskooppia käytetään ensinnäkin keräämään mahdollisimman paljon tutkittavasta kohteesta tulevaa valoa ja toisaalta tarjoamaan mahdollisuus tutkia sen pieniä yksityiskohtia, joihin ei pääse paljaalla silmällä. Mitä himmeämpiä kohteita kaukoputken avulla on mahdollista nähdä, sitä enemmän tunkeutuva voima. Kyky erottaa hienoja yksityiskohtia on ominaista resoluutio teleskooppi. Nämä molemmat kaukoputken ominaisuudet riippuvat sen objektiivin halkaisijasta.

Linssin keräämän valon määrä kasvaa suhteessa sen pinta-alaan (halkaisijan neliö). Ihmissilmän pupillin halkaisija ei jopa täydessä pimeydessä ylitä 8 mm. Teleskoopin linssi voi ylittää silmän pupillin halkaisijan kymmeniä ja satoja kertoja. Tämän ansiosta kaukoputki pystyy havaitsemaan tähdet ja muut kohteet, jotka ovat 100 miljoonaa kertaa himmeämpiä kuin paljaalla silmällä näkyvät kohteet.

Kuinka teleskooppi toimii:

Linssiin putoavat rinnakkaiset valonsäteet (esimerkiksi tähdestä). Linssi rakentaa kuvan polttotasossa. Optisen pääakselin suuntaiset valonsäteet kerätään tällä akselilla olevaan fokukseen F. Muut valonsäteet kerätään lähelle kohdistusta - ylä- tai alapuolelle. Tätä kuvaa katselee tarkkailija okulaarilla.

Kuten tiedät, jos kohde on kauempana kuin kaksi kertaa polttoväli, se antaa siitä pienennetyn, käänteisen ja todellisen kuvan. Tämä kuva sijaitsee objektiivin tarkennuksen ja kahden tarkennuspisteen välissä. Etäisyydet Kuuhun, planeetoihin ja vielä useampaan tähteen ovat niin suuret, että niistä tulevia säteitä voidaan pitää rinnakkaisina. Siten, kohteen kuva sijoittuu polttotasoon.

Tulo- ja lähtösäteiden halkaisijat ovat hyvin erilaisia ​​(tulossa on objektiivin halkaisija ja ulostulossa okulaarin rakentaman objektiivin kuvan halkaisija). Oikein säädetyssä kaukoputkessa kaikki linssin keräämä valo pääsee tarkkailijan pupilliin. Tässä tapauksessa vahvistus on verrannollinen linssin ja pupillien halkaisijoiden suhteen neliöön. Suurilla kaukoputkilla tämä arvo on kymmeniä tuhansia kertoja. Näin ratkaistaan ​​yksi teleskoopin päätehtävistä - kerätä enemmän valoa havainnoista. Jos puhumme valokuvateleskoopista - astrografista, valokuvalevyn valaistus lisääntyy siinä.

Teleskooppien tärkeimmät ominaisuudet.

1) Teleskoopin aukko(D)- on kaukoputken pääpeilin tai sen lähentyvän linssin halkaisija.

Sitä enemmän aukko, sitä enemmän valoa linssi kerää ja sitä himmeämpiä kohteita näet.

2) F kaukoputken polttoväli - Tämä on etäisyys, jolla peili tai objektiivi muodostaa kuvan äärettömän kaukana olevasta kohteesta.

Yleensä tämä viittaa linssin polttoväliin (F), koska okulaarit ovat vaihdettavissa ja jokaisella on oma polttovälinsä.

From polttoväli ei riipu vain suurennosta vaan myös kuvan laadusta. Sitä enemmän polttoväli, sitä parempi kuvanlaatu. Teleskoopin, erityisesti Newtonin heijastimien ja refraktorien, pituus riippuu myös kaukoputken polttovälistä.

3) Teleskoopin suurennus (tai suurennus).(W) näyttää kuinka monta kertaa kaukoputki voi suurentaa kohteen taikulma, jossa tarkkailija näkee kohteen. Se on yhtä suuri kuin objektiivin F ja okulaarin f polttovälien suhde.

Teleskooppi suurentaa Auringon, Kuun, planeettojen ja niillä olevien yksityiskohtien näkyviä kulmamittoja, mutta tähdet ovat valtavan etäisyyksensä vuoksi edelleen näkyvissä kaukoputken läpi valopisteinä.

F et useimmiten voi vaihtaa, mutta jos sinulla on okulaarit, joilla on eri f, voit vaihtaa kaukoputken suurennus tai suurennus D. Vaihdettavien okulaarien avulla on mahdollista saada eri suurennoksia samalla linssillä. Niin kaukoputken kyvyille tähtitiedossa ei yleensä ole ominaista kasvu, vaan sen linssin halkaisija. Tähtitiedessä käytetään pääsääntöisesti alle 500-kertaisia ​​suurennoksia. Suurten suurennosten käyttöä haittaa maapallon ilmakehä. Paljaalla silmällä havaitsematon ilman liike (tai pienillä suurennoksilla) johtaa siihen, että kuvan pienet yksityiskohdat muuttuvat sumeiksi, sumeiksi. Tähtitieteelliset observatoriot, jotka käyttävät suuria teleskooppeja, joiden peilin halkaisija on 2–3 m, yrittävät paikantaa alueita, joilla on hyvä astroilmasto: suuri määrä kirkkaita päiviä ja öitä, joilla on korkea ilmakehän läpinäkyvyys.

4) Resoluutio – kahden tähden välinen vähimmäiskulma erikseen katsottuna. Yksinkertaisesti sanottuna resoluutio voidaan ymmärtää kuvan "selkeydeksi".

Resoluutio voidaan laskea kaavalla:

missä δ on kulmaresoluutio sekunteina, D

Tähtitieteen taivaalla olevien kohteiden välinen etäisyys mitataan kulma, joka muodostuu säteistä, jotka on vedetty kohdasta, jossa tarkkailija sijaitsee, esineisiin. Tätä etäisyyttä kutsutaan kulma, ja ilmaistaan ​​asteina ja asteen murto-osina:

astetta - 5 o, minuuttia - 13 "sekuntia - 21"

Ihmissilmä, ilman erikoislaitteita, erottaa 2 tähteä toisistaan ​​erikseen, jos niiden kulmaetäisyys on vähintään 1-2.

Kulma, jossa näemme Auringon ja Kuun halkaisijan ~ 0,5 o = 30".

Suurimman suurennuksen rajoituksen asettaa diffraktioilmiö - valoaaltojen taipuminen linssin reunojen ympärille. Diffraktiosta johtuen pisteen kuvan sijaan saadaan renkaita. Keskipisteen kulmakoko ( teoreettinen kulmaresoluutio):

missä δ on kulmaresoluutio sekunteina, λ - säteilyn aallonpituus , D on linssin halkaisija millimetreinä.

Mitä pienemmän koon valopisteen (tähden) kuva teleskoopin linssillä antaa, sitä parempi on sen resoluutio. Jos kahden tähden kuvien välinen etäisyys on pienempi kuin itse kuvan koko, ne sulautuvat yhdeksi. Tähtikuvan vähimmäiskoko (kaarisekunteina) voidaan laskea kaavalla:

Missä λ on valon aallonpituus, a D on linssin halkaisija. Kouluteleskoopin, jossa on 60 mm objektiivi, teoreettinen resoluutio olisi noin 2 Ѕ . Muista, että tämä ylittää paljaan silmän resoluution (2") 60 kertaa. Teleskoopin todellinen resoluutio on pienempi, koska kuvan laatuun vaikuttaa merkittävästi ilmakehän tila, ilman liike.

Näkyville aallonpituuksille λ = 550 nm kaukoputkessa, jonka halkaisija on D= 1 m, teoreettinen kulmaresoluutio on δ = 0,1". Käytännössä suurten teleskooppien kulmaresoluutiota rajoittaa ilmakehän vapina. Valokuvahavainnoissa resoluutiota rajoittavat aina Maan ilmakehä ja ohjausvirheet, eikä se voi olla parempi kuin 0,3". Silmällä tarkasteltaessa halkaisijaltaan olevien kaukoputkien resoluutio johtuu siitä, että voi yrittää saada kiinni hetkestä, jolloin ilmapiiri on suhteellisen tyyni (muutama sekunti riittää). D, iso 2 m, voi olla lähellä teoreettista. Teleskooppia pidetään hyvänä, jos se kerää yli 50 % säteilystä 0,5 tuuman ympyrään.

Tapoja lisätä kaukoputken resoluutiota:

1) teleskoopin halkaisijan lisääminen

2) tutkitun säteilyn aallonpituuden pieneneminen

5) Läpäisevä tehoteleskooppia jolle on ominaista himmeimmän tähden rajoittava magnitudi m, joka voidaan nähdä tällä instrumentilla parhaissa havainnointiolosuhteissa. Tällaisissa olosuhteissa tunkeutumisvoima voidaan määrittää kaavalla:

m= 2,1 + 5 lg D

missä D on linssin halkaisija millimetreinä, m on rajoittava suuruus.

6) Suhteellinen reikä – halkaisijasuhdeDpolttoväliin F:

Visuaalisia havaintoja varten käytettävien kaukoputkien aukkosuhde on tyypillisesti 1/10 tai vähemmän. Nykyaikaisissa kaukoputkissa se on 1/4 tai enemmän.

7) Usein suhteellisen reiän sijasta käytetään käsitettä kirkkaus yhtä kuin ( D/F) 2 . Aukko kuvaa objektiivin polttotasossa luomaa valaistusta.

8) Teleskoopin suhteellinen polttoväli(merkitty käänteisellä kirjaimella A) on suhteellisen reiän käänteisluku:

Valokuvauksessa tätä määrää kutsutaan usein pallea .

Suhteellinen aukko ja suhteellinen polttoväli ovat tärkeitä teleskooppiobjektiivin ominaisuuksia. Nämä ovat toistensa vastakohtia. Mitä suurempi suhteellinen aukko, sitä pienempi suhteellinen polttoväli ja sitä suurempi valaistus kaukoputken linssin polttotasossa, mikä on hyödyllistä valokuvauksessa (voit lyhentää suljinnopeutta säilyttäen samalla valotuksen). Mutta samaan aikaan valoilmaisimen kehyksessä saadaan pienempi kuvaskaala.

Rakennetaan kuva Kuusta, joka antaa linssin polttovälin kanssa F(Kuva 1.6). Kuvasta voidaan nähdä, että linssi ei muuta havaitun kohteen kulmamittoja - kulmaa α. Käytetään nyt vielä yhtä linssiä - okulaari 2, asettamalla se Kuun kuvasta (piste F1) etäisyydellä, joka on yhtä suuri kuin tämän objektiivin polttoväli - f, tarkalleen F2. Okulaarin polttovälin on oltava pienempi kuin objektiivin polttoväli. Kun olet rakentanut okulaarin antaman kuvan, varmistamme, että se lisää Kuun kulmamittoja: kulma β on huomattavasti suurempi kuin kulma α.

Teleskooppityypit:

1. Optiset teleskoopit
   1. Refractor.
   2. Heijastin.
   3. Peilin linssi.

Jos linssiä käytetään kaukoputken objektiivina, sitä kutsutaan refraktori(latinan sanasta refracto - taitan), ja jos kovera peili, niin heijastin(reflecto - heijastan). Peililinssiset teleskoopit käyttävät peilin ja linssien yhdistelmää.

Teleskooppi - refraktori käyttää valon taittumista. Taivaankappaleista tulevat säteet kerätään linssin tai linssijärjestelmän avulla.

Alkueläimen pääosa refraktori – linssi - kaksoiskupera linssi asennettuna kaukoputken eteen. Linssi kerää säteilyä. Mitä suurempi objektiivi D, mitä enemmän säteilyä teleskooppi kerää, sitä heikommat lähteet sillä voidaan havaita. Kromaattisten poikkeamien välttämiseksi linssit on valmistettu komposiittimateriaalista. Kuitenkin tapauksissa, joissa sironnan minimoiminen järjestelmässä on tarpeen, on käytettävä myös yhtä linssiä. Etäisyyttä objektiivista päätarkennukseen kutsutaan pääpolttoväli F.

Teleskooppi - heijastin käyttää valon heijastusta. He käyttävät koveraa peiliä, joka pystyy kohdistamaan heijastuneet säteet.

pääelementti heijastin on peili - pallomainen, parabolinen tai hyperbolinen heijastava pinta. Se on yleensä valmistettu pyöreästä lasista tai kvartsista ja päällystetty sitten heijastavalla pinnoitteella (ohut kerros hopeaa tai alumiinia). Peilipinnan valmistustarkkuus, ts. suurimmat sallitut poikkeamat tietystä muodosta riippuu valon aallonpituudesta, jolla peili toimii. Tarkkuuden tulisi olla parempi kuin λ/8. Esimerkiksi näkyvässä valossa toimiva peili (aallonpituus λ = 0,5 mikronia) on valmistettava 0,06 mikronin (0,00006 mm) tarkkuudella.

Tarkkailijan silmään päin olevaa optista järjestelmää kutsutaan okulaari . Yksinkertaisimmassa tapauksessa okulaari voi koostua vain yhdestä positiivisesta linssistä (tässä tapauksessa saamme kuvan, joka on erittäin vääristynyt kromaattisen aberraation vuoksi).

Refraktorien ja heijastimien lisäksi käytössä on tällä hetkellä erilaisia ​​tyyppejä. peililinssiset teleskoopit.

Kouluteleskoopit ovat enimmäkseen refraktoreita, joiden objektiivina on yleensä kaksoiskupera suppeneva linssi.

Nykyisissä observatorioissa voimme nähdä suuria optisia teleskooppeja. Venäjän suurimman heijastavan kaukoputken, jonka peili on halkaisijaltaan 6 m, suunnitteli ja rakensi Leningradin optinen ja mekaaninen yhdistys. Sitä kutsutaan "Large Azimuth Telescope" (lyhennettynä BTA).

Sen valtava kovera peili, jonka massa on noin 40 tonnia, on hiottu mikrometrin tarkkuudella. Peilin polttoväli on 24 m. Koko teleskooppiasennuksen massa on yli 850 tonnia ja korkeus 42 m. Teleskooppia ohjataan tietokoneella, jonka avulla voit suunnata kaukoputken tarkasti alla olevaan kohteeseen tutkia ja pitää sitä näkökentässä pitkään kääntäen kaukoputkea tasaisesti Maan kiertoa seuraten. Teleskooppi on osa Venäjän tiedeakatemian erityistä astrofysikaalista observatoriota ja se on asennettu Pohjois-Kaukasiaan (lähelle Zelenchukskayan kylää Karatšai-Tšerkessin tasavallassa) 2100 metrin korkeuteen merenpinnan yläpuolella.

Tällä hetkellä on tullut mahdolliseksi käyttää maassa sijaitsevissa teleskoopeissa ei monoliittisia peilejä, vaan erillisistä palasista koostuvia peilejä. Kaksi teleskooppia on jo rakennettu ja toiminnassa, joista jokaisessa on linssi halkaisija 10 m, joka koostuu 36 erillisestä kuusikulmaisesta peilistä. Ohjaamalla näitä peilejä tietokoneella voit aina järjestää ne niin, että ne kaikki keräävät valoa havaittavasta kohteesta yhteen tarkkuuteen. Suunnitelmissa on luoda samalla periaatteella toimiva teleskooppi, jossa on halkaisijaltaan 32 m komposiittipeili.

Teleskoopit ovat hyvin erilaisia ​​- optisia (yleinen astrofyysinen tarkoitus, koronagrafit, teleskoopit satelliittien tarkkailuun), radioteleskoopit, infrapuna, neutriino, röntgen. Kaikesta monimuotoisuudestaan ​​huolimatta kaikki sähkömagneettista säteilyä vastaanottavat teleskoopit ratkaisevat kaksi päätehtävää:

• luoda mahdollisimman terävä kuva ja visuaalisten havaintojen tapauksessa lisätä objektien (tähdet, galaksit jne.) välisiä kulmaetäisyyksiä;
• kerää mahdollisimman paljon säteilyenergiaa, lisää esineiden kuvan valaistusta.

Nykyaikaisia ​​teleskooppeja käytetään usein kuvaamaan linssin antamaa kuvaa. Näin saatiin ne valokuvat auringosta, galakseista ja muista esineistä, jotka näet oppikirjan sivuilla, suosituissa kirjoissa ja aikakauslehdissä sekä Internet-sivustoilla. Taivaankappaleiden kuvaamiseen soveltuvia teleskooppeja kutsutaan astrografit. Valokuvahavainnoilla on useita etuja visuaalisiin havaintoihin verrattuna. Tärkeimpiä etuja ovat:

1. dokumentointi - kyky tallentaa tapahtuvia ilmiöitä ja prosesseja ja tallentaa vastaanotetut tiedot pitkään;
2. välittömyys - kyky rekisteröidä tällä hetkellä tapahtuvia lyhytaikaisia ​​​​ilmiöitä;
3. panoraama - kyky kaapata useita esineitä valokuvalevylle samanaikaisesti ja niiden suhteellinen sijainti;
4. eheys - kyky kerätä valoa heikoista lähteistä; tuloksena olevan kuvan yksityiskohdat.

Teleskooppien avulla ei tehdä vain visuaalisia ja valokuvallisia havaintoja, vaan pääasiassa korkeataajuisia valosähköisiä ja spektrisiä havaintoja. Spektrihavainnoista saadaan tietoa taivaankappaleiden lämpötilasta, kemiallisesta koostumuksesta, magneettikentistä sekä niiden liikkeistä. Valon lisäksi taivaankappaleet lähettävät sähkömagneettisia aaltoja, jotka ovat valoa pidempiä (infrapuna, radioaallot) tai valoa lyhyempiä (UV, röntgensäteet ja gammasäteet).

Universumin tutkimus alkoi ja jatkuu useita vuosituhansia, mutta viime vuosisadan puoliväliin asti tutkimus oli yksinomaan optinen alue elektromagneettiset aallot. Siksi käytettävissä oleva säteilyalue oli 400 - 700 nm. Ensimmäiset astronomiset tieteelliset havainnot olivat astrometrisiä, tutkittiin vain planeettojen, tähtien sijaintia ja niiden näennäistä liikettä taivaanpallolla.

Mutta taivaankappaleet antavat erilaista säteilyä: näkyvää valoa, infrapunaa, ultraviolettisäteilyä, radioaaltoja, röntgensäteitä, gammasäteilyä. 1900-luvulla tähtitiedestä tuli kaikki aalto. Tähtitiedettä kutsutaan all-aaltoksi, koska kohteiden havaintoja ei tehdä vain optisella alueella. Tällä hetkellä avaruusobjektien säteilyä rekisteröidään sähkömagneettisen spektrin koko alueella pitkän aallon radiosäteilystä (taajuus 10 7 , aallonpituus l = 30 m) gammasäteilyyn (taajuus 10 27 Hz, aallonpituus l = 3∙10 –19). ×m = 3,10 -10 nm). Tätä tarkoitusta varten käytetään erilaisia ​​laitteita, joista jokainen pystyy vastaanottamaan säteilyä tietyllä sähkömagneettisten aaltojen alueella: infrapuna-, ultravioletti-, röntgen-, gamma- ja radiosäteily.

Nykyaikaisen tähtitieteen optisen ja muun tyyppisen säteilyn vastaanottamiseen ja analysointiin käytetään koko fysiikan ja tekniikan saavutusten arsenaalia - valomonistimia, elektronioptisia muuntimia jne. Tällä hetkellä herkimmät valovastaanottimet ovat varauskytkettyjä laitteita (CCD:t). ), jotka mahdollistavat yksittäisten valokvanttien tallentamisen. Ne ovat monimutkainen puolijohdejärjestelmä (puolijohderyhmät), jotka käyttävät sisäistä valosähköistä vaikutusta. Tässä ja muissa tapauksissa saadut tiedot voidaan toistaa tietokoneen näytöllä tai esittää käsittelyä ja analysointia varten digitaalisessa muodossa.

Muilla spektrialueilla tehdyt havainnot mahdollistivat tärkeitä löytöjä. Ensin keksitty radioteleskoopit. Avaruudesta tuleva radiosäteily saavuttaa maan pinnan ilman merkittävää absorptiota. Sen vastaanottamiseksi rakennettiin suurimmat tähtitieteelliset instrumentit, radioteleskoopit.

Niiden metalliset antennipeilit, joiden halkaisija on useita kymmeniä metrejä, heijastavat radioaaltoja ja keräävät niitä kuin optinen heijastava teleskooppi. Radiosäteilyn rekisteröimiseen käytetään erityisiä herkkiä radiovastaanottimia. Minkä tahansa radioteleskooppi se on toimintaperiaatteeltaan samanlainen kuin optinen: se kerää säteilyä ja fokusoi sen valitulle aallonpituudelle viritettyyn ilmaisimeen ja sitten muuntaa tämän signaalin näyttäen perinteisesti väritetyn kuvan taivaasta tai kohteesta.

Joten radioaallot toivat tietoa suurten molekyylien läsnäolosta kylmissä molekyylipilvissa, aktiivisista galakseista, galaksien ytimien rakenteesta, mukaan lukien galaksimme, kun taas galaksin keskustasta tuleva optinen säteily viivästyy kokonaan kosmisen pölyn takia.

Kulmaresoluution merkittävästi parantamiseksi radioastronomia käyttää radiointerferometrit. Yksinkertaisin radiointerferometri koostuu kahdesta radioteleskoopista, joita erottaa ns. etäisyys interferometrin pohja. Myös eri maissa ja jopa eri mantereilla sijaitsevat radioteleskoopit voidaan yhdistää yhdeksi havaintojärjestelmäksi. Tällaisia ​​järjestelmiä kutsutaan ultrapitkät perustason radiointerferometrit(RSDB). Tällaiset järjestelmät tarjoavat suurimman mahdollisen kulmaresoluution, useita tuhansia kertoja paremman kuin mikään optinen teleskooppi.

Ilmakehä suojaa maapalloamme luotettavasti kovalta sähkömagneettiselta säteilyltä, infrapunasäteilyltä. Koska ilmakehä estää säteiden tunkeutumisen maahan c λ< λ света (ультрафиолетовые, рентгеновские, γ - излучения), то последнее время на орбиту Земли выводятся телескопы и целые орбитальные обсерватории: (т.е развиваются внеатмосферные наблюдения). Т.е. современные инфракрасные, рентгеновские и гамма обсерватории вынесены за пределы земной атмосферы.

Muun tyyppisen säteilyn tutkimiseen tarkoitettuja laitteita kutsutaan yleensä myös teleskoopeiksi, vaikka ne eroavatkin suunnittelultaan toisinaan merkittävästi optisista kaukoputkista. Yleensä ne asennetaan keinotekoisiin satelliitteihin, kiertorata-asemiin ja muihin avaruusaluksiin, koska nämä säteilyt eivät käytännössä tunkeudu maan ilmakehän läpi. Hän hajottaa ja imee ne.

Jopa kiertoradalla olevilla optisilla kaukoputkilla on tiettyjä etuja maassa oleviin teleskooppeihin verrattuna. Suurin osa iso niistä avaruusteleskooppi. Hubble luotu Yhdysvalloissa peilin halkaisija 2,4 m saatavilla on esineitä, jotka ovat 10–15 kertaa himmeämpiä kuin sama kaukoputki maan päällä. Sen resoluutio on 0,1S, mikä on saavuttamaton edes suuremmilla maanpäällisillä teleskoopeilla. Kuvissa sumuista ja muista kaukaisista kohteista näkyy hienoja yksityiskohtia, joita ei voi erottaa maasta katsottuna.

1.1.6 Tarkastellaan kaukoputkia tarkemmin niiden tyypeittäin.

1) Refraktori(refracto - minä taitan) - käytetään valon taittumista linssissä (taittokyky).

Ensimmäinen kaukoputki oli refraktoriteleskooppi, jossa oli yksi linssi objektiivina. Hollannissa valmistettu "täpläputki" [H. Lippershey]. Karkean kuvauksen mukaan Galileo Galilei teki sen vuonna 1609 ja lähetti sen ensimmäisen kerran taivaalle marraskuussa 1609, ja tammikuussa 1610 löysi 4 Jupiterin satelliittia.

Nykyään yhden linssin refraktoreita käytetään ehkä vain koronagrafeissa ja joissakin spektrilaitteissa. Kaikki modernit refraktorit on varustettu akromaattisilla objektiiveilla. Maailman suurin refraktori on Yerkin observatorion (USA) teleskooppi 1 metrin linssillä. Valmistaja Alvan Clark (US Optikko). Sen linssi on 102 cm (40 tuumaa), ja se asennettiin vuonna 1897 Yerkin observatorioon (lähellä Chicagoa). Se rakennettiin viime vuosisadan lopulla, ja sen jälkeen ammattilaiset eivät ole rakentaneet jättimäisiä refrektoreja. Clark teki toisen 30 tuuman refraktori, joka asennettiin vuonna 1885 Pulkovon observatorioon ja tuhoutui toisen maailmansodan aikana.

40 tuuman refraktoriteleskooppi Yerkesin observatoriossa. Tilannekuva 2006 (Wikipedia)

b) Heijastin(heijastaa - heijastaa) - koveraa peiliä käytetään säteiden tarkentamiseen.

Newton heijastin.

Vuonna 1667 I. Newton (1643-1727, Englanti) keksi ensimmäisen peiliteleskoopin, jonka peilin halkaisija oli 2,5 cm 41-kertaisella suurennuksella. Tässä lähellä tarkennusta sijaitseva litteä diagonaalipeili kääntää valonsäteen putken ulkopuolelle, jossa kuvaa tarkastellaan okulaarin läpi tai valokuvataan. Pääpeili on parabolinen, mutta jos aukkosuhde ei ole liian suuri, se voi olla pallomainen. Tuohon aikaan peilit valmistettiin metalliseoksista ja himmennettiin nopeasti.

Maailman suurin teleskooppi W. Keka asensi vuonna 1996 Maun Kean observatorioon (Kalifornia, USA) peilin halkaisijaltaan 10 m (ensimmäinen kahdesta, mutta peili ei ole monoliittinen, vaan koostuu 36 kuusikulmaisesta peilistä).

Keckin observatorio

Keck II -teleskoopin segmentoitu ensisijainen peili

Vuonna 1995 ensimmäinen neljästä kaukoputkesta (peilin halkaisija 8 m) otettiin käyttöön (ESO-observatorio, Chile).

Ennen tätä suurin oli Neuvostoliitossa, peilin halkaisija oli 6m, asennettu Stavropolin alueelle (Mount Pastukhov, h = 2070m) Neuvostoliiton tiedeakatemian erityiseen astrofysikaaliseen observatorioon (monoliittinen peili 42t, 600t teleskooppi, sinä näkee tähdet 24 m). Neuvostoliiton tiedeakatemian erityinen astrofyysinen observatorio perustettiin vuonna 1966, kuusi vuotta sen jälkeen, kun hallitus päätti perustaa maan suurimman avaruustutkimuksen observatorion. Observatorio luotiin kollektiivisen käytön keskukseksi varmistamaan optisen BTA-teleskoopin (Large Azimuthal Telescope), jonka peilin halkaisija on 6 metriä ja RATAN-600-radioteleskoopin, jonka rengasantennin halkaisija on 600 metriä, toiminta, sitten maailman suurimmat tähtitieteelliset instrumentit. Ne otettiin käyttöön vuosina 1975-1977, ja ne on suunniteltu tutkimaan lähellä ja kaukana olevia avaruuden kohteita maanpäällisillä tähtitieteen menetelmillä.

BTA torni

c) Peililinssi.(Schmidt-kammio) - molempien tyyppien yhdistelmä.

Schmidt-Cassegrain-teleskooppi. Suuri aukko, jossa ei ole koomaa (koomapoikkeama) ja laaja näkökenttä.

Ensimmäinen rakennettiin vuonna 1930. B.V. Schmidt (1879-1935, Viro), jonka linssin halkaisija on 44 cm, Virolainen optikko, Hampurin observatorion työntekijä Barnhard Schmidt asensi kalvon pallomaisen peilin kaarevuuden keskelle, mikä eliminoi välittömästi sekä kooman (koomapoikkeaman) että hajataitteisuuden. Pallopoikkeaman poistamiseksi hän asetti erityisen muotoillun linssin kalvoon. Tuloksena on valokuvakamera, jossa on ainoa poikkeama - kentän kaarevuus ja hämmästyttävät ominaisuudet: mitä suurempi kameran aukko, sitä parempia kuvia se antaa ja sitä suurempi näkökenttä!

Vuonna 1946 James Baker asensi kuperan toissijaisen peilin Schmidt-kammioon ja sai tasaisen kentän. Hieman myöhemmin tätä järjestelmää muutettiin ja siitä tuli yksi edistyneimmistä järjestelmistä: Schmidt-Cassegrain, joka antaa diffraktiivisen kuvanlaadun kentällä, jonka halkaisija on 2 astetta.

Schmidt-Cassegrain-teleskooppi

Vuonna 1941 D.D. Maksutov(Neuvostoliitto) teki meniskiteleskoopin, joka on edullinen lyhyellä putkella. Amatööritähtitieteilijöiden käyttämä.

Teleskooppi Maksutov-Cassegrain.

Vuonna 1941 D. D. Maksutov havaitsi, että pallomaisen peilin pallopoikkeama voidaan kompensoida suuren kaarevuuden omaavalla meniskillä. Löytämällä hyvän etäisyyden meniskin ja peilin välillä Maksutov onnistui pääsemään eroon koomasta ja hajataitteisuudesta. Kentän kaarevuus, kuten Schmidt-kamerassa, voidaan poistaa asentamalla tasokupera linssi lähelle polttotasoa - ns. Piazzi-Smith-objektiivi. Aluminisoituaan meniskin keskiosan Maksutov hankki Cassegrain- ja Gregory-teleskooppien meniskianalogeja. Lähes kaikille tähtitieteilijöitä kiinnostaville kaukoputkille on ehdotettu meniskianalogeja.

Teleskooppi Maksutov - Cassegrain, jonka halkaisija on 150 mm

Vuonna 1995 optista interferometriä varten otettiin käyttöön ensimmäinen kaukoputki, jossa oli 8-metrinen peili (4:stä), jonka kanta on 100 metriä (ATACAMA-autiomaa, Chile; ESO).

Vuonna 1996 ensimmäinen kaukoputki, jonka halkaisija oli 10 m (kahdesta kaukoputkesta, joiden kanta on 85 m), nimettiin. W. Keka esitelty Maun Kean observatoriossa (Kalifornia, Havaiji, USA)

2. - Edut: millä tahansa säällä ja kellonaikaan voit tarkkailla kohteita, joihin optiset eivät pääse käsiksi. Ne edustavat kulhoa (kuten paikanninta).

Radioastronomia kehittyi sodan jälkeen. Tällä hetkellä suurimmat radioteleskoopit ovat kiinteä RATAN-600, Venäjä (käyttöön otettu vuonna 1967, 40 km optisesta teleskoopista, koostuu 895 yksittäisestä peilistä, kooltaan 2,1x7,4 m ja suljetun renkaan halkaisija 588 m), Arecibo ( Puerto Rico, 305 m - betonimalja sammuneesta tulivuoresta, esitelty vuonna 1963). Liikkuvasta heillä on kaksi radioteleskooppia, joissa on 100 metrin kulho.

Avaruuskaudellamme on erityisen tärkeää orbitaaliset observatoriot. Tunnetuin niistä on avaruusteleskooppi. Hubble- laukaistiin huhtikuussa 1990 ja sen halkaisija on 2,4 m. Korjauslohkon asennuksen jälkeen vuonna 1993 teleskooppi rekisteröi esineitä 30. magnitudiin asti ja sen kulman suurennus on parempi kuin 0,1 "(tässä kulmassa herne näkyy etäisyys useita kymmeniä kilometrejä).

Kaavio kaukoputkesta. Hubble

l. Materiaalin kiinnitys.

1. Mitä tähtitieteellistä tietoa opiskelet muiden aineiden kursseilla? (luonnontieteet, fysiikka, historia jne.)
2. Mitä olet oppinut?
3. Mitä tähtitiede on? Tähtitieteen piirteet jne.
4. Mikä on tähtitieteen erikoisuus muihin luonnontieteisiin verrattuna?
5. Millaisia ​​taivaankappaleita tiedät?
6. Mitkä ovat tähtitieteen tiedon kohteet?
7. Mitä menetelmiä ja välineitä tähtitieteen tietämykseen tiedät?
8. Teleskoopin tarkoitus ja sen tyypit
9. Mikä on tähtitieteen merkitys kansantaloudelle nykyään?

Arvot kansantaloudessa:

• - Tähtien suuntaus horisontin sivujen määrittämiseksi
• - Navigointi (navigointi, ilmailu, astronautiikka) - tähtien navigoinnin taito
• - Universumin tutkiminen menneisyyden ymmärtämiseksi ja tulevaisuuden ennustamiseksi
• - Astronautiikka:
• - Maan tutkiminen sen ainutlaatuisen luonnon säilyttämiseksi
• - Sellaisten materiaalien hankkiminen, joita on mahdotonta saada maanpäällisissä olosuhteissa
• - Sääennuste ja luonnonkatastrofien ennuste
• - Hädässä olevien alusten pelastus
• - Muiden planeettojen tutkiminen Maan kehityksen ennustamiseksi

1. Katso Observer's Calendar, esimerkki tähtitieteellisestä päiväkirjasta (elektronisesta, kuten Sky).
2. Siirry Internetissä osoitteeseen, etsi luentoja tähtitiedestä, katso Astrotop astrolinks, portaali: Tähtitiede sisään Wikipedia, - jonka avulla saat tietoa kiinnostavasta aiheesta tai löydät sen.

Pääasiallinen tapa tutkia taivaan esineitä ja ilmiöitä. Havaintoja voidaan tehdä paljaalla silmällä tai optisten laitteiden avulla: erilaisilla säteilyvastaanottimilla (spektrografit, fotometrit jne.) varustetut teleskoopit, astrografit, erikoislaitteet (erityisesti kiikarit). Havaintojen tarkoitukset ovat hyvin erilaisia. Tähtien, planeettojen ja muiden taivaankappaleiden sijainnin tarkat mittaukset tarjoavat materiaalia niiden etäisyyksien määrittämiseen (katso parallaksi), tähtien oikeaan liikkeeseen sekä planeettojen ja komeettojen liikelakien tutkimiseen. Valaisimien näkyvän kirkkauden mittaustulokset (visuaalisesti tai astrofotometrien avulla) mahdollistavat etäisyyksien arvioinnin tähtiin, tähtijoukkoihin, galaksiin, tutkia muuttuvissa tähdissä tapahtuvia prosesseja jne. Taivaankappaleiden spektrien tutkimukset spektriinstrumenteilla mahdollistavat valojen lämpötilan, säteittäisten nopeuksien mittaamisen ja tarjoavat arvokasta materiaalia tähtien ja muiden esineiden fysiikan syvälliseen tutkimukseen.

Mutta tähtitieteellisten havaintojen tuloksilla on tieteellistä merkitystä vain silloin, kun ohjeen määräykset, jotka määräävät tarkkailijan menettelyn, vaatimukset instrumenteille, havainnointipaikalle ja havaintotietojen rekisteröintimuodolle, täyttyvät ehdoitta.

Nuorten tähtitieteilijöiden käytettävissä olevia havainnointimenetelmiä ovat visuaalinen ilman instrumentteja, visuaalinen teleskooppinen, valokuvaus ja valosähköinen taivaan esineiden ja ilmiöiden havainnointi. Riippuen instrumentaalista pohjasta, 1 havaintopisteen sijainnista (kaupunki, kaupunki, kylä), 1 ilmasto-oloista ja amatöörin kiinnostuksen kohteista, mikä tahansa (tai useampi) ehdotetuista aiheista voidaan valita havainnointiin.

Havaintoja auringon aktiivisuudesta. Auringon aktiivisuutta havainnoitaessa auringonpilkkuja piirretään päivittäin ja niiden koordinaatit määritetään etukäteen valmistetun goniometrisen ruudukon avulla. Havainnot on parasta tehdä suurella koulukaukoputkella tai kotitekoisella parallaktisella jalustalla olevalla kaukoputkella (katso Kotitekoinen teleskooppi). Sinun tulee aina muistaa, että sinun ei pitäisi koskaan katsoa aurinkoa ilman tummaa (suojaavaa) suodatinta. Aurinkoa on kätevää tarkkailla projisoimalla sen kuva erityisesti teleskooppia varten sovitetulle näytölle. Piirrä paperipohjalle täpläryhmien ja yksittäisten täplien ääriviivat, merkitse huokoset. Sitten lasketaan niiden koordinaatit, lasketaan auringonpilkkujen lukumäärä ryhmissä ja havaintojen aikana näytetään auringon aktiivisuuden indeksi, Wolf-luku. Tarkkailija tutkii myös kaikkia pisteryhmän sisällä tapahtuvia muutoksia yrittäen välittää niiden muodon, koon ja yksityiskohtien suhteellisen sijainnin mahdollisimman tarkasti. Aurinkoa voidaan tarkkailla myös valokuvallisesti käyttämällä kaukoputkessa olevaa lisäoptiikkaa, mikä lisää laitteen vastaavaa polttoväliä ja mahdollistaa siten suurempien yksittäisten muodostelmien kuvaamisen sen pinnalla. Auringon kuvaamiseen tarkoitettujen levyjen ja filmien herkkyyden tulee olla pienin.

Havainnot Jupiterista ja sen satelliiteista. Planeettoja, erityisesti Jupiteria, tarkkaittaessa käytetään kaukoputkea, jonka linssin tai peilin halkaisija on vähintään 150 mm. Tarkkailija luonnostelee huolellisesti Jupiterin vyöhykkeiden yksityiskohdat ja itse vyöhykkeet ja määrittää niiden koordinaatit. Tekemällä havaintoja usean yön aikana voidaan tutkia planeetan pilvipeitteen muutosmallia. Mielenkiintoista havaita Jupiterin levyllä on punainen piste, jonka fyysistä luonnetta ei ole vielä täysin tutkittu. Tarkkailija piirtää punaisen pisteen sijainnin planeetan kiekolle, määrittää sen koordinaatit, kuvaa pisteen väriä, kirkkautta ja rekisteröi havaitut piirteet sitä ympäröivään pilvikerrokseen.

Jupiterin kuuiden tarkkailuun käytetään koulun refraktoriteleskooppia. Tarkkailija määrittää satelliittien tarkan sijainnin planeetan levyn reunaan nähden silmämikrometrin avulla. Lisäksi on mielenkiintoista tarkkailla ilmiöitä satelliittijärjestelmässä ja tallentaa näiden ilmiöiden hetket. Näitä ovat satelliittien pimennys, planeetan levylle tulo ja sieltä poistuminen, satelliitin kulku Auringon ja planeetan välillä, Maan ja planeetan välillä.

Etsi komeettoja ja niiden havaintoja. Komeettojen etsintä suoritetaan suuren aukon optisilla instrumenteilla, joilla on suuri näkökenttä (3-5 °). Tähän tarkoitukseen voidaan käyttää kenttäkiikareita, AT-1 tähtitieteellistä putkea, TZK-, BMT-110-kiikareita sekä komeettailmaisimia.

Tarkkailija tutkii systemaattisesti taivaan länsiosaa auringonlaskun jälkeen, taivaan pohjoista ja zeniittialuetta yöllä sekä itäosaa ennen auringonnousua. Tarkkailijan tulee tietää erittäin hyvin paikallaan olevien sumuisten kohteiden sijainti taivaalla - kaasusumut, galaksit, tähtijoukot, jotka ulkonäöltään muistuttavat komeetta, jonka kirkkaus on heikko. Tässä tapauksessa häntä avustavat tähtitaivaan kartastot, erityisesti A. D. Marlenskyn "Koulutustähtiatlas" ja A. A. Mikhailovin "Tähtiatlas". Uuden komeetan ilmestymisestä lähetetään heti sähke Moskovaan PK Sternbergin mukaan nimettyyn tähtitieteelliseen instituuttiin. On tarpeen ilmoittaa komeetan havaitsemisaika, sen likimääräiset koordinaatit, tarkkailijan nimi ja sukunimi, hänen postiosoitteensa.

Tarkkailijan on piirrettävä komeetan sijainti tähtien joukosta, tutkittava komeetan pään ja hännän (jos sellaisia ​​on) näkyvä rakenne ja määritettävä sen kirkkaus. Valokuvaamalla sen taivaan alueen, jossa komeetta sijaitsee, on mahdollista määrittää sen koordinaatit tarkemmin kuin luonnosteltaessa ja siten laskea komeetan kiertorata tarkemmin. Komeetta kuvattaessa teleskooppi on varustettava kellomekanismilla, joka ohjaa sen taivaan näennäisen pyörimisen vuoksi liikkuvien tähtien taakse.

Havaintoja hämäräpilvistä. Noctilucent-pilvet ovat mielenkiintoisin, mutta vielä vähän tutkittu luonnonilmiö. Neuvostoliitossa niitä havaitaan kesällä 50° leveysasteen pohjoispuolella. Ne näkyvät hämärasegmentin taustalla, kun Auringon upotuskulma horisontin alla on 6-12°. Tällä hetkellä auringonsäteet valaisevat vain ilmakehän ylempiä kerroksia, joissa 70-90 km:n korkeudessa muodostuu hämäriä pilviä. Toisin kuin tavalliset pilvet, jotka näyttävät tummilta hämärässä, hämäräpilvet hehkuvat. Niitä havaitaan taivaan pohjoispuolella, ei korkealla horisontin yläpuolella.

Havaitsija tutkii hämäräsegmenttiä joka ilta 15 minuutin välein ja hämäräpilvien ilmaantuessa arvioi niiden kirkkauden, rekisteröi muodon muutokset ja mittaa teodoliitilla tai muulla goniometrisella instrumentilla pilvikentän pituuden. korkeudessa ja atsimuutissa. Lisäksi on suositeltavaa kuvata hämäräpilviä. Jos objektiivin aukko on 1:2 ja filmiherkkyys on GOST:n mukaan 130-180 yksikköä, niin hyviä kuvia saadaan 1-2 s valotuksella. Kuvan tulee näyttää pilvikentän pääosa ja rakennusten tai puiden siluetit.

Hämäräsegmentin partioinnin ja hämäräpilvien tarkkailun tarkoituksena on selvittää pilvien esiintymistiheys, vallitsevat muodot, hämäräpilvien kentän dynamiikka sekä yksittäiset muodostumat pilvikentän sisällä.

Meteorihavainnot. Visuaalisten havaintojen tehtävänä on laskea meteorit ja määrittää meteorien säteilyt. Ensimmäisessä tapauksessa tarkkailijat sijoitetaan pyöreän kehyksen alle, joka rajoittaa näkökentän 60°:een ja rekisteröi vain ne meteorit, jotka näkyvät kehyksen sisällä. Havaintolokiin kirjataan meteorin sarjanumero, kulkuhetki sekunnin tarkkuudella, meteorin suuruus, kulmanopeus, suunta ja sen sijainti suhteessa kehykseen. Nämä havainnot mahdollistavat meteoriittisuihkujen tiheyden ja meteorien kirkkausjakauman tutkimisen.

Meteorin säteilyä määrittäessään tarkkailija merkitsee huolellisesti jokaisen havaitun meteorin tähtitaivaan kartan kopioon ja kirjaa muistiin meteorin sarjanumeron, kulkuhetken, magnitudin, meteorin pituuden asteina, kulmanopeuden ja värin. Heikot meteorit havaitaan kenttälaseilla, AT-1-putkilla ja TZK-kiikareilla. Tämän ohjelman mukaiset havainnot mahdollistavat pienten säteilyn jakautumisen tutkimisen taivaanpallolla, tutkittujen pienten säteilyjen sijainnin ja siirtymän selvittämisen sekä uusien säteilyn löytämisen.

Muuttuvien tähtien havainnot. Pääinstrumentit muuttuvien tähtien havainnointiin: kenttäkiikarit, AT-1 tähtitieteelliset putket, TZK-kiikarit, BMT-110, komeetanilmaisimet, jotka tarjoavat laajan näkökentän. Muuttuvien tähtien havainnot mahdollistavat niiden kirkkauden muutoslakien tutkimisen, kirkkauden muutoksen jaksojen ja amplitudien määrittämisen, niiden tyypin ja niin edelleen.

Aluksi tarkkaillaan muuttuvia tähtiä - kefeidejä, joilla on säännölliset kirkkauden vaihtelut riittävän suurella amplitudilla, ja vasta sen jälkeen tulee edetä puolisäännöllisten ja epäsäännöllisten muuttuvien tähtien, tähtien, joiden kirkkausamplitudi on pieni, sekä tutkia tähtiä. epäillään vaihtelevuudesta, ja partioi leimahtavia tähtiä.

Kameroiden avulla voit kuvata tähtitaivasta tarkkaillaksesi pitkäaikaisia ​​muuttuvia tähtiä ja etsiäksesi uusia muuttuvia tähtiä.

Auringonpimennysten havaintoja

Täydellisen auringonpimennyksen amatöörihavainnointiohjelma voi sisältää: Kuun kiekon reunan ja Auringon kiekon reunan välisten kosketushetkien visuaalisen rekisteröinnin (neljä kontaktia); luonnokset aurinkokoronan ulkonäöstä - sen muoto, rakenne, koko, väri; ilmiöiden teleskooppiset havainnot, kun kuun kiekon reuna peittää auringonpilkkuja ja soihdut; meteorologiset havainnot - lämpötilan, paineen, ilmankosteuden, tuulen suunnan ja voimakkuuden muutosten rekisteröinti; eläinten ja lintujen käyttäytymisen tarkkaileminen; pimennyksen osittaisten vaiheiden kuvaaminen teleskoopin läpi, jonka polttoväli on 60 cm tai enemmän; aurinkokoronan valokuvaaminen kameralla, jonka objektiivin polttoväli on 20-30 cm; niin kutsutun Baileyn rukouksen valokuvaaminen, joka ilmestyy ennen aurinkokoronan puhkeamista; taivaan kirkkauden muutosten rekisteröinti, kun pimennyksen vaihe kasvaa kotitekoisella fotometrillä.

Kuunpimennysten havainnot

Kuten auringonpimennykset, kuunpimennykset tapahtuvat suhteellisen harvoin, ja samalla jokaiselle pimennykselle on ominaista omat ominaisuutensa. Kuunpimennysten havainnot mahdollistavat kuun kiertoradan tarkentamisen ja tiedot maan ilmakehän ylemmistä kerroksista. Kuunpimennysten havainnointiohjelma voi koostua seuraavista elementeistä: kuun kiekon varjostettujen osien kirkkauden määrittäminen kuun pinnan yksityiskohtien näkyvyydestä, kun sitä tarkastellaan 6x tunnistetulla kiikareilla tai kaukoputkella pienellä suurennuksella; visuaaliset arviot Kuun kirkkaudesta ja sen väristä sekä paljaalla silmällä että kiikareilla (teleskooppi); havainnot kaukoputken läpi, jonka linssin halkaisija on vähintään 10 cm 90-kertaisella suurennuksella koko Herodotuksen, Aristarchuksen, Grimaldin, Atlasin ja Ricciolin kraatterin pimennyksen ajan, jonka alueella voi esiintyä väri- ja valoilmiöitä; rekisteröinti kaukoputkella hetkistä, jolloin maan varjo peittää joidenkin kuun pinnalla olevien muodostumien (luettelo näistä kohteista on kirjassa "Astronominen kalenteri. Pysyvä osa"); kuun pinnan kirkkauden määrittäminen fotometrillä pimennyksen eri vaiheissa.

Havainnot keinotekoisista maasatelliiteista

Tarkasteltaessa Maan keinotekoisia satelliitteja, satelliitin polku tähtikartalla ja sen kulkemisaika havaittavissa olevien kirkkaiden tähtien ympärillä kirjataan. Aika on tallennettava 0,2 sekunnin tarkkuudella sekuntikellolla. Kirkkaita satelliitteja voi kuvata.

Jos haluat olla yksin itsesi kanssa, irtaudu arjen rutiineista, anna vapaat kädet sinussa uinuvalle fantasialle, tule treffeille tähtien kanssa. Siirrä unelmia aamutunneille. Muista I. Ilfin ja E. Petrovin kuolemattomat linjat: ”Aukiolla on mukava istua yöllä. Ilma on puhdasta ja päähäni tulee älykkäitä ajatuksia.

Ja mikä ilo pohtia hienovaraista, todella maagista taivaallista maalausta! Ei ihme, että metsästäjät, kalastajat ja turistit, jotka ovat asettuneet yöksi, haluavat katsoa taivaalle pitkään. Kuinka usein he makaavat sammuneen tulen ääressä ja katsovat loputtomaan etäisyyteen vilpittömästi pahoittelevat sitä, että heidän tuttavuutensa tähtien kanssa rajoittuu Otavaan. Samaan aikaan monet eivät edes ajattele, että tätä tuttavuutta voidaan laajentaa, ja he uskovat, että taivas on heille salaisuus seitsemällä sinetillä. Melko yleinen väärinkäsitys. Uskokaa minua, ensimmäisen askeleen ottaminen amatööritähtitieteilijän tiellä ei ole ollenkaan vaikeaa. Se on saatavilla sekä alakoululaisille että opiskelijoille, suunnittelutoimiston johtajalle ja paimenelle, traktorinkuljettajalle ja eläkeläiselle.

Suurimmalla osalla ihmisistä on ennakkokäsitys, että amatööritähtitiede alkaa kaukoputkesta ("Teen pienen kaukoputken ja tarkkailen tähtiä.") Usein hedelmällisen impulssin vangitsee kuitenkin täysin ratkaisematon ongelma: mistä ostaa oikeat linssit kotitekoiseen refraktoriteleskooppiin tai tarvittava lasipaksuus peilin tekemiseen heijastavaan teleskooppiin? Kolme tai neljä hedelmätöntä yritystä, ja vuoropuhelu tähtitaivaan kanssa lykkääntyy määräämättömäksi ajaksi tai jopa ikuisiksi ajoiksi. Se on sääli! Loppujen lopuksi, jos haluat liittyä tähtitieteeseen tai auttaa lapsiasi tekemään sitä, et löydä muuta tapaa kuin tarkkailla meteoreja.

Muista vain, että on suositeltavaa käynnistää ne voimakkaan meteorisuihkun aikana. Tämä on parasta tehdä iltaisin 11.–12. elokuuta ja 12.–13. elokuuta, jolloin Perseid-virta aktivoituu. Koululaisille tämä on yleensä poikkeuksellisen sopiva aika. Tässä vaiheessa havainnointiin ei tarvita optisia instrumentteja tai laitteita. Sinun tarvitsee vain valita havainnointipaikka, joka sijaitsee kaukana valonlähteistä ja tarjoaa melko laajan näkymän taivaalle. Se voi olla pellolla, kukkulalla, vuoristossa, suurella metsäreunalla, talon tasaisella katolla, melko leveällä pihalla. Tarvitset vain muistikirjan (havainnointipäiväkirja), kynän ja minkä tahansa kellon, ranne-, pöytä- tai jopa seinäkellon.

Tehtävänä on laskea joka tunti näkemiesi meteorien määrä ja muistaa tai kirjoittaa tulos muistiin. Havaintoja kannattaa tehdä mahdollisimman pitkään, vaikkapa kello 22:sta aamunkoittoon. Voit tarkkailla makaamista, istumista tai seisomista: valitset itsellesi mukavimman asennon. Taivaan suurin alue voi olla: peitetty havainnoilla selällään. Tällainen asema on kuitenkin melko riskialtis: monet aloittelevat amatööritähtitieteilijät nukahtavat yön jälkipuoliskolla, jolloin meteorit "juoksuvat hallitsemattomasti" taivaalla.

Kun olet suorittanut havainnot, tee taulukko, jonka ensimmäiseen sarakkeeseen kirjoita havaintojen tuntivälit, esimerkiksi 2 - 3 tuntia, 3 - 4 tuntia jne., ja toiseen - vastaava meteorien määrä. nähty: 10, 15, ... Selvyyden vuoksi voit piirtää meteorien lukumäärän riippuvuuden vuorokaudenajasta - ja saat kuvan, joka näyttää kuinka meteorien määrä muuttui yön aikana. Tämä on pieni "tieteellinen löytösi". Se voidaan tehdä heti ensimmäisenä havainnointiyönä. Anna itsesi inspiroitua ajatuksesta, että kaikki tänä yönä näkemäsi meteorit ovat ainutlaatuisia. Loppujen lopuksi jokainen niistä on ohikiitävä jäähyväiset nimikirjoitus planeettojen välisestä hiukkasesta, joka katoaa ikuisesti. Onnella meteoreja tarkkailemalla voit nähdä yhden tai jopa useamman tulipallon. Bolidi voi päättyä meteoriitin putoamiseen, joten varaudu seuraaviin toimiin: aseta bolidin lennon hetki kellon mukaan, yritä muistaa (piirtää) sen lentorata maan tai taivaan maamerkkien avulla, kuuntele ääniä (shokki, räjähdys, jyrinä) sen jälkeen, kun tulipallo sammuu tai katoaa horisontin yli. Kirjaa tiedot havaintolokiin. Saatuista tiedoista voi olla hyötyä asiantuntijoille, jos he järjestävät etsinnän meteoriitin putoamispaikasta.

Jo ensimmäisenä yönä havaintoja tehdessäsi kiinnität huomiota kirkkaimpiin tähtiin, niiden suhteelliseen sijaintiin. Ja jos jatkat tarkkailua pidemmälle, niin muutamassa jopa keskeneräisessä yössä totut niihin ja tunnistat ne. Jo muinaisina aikoina tähdet ryhmiteltiin tähtikuviksi. Tähdistöjä on tutkittava vähitellen. Tätä ei voi enää tehdä ilman tähtitaivaan karttaa. Se kannattaa ostaa kirjakaupasta. Erikseen tähtitaivaan karttoja tai kartastoja myydään harvoin, useammin ne on liitetty erilaisiin kirjoihin, esimerkiksi tähtitieteen oppikirjaan 10. luokalle, koulun tähtitieteelliseen kalenteriin ja populaaritieteelliseen tähtitieteelliseen kirjallisuuteen.

Taivaalla olevia tähtiä ei ole vaikea tunnistaa niiden kuvista kartalla. Sinun tarvitsee vain sopeutua kartan mittakaavaan. Kun lähdet ulos kartan kanssa, ota taskulamppu mukaasi. Jotta kartta ei valaistu liian kirkkaasti, taskulampun valoa voidaan himmentää käärimällä se siteeseen. Tähdistöihin tutustuminen on erittäin jännittävää toimintaa. "Star Crosswords" -ratkaisu ei ole koskaan tylsä. Lisäksi kokemus osoittaa, että lapset esimerkiksi nauttivat tähtipelin pelaamisesta ja muistavat hyvin nopeasti sekä tähtikuvioiden nimet että niiden sijainnin taivaalla.

Viikon päästä voit siis uida melko vapaasti taivaallisessa meressä ja puhua "sinua" monien tähtien kanssa. Hyvä taivaan tuntemus laajentaa tieteellistä meteorihavaintoohjelmaasi. Totta, tästä laitteesta tulee hieman monimutkaisempi. Kellon, lehden ja lyijykynän lisäksi sinun tulee ottaa taskulamppu, kartta, viivain, pyyhekumi, korttitausta (jonkinlainen vaneri tai pieni pöytä). Nyt, kun tarkkailet kaikkien näkemiesi meteorien lentorataa, asetat kartalle lyijykynällä nuolien muodossa. Jos havaintoja tehtiin maksimivuon päivämääränä, jotkin nuolet (ja joskus useimmat) näkyvät kartalla. Jatka nuolia taaksepäin katkoviivoilla: nämä viivat leikkaavat jossain tähtikartan alueella tai jopa pisteessä. Tämä tarkoittaa, että meteorit kuuluvat meteorisuihkuun, ja löytämiesi katkoviivojen leikkauspiste on tämän suihkun likimääräinen radiantti. Loput piirtämäsi nuolet voivat olla satunnaisia ​​meteorirajoja.

Kuvatut havainnot suoritetaan, kuten jo mainittiin, ilman optisten instrumenttien käyttöä. Jos sinulla on käytössäsi kiikarit, on mahdollista tarkkailla meteorien ja tulipallojen lisäksi myös niiden jälkiä. Kiikarin kanssa työskentely on erittäin kätevää, jos kiinnität sen jalustaan. Tulipallon ohituksen jälkeen taivaalla on yleensä näkyvissä heikosti valoisa polku. Osoita kiikarit häntä kohti. Silmiesi edessä ilmavirtojen vaikutuksesta polku muuttaa muotoaan, siihen muodostuu hyytymiä ja harvinaisuuksia. On erittäin hyödyllistä hahmotella useita peräkkäisiä näkymiä polusta.

Myöskään meteorien kuvaaminen ei tuota merkittäviä vaikeuksia. Näihin tarkoituksiin voit käyttää mitä tahansa kameraa. Helpoin tapa on kiinnittää kamera jalustaan ​​tai laittaa se esimerkiksi jakkaralle ja osoittaa sen zeniittiin. Aseta samalla suljin pitkälle valotusajalle ja kuvaa tähtitaivasta 15-30 minuuttia. Siirrä sen jälkeen filmi yhteen ruutuun ja jatka kuvaamista. Jokaisessa kuvassa tähdet näkyvät yhdensuuntaisina kaareina, kun taas meteorit näkyvät suorina viivoina, jotka yleensä leikkaavat kaaria. On syytä muistaa, että yhden tavallisen linssin näkökenttä ei ole kovin suuri, ja siksi meteorin kuvaamisen todennäköisyys on melko pieni. Se vaatii kärsivällisyyttä ja tietysti vähän onnea. Valokuvahavaintoja tehtäessä yhteistyö sujuu hyvin: useita kameroita suunnataan taivaanpallon eri alueille samalla tavalla kuin ammattitähtitieteilijät. Jos kuitenkin onnistut luomaan pienen meteorimetsästäjien ryhmän, on hyödyllistä jakaa se kahteen ryhmään. Jokaisen ryhmän tulee valita havaintopaikkansa riittävän etäisyydelle toisistaan ​​ja tehdä yhteisiä havaintoja ennalta sovitun ohjelman mukaisesti.

Valokuvahavainnointi itsessään on suhteellisen yksinkertainen tehtävä: klikkaa sulkimia, kelaa filmiä taaksepäin, tallenna valotuksen alkamis- ja lopetusajat sekä meteorien kulkuhetket. Saatujen kuvien käsittely on paljon vaikeampaa. Vaikeuksia ei kuitenkaan pidä pelätä. Jos olet jo päättänyt luoda ystävällisiä suhteita taivaan kanssa, ole valmis tiettyyn älylliseen jännitteeseen.

Mutta entä komeettojen tarkkailu? Jos komeettoja ilmestyisi yhtä usein kuin meteoreja, tähtitieteen ystävät eivät toivoisi parempaa. Mutta, valitettavasti! Voit odottaa koko "ikuisuuden" komeetta ja silti jäädä ilman mitään. Passiivisuus on vihollinen numero yksi tässä. Komeettoja löytyy. Etsi innolla, suurella halulla, uskoen menestykseen. Amatöörit löysivät paljon kirkkaita komeettoja. Heidän nimensä on ikuisesti tallennettu historian aikakirjoihin.

Mistä komeettoja pitää etsiä, miltä taivaan alueelta? Onko mitään vihjettä aloittelevalle tarkkailijalle?

On. Kirkkaita komeettoja tulee etsiä läheltä aurinkoa, eli aamulla ennen auringonnousua idässä, illalla auringonlaskun jälkeen lännessä. Menestyksen todennäköisyys kasvaa suuresti, jos tutkit tähtikuvioita, totut tähtien sijaintiin, niiden loistoon. Silloin "vieraan" esineen ulkonäkö ei jää huomioimatta. Jos sinulla on käytössäsi kiikarit, tähtäin, kaukoputki tai muu instrumentti, jolla voit tarkkailla myös himmeämpiä kohteita, on erittäin hyödyllistä tehdä kartta sumuista ja pallomaisista klusteista, muuten sydämesi hakkaa useammin kuin kerran kun löysit väärän komeetan. Ja tämä, usko minua, on erittäin loukkaavaa! Havaintoprosessi itsessään ei ole monimutkainen, sinun on tutkittava säännöllisesti taivaan aurinkoa lähellä olevaa aamu- ja iltaosaa, mikä innostaa itseäsi halulla löytää komeetta hinnalla millä hyvänsä.

Komeetan havaintoja on tehtävä koko sen näkyvyyden kytemisen aikana. Jos komeetta ei voi valokuvata, tee sarja piirroksia sen ulkonäöstä, jossa on pakollinen aika ja päivämäärä. Piirrä erityisen huolellisesti komeetan pään ja hännän erilaiset yksityiskohdat. Laita joka kerta komeetan sijainti tähtikartalle ja "piirrä" sen reitti.

Jos sinulla on kamera, älä säästä valokuvaamisessa. Yhdistämällä kameran kaukoputkeen saat nopean astrografin ja valokuvasi ovat kaksinkertaiset.

Muista, että sekä kiikareilla tai kaukoputkella tehtävissä visuaalisissa havainnoissa että valokuvauksessa teleskooppi ja kamera on asennettava jalustaan, muuten esineen kuva "värisee kylmästä".

On hyvä, jos puhtaasti visuaalisten havaintojen aikana kaukoputkella tai kiikareilla on mahdollista arvioida komeetan kirkkaus. Tosiasia on, että erittäin aktiiviset komeetat voivat "vilkkua" voimakkaasti, joko lisäämällä tai vähentäen niiden kirkkautta. Syitä voivat olla ytimen sisäiset prosessit (äkillinen aineen sinkoutuminen) tai aurinkotuulen virtausten ulkoinen vaikutus.

Muistat varmaan, että voit määrittää tähtimäisen kohteen kirkkauden vertaamalla sitä tunnettujen tähtien kirkkauteen. Näin esimerkiksi asteroidin suuruus arvioidaan. Komeetta on vaikeampi. Loppujen lopuksi se ei näy tähtenä, vaan sumuisena täplänä. Siksi käytetään seuraavaa melko nerokasta menetelmää. Tarkkailija laajentaa kaukoputken okulaaria, jolloin komeetan ja tähtien kuvat muuttuvat epätarkkaiksi, jolloin tähdet muuttuvat pisteistä sumeiksi täpliksi. Tarkkailija laajentaa okulaaria, kunnes tähtipisteiden koko on yhtä suuri tai melkein yhtä suuri kuin komeetan koko. Sitten vertailuun valitaan kaksi tähteä - yksi on hieman kirkkaampi kuin komeetta, toinen on himmeämpi. Niiden tähtien magnitudit sijaitsevat tähtiluettelon mukaan.

Epäilemättä kiinnostaa myös aiemmin löydettyjen komeettojen havainnointi. Luettelot tällaisista komeetoista, joita odotetaan havaittavan tiettynä vuonna, julkaistaan ​​Astronomical Calendarissa (muuttuva osa). Nämä kalenterit julkaistaan ​​vuosittain. Totta, hyvin usein, kun on kuvattu komeetan historia ja sen tulevan havainnon olosuhteet, lisätään erittäin epämiellyttävä lause:

"Ei amatöörihavaintojen käytettävissä." Näin ollen kaikki viisi vuonna 1988 havaittua lyhytaikaista komeetta olivat amatöörien ulottumattomissa niiden alhaisen kirkkauden vuoksi. Kyllä, todellakin, omat komeetat on löydettävä!

Hyvin himmeät komeetat löydetään yleensä katsomalla tähtitaivaan negatiivisia kuvia. Jos et ole unohtanut, uusia asteroideja löydetään samalla tavalla.

Asteroideja on lähes mahdotonta tarkkailla paljaalla silmällä. Mutta pienissä teleskoopeissa tämä voidaan tehdä. Sama "Astronomical Calendar" julkaisee luettelon asteroideista, jotka ovat käytettävissä havaintoja tietyn vuoden aikana.

Ota huomioon yksi neuvo. Älä koskaan luota vain muistiisi, muista kirjata havaintosi tulokset päiväkirjaan ja mahdollisimman yksityiskohtaisesti. Vain tässä tapauksessa voit luottaa siihen, että ihana harrastuksestasi on hyötyä tieteelle.

Tähtitiede on tiede, joka tutkii taivaankappaleita ja maailmankaikkeutta, jossa elämme.

Huomautus 1

Koska tähtitiedellä tieteenä ei ole mahdollisuutta suorittaa koetta, pääasiallinen tietolähde on tieto, jonka tutkijat saavat havainnon aikana.

Tässä suhteessa tähtitieteessä korostetaan havaintoastronomiaksi kutsuttua alaa.

Havaintoastronomian ydin on hankkia tarvittavaa tietoa avaruudessa olevista esineistä käyttämällä instrumentteja, kuten teleskooppeja ja muita laitteita.

Tähtitieteen havainnot mahdollistavat erityisesti tiettyjen tutkittavien kohteiden ominaisuuksien kuvioiden jäljittämisen. Joidenkin kohteiden tutkimuksesta saadut tulokset voidaan laajentaa muihin objekteihin, joilla on samanlaiset ominaisuudet.

Havaintoastronomian osiot

Havaintoastronomiassa jako osiin liittyy sähkömagneettisen spektrin jakamiseen alueisiin.

Optinen tähtitiede - edistää havaintoja spektrin näkyvässä osassa. Samaan aikaan havaintolaitteissa käytetään peilejä, linssejä ja puolijohdeilmaisimia.

Huomautus 2

Tässä tapauksessa näkyvän säteilyn alue on tutkittujen aaltojen alueen keskellä. Näkyvän säteilyn aallonpituus on 400 nm - 700 nm.

Infrapunatähtitiede perustuu infrapunasäteilyn etsintään ja tutkimukseen. Tässä tapauksessa aallonpituus ylittää piitunnistimilla havainnoinnin raja-arvon: noin 1 μm. Valittujen esineiden tutkimiseen tässä alueen osassa tutkijat käyttävät pääasiassa teleskooppeja - heijastimia.

Radioastronomia perustuu havaintoihin säteilystä, jonka aallonpituus on millimetreistä kymmeniin millimetreihin. Radiolähetyksiä käyttävät vastaanottimet ovat toimintaperiaatteeltaan verrattavissa niihin vastaanottimiin, joita käytetään radio-ohjelmien lähettämisessä. Radiovastaanottimet ovat kuitenkin herkempiä.

Röntgentähtitiede, gammasäteilyastronomia ja ultraviolettiastronomia sisältyvät korkean energian tähtitiedeen.

Havaintomenetelmät tähtitiedessä

Haluttujen tietojen saaminen on mahdollista, kun tähtitieteilijät rekisteröivät sähkömagneettista säteilyä. Lisäksi tutkijat tekevät havaintoja neutriinoista, kosmisista säteistä tai painovoimaaaloista.

Optinen ja radioastronomia käyttää toiminnassaan maanpäällisiä observatorioita. Syynä tähän on se, että näiden alueiden aallonpituuksilla planeettamme ilmakehä on suhteellisen läpinäkyvä.

Observatoriot sijaitsevat enimmäkseen korkealla. Tämä johtuu ilmakehän absorption ja vääristymisen vähenemisestä.

Huomautus 3

Huomaa, että vesimolekyylit absorboivat merkittävästi useita infrapuna-aaltoja. Tästä johtuen observatoriot rakennetaan usein kuiviin paikkoihin korkealla tai avaruudessa.

Ilmapalloja tai avaruusobservatorioita käytetään pääasiassa röntgen-, gamma- ja ultraviolettiastronomian aloilla ja muutamaa poikkeusta lukuun ottamatta kauko-IR tähtitiedessä. Samaan aikaan ilmasuihkuja tarkkailemalla voit havaita ne luoneen gammasäteilyn. Huomaa, että kosmisten säteiden tutkimus on tällä hetkellä nopeasti kehittyvä tähtitieteen ala.

Auringon ja maan lähellä sijaitsevat kohteet voidaan nähdä ja mitata, kun niitä tarkkaillaan muiden esineiden taustaa vasten. Tällaisia ​​havaintoja käytettiin planeettojen kiertoradan mallien rakentamiseen sekä niiden suhteellisten massojen ja gravitaatiohäiriöiden määrittämiseen. Tuloksena oli Uranuksen, Neptunuksen ja Pluton löytö.

Radioastronomia - tämän tähtitieteen alan kehitys oli seurausta radiosäteilyn löytämisestä. Tämän alueen jatkokehitys johti sellaisen ilmiön kuin kosmisen taustasäteilyn löytämiseen.

Neutriinotähtitiede - tämä tähtitieteen alue käyttää neutriinoilmaisimia arsenaalissaan, joka sijaitsee pääasiassa maan alla. Neutriinotähtitieteen työkalut auttavat saamaan tietoa prosesseista, joita tutkijat eivät voi tarkkailla kaukoputkella. Esimerkkinä ovat prosessit, jotka tapahtuvat aurinkomme ytimessä.

Gravitaatioaaltovastaanottimilla on kyky tallentaa jälkiä jopa sellaisista ilmiöistä kuin tällaisten massiivisten esineiden, kuten neutronitähtien ja mustien aukkojen, törmäyksestä.

Automaattisia avaruusaluksia käytetään aktiivisesti aurinkokunnan planeettojen tähtitieteellisissä havainnoissa. Planeettojen geologiaa ja meteorologiaa tutkitaan erityisen aktiivisesti heidän avullaan.

Tähtitieteellisten havaintojen suorittamisen edellytykset.

Tähtitieteellisten kohteiden havainnoinnin parantamiseksi seuraavat ehdot ovat tärkeitä:

1. Tutkimusta tehdään pääasiassa spektrin näkyvässä osassa optisten teleskooppien avulla.
2. Havaintoja tehdään pääasiassa yöaikaan, sillä tutkijoiden saamien tietojen laatu riippuu ilman läpinäkyvyydestä ja näkyvyysolosuhteista. Näkyvyys puolestaan ​​riippuu turbulenssista ja lämpövirtojen läsnäolosta ilmassa.
3. Täysikuun puuttuminen antaa etua tähtitieteellisten kohteiden havainnointiin. Jos täysikuu on taivaalla, tämä antaa lisävaloa ja vaikeuttaa himmeiden esineiden tarkkailua.
4. Optiselle kaukoputkelle sopivin havaintopaikka on avoin tila. Ulkoavaruudessa on mahdollista tehdä havaintoja, jotka eivät riipu ilmakehän oikoista, niiden puuttuessa avaruudessa. Tämän havaintomenetelmän haittana on tällaisten tutkimusten korkeat taloudelliset kustannukset.

Avaruuden jälkeen sopivin paikka ulkoavaruuden havainnointiin ovat vuorten huiput. Vuorenhuipuilla on suuri määrä pilvettömiä päiviä, ja niissä on laadukkaat näkyvyysolosuhteet, jotka liittyvät hyvään ilmakehän laatuun.

Esimerkki 1

Esimerkki tällaisista observatorioista ovat Mauna Kean ja La Palman saarten vuorenhuiput.

Myös yön pimeyden tasolla on suuri rooli tähtitieteellisissä havainnoissa. Ihmisen toiminnan luoma keinovalaistus häiritsee heikkojen tähtitieteellisten kohteiden korkealaatuista havainnointia. Plafonien käyttö katuvalaisimien ympärillä auttaa kuitenkin ratkaisemaan ongelman. Tämän seurauksena maan pinnalle tulevan valon määrä kasvaa ja taivaalle suunnattu säteily vähenee.

5. Ilmakehän vaikutus havaintojen laatuun voi olla suuri. Paremman kuvan saamiseksi käytetään teleskooppeja, joissa on ylimääräinen kuvan epäterävyyden korjaus. Laadun parantamiseksi käytetään myös adaptiivista optiikkaa, pilkkuinterferometriaa, aukon synteesiä tai teleskooppien sijoittamista avaruuteen.

ESIPUHE
Kirja on omistettu edistyneen tason tähtitieteellisten havaintojen organisointiin, sisältöön ja metodologiaan sekä yksinkertaisimpiin matemaattisiin menetelmiin niiden käsittelyyn. Se alkaa luvulla kaukoputken, havaintoastronomian pääinstrumentin, testaamisesta. Tässä luvussa hahmotellaan tärkeimmät kysymykset, jotka liittyvät kaukoputken yksinkertaisimpaan teoriaan. Opettajat löytävät täältä paljon arvokkaita käytännön neuvoja, jotka liittyvät kaukoputken eri ominaisuuksien määrittämiseen, optiikan laadun tarkistamiseen, optimaalisten havainnointiolosuhteiden valintaan sekä tarvittavat tiedot kaukoputken tärkeimmistä lisävarusteista ja niiden käsittelystä. niitä tehdessään visuaalisia ja valokuvallisia havaintoja.
Kirjan tärkein osa on toinen luku, jossa tarkastellaan konkreettisen aineiston pohjalta kysymyksiä tähtitieteellisten havaintojen organisoinnista, sisällöstä ja menetelmistä. Merkittävä osa ehdotetuista havainnoista - Kuun, Auringon, planeettojen visuaaliset havainnot, pimennykset - ei vaadi korkeaa pätevyyttä, ja opettajan taitavalla ohjauksella ne voidaan hallita lyhyessä ajassa. Samaan aikaan monet muut havainnot - valokuvahavainnot, muuttuvien tähtien visuaaliset havainnot, meteorisuihkujen ohjelmahavainnot ja jotkut muut - vaativat jo huomattavaa taitoa, tiettyä teoreettista koulutusta sekä lisälaitteita ja -laitteita.
Tietenkään kaikkia tässä luvussa lueteltuja havaintoja ei voida toteuttaa missään koulussa. Vaikeamman havainnoinnin järjestäminen on mitä todennäköisimmin tarjolla niille kouluille, joissa tähtitieteessä on hyvät perinteet koulun ulkopuolisen toiminnan järjestämisessä, on kokemusta vastaavasta työstä ja mikä on erittäin tärkeää, hyvä aineellinen pohja.
Lopuksi kolmannessa luvussa esitetään tiettyyn materiaaliin perustuen tärkeimmät matemaattiset menetelmät havaintojen käsittelyyn yksinkertaisessa ja visuaalisessa muodossa: interpolointi ja ekstrapolointi, empiiristen funktioiden likimääräinen esitys sekä virheteoria. Tämä luku on olennainen osa kirjaa. Se ohjaa sekä koulun opettajia että oppilaita ja lopuksi tähtitieteen ystävää harkittuun, vakavaan asenteeseen tähtitieteellisten havaintojen laatimiseen ja suorittamiseen, joiden tulokset voivat saada tietyn merkityksen ja arvon vasta asianmukaisen matemaattisen käsittelyn jälkeen.
Opettajien huomio kiinnitetään tarpeeseen käyttää mikrolaskimia ja tulevaisuudessa henkilökohtaisia ​​tietokoneita.
Kirjan aineistoa voidaan käyttää opetussuunnitelman mukaisten tähtitieteen käytännön tuntien johtamisessa sekä valinnaisten tuntien johtamisessa ja tähtitieteellisen ympyrän työssä.
Kirjoittajat ilmaisevat suuret kiitoksensa Moskovan planetaarion tähtitieteellisten piirien neuvoston varapuheenjohtajalle, SAI MSU:n työntekijälle M. Yu. Shevchenkolle ja Vladimirin pedagogisen instituutin apulaisprofessorille, fysiikan ja matematiikan kandidaatille Tieteet E. P. Razbitnaya arvokkaista ehdotuksista, jotka auttoivat parantamaan kirjan sisältöä.
Kirjoittajat ottavat kiitollisena vastaan ​​kaikki kriittiset kommentit lukijoilta.

Luku I TELKOOPIEN TESTAUS

§ 1. Esittely
Teleskoopit ovat jokaisen tähtitieteellisen observatorion pääinstrumentteja, mukaan lukien koulutus. Teleskooppien avulla opiskelijat tarkkailevat aurinkoa ja siinä tapahtuvia ilmiöitä, Kuuta ja sen topografiaa, planeettoja ja joitakin niiden satelliitteja, monimuotoista tähtimaailmaa, avoimia ja pallomaisia ​​tähtijoukkoja, hajasumuja, Linnunrataa ja galakseja .
Suorien teleskooppihavaintojen ja suurilla kaukoputkilla otettujen valokuvien perusteella opettaja voi luoda opiskelijoissa eläviä luonnontieteellisiä ideoita ympäröivän maailman rakenteesta ja muodostaa näiden pohjalta vankkaa materialistista vakaumusta.
Aloittaessaan havaintoja koulun tähtitieteellisessä observatoriossa opettajan tulee olla hyvin tietoinen teleskooppisen optiikan mahdollisuuksista, erilaisista käytännön menetelmistä sen testaamiseksi ja tärkeimpien ominaisuuksien selvittämiseksi. Mitä kattavampi ja syvempi opettaja tuntee teleskooppeja, sitä paremmin hän pystyy järjestämään tähtitieteellisiä havaintoja, sitä hedelmällisempää on opiskelijoiden työ ja sitä vakuuttavammin havaintojen tulokset tulevat heidän eteensä.
Erityisesti tähtitieteen opettajan on tärkeää tuntea lyhyt teoria kaukoputkesta, tuntea yleisimmät optiset järjestelmät ja kaukoputken asetukset sekä myös melko kattavat tiedot okulaareista ja erilaisista teleskooppitarvikkeista. Samanaikaisesti hänen tulee tuntea koulujen ja laitosten opetukseen tähtitieteellisiin observatorioihin tarkoitettujen pienten teleskooppien pääominaisuudet sekä edut ja haitat, hänellä on oltava hyvät taidot tällaisten kaukoputkien käsittelyssä ja kyettävä arvioimaan realistisesti niiden kykyjä havaintoja järjestettäessä.
Tähtitieteellisen observatorion työn tehokkuus ei riipu pelkästään sen varustelusta erilaisilla laitteilla ja erityisesti siinä käytettävissä olevien teleskooppien optisesta tehosta, vaan myös tarkkailijoiden valmiusasteesta. Vain pätevä tarkkailija, jolla on hyvät taidot käsitellä käytössään olevaa kaukoputkea ja joka tuntee sen tärkeimmät ominaisuudet ja ominaisuudet, pystyy saamaan tästä kaukoputkesta mahdollisimman paljon tietoa.
Siksi opettajalla on tärkeä tehtävä valmentaa aktivisteja, jotka pystyvät tekemään hyviä havaintoja, jotka vaativat kestävyyttä, huolellista toteutusta, suurta huomiota ja aikaa.
Ilman pätevien tarkkailijoiden ryhmän muodostamista on mahdotonta luottaa koulun observatorion laajaan jatkuvaan toimintaan ja sen suureen tuottoon kaikkien muiden opiskelijoiden koulutuksessa ja kasvatuksessa.
Tältä osin ei riitä, että opettaja tuntee itse kaukoputket ja niiden ominaisuudet, vaan hänellä on oltava myös harkittu ja ilmeikäs selitysmenetelmä, joka ei mene kauas koulujen opetussuunnitelmia ja oppikirjoja pidemmälle ja perustuu opiskelijoiden tietoon. fysiikan, tähtitieteen ja matematiikan opiskelu.
Samalla tulee kiinnittää erityistä huomiota teleskooppeja koskevien raportoitujen tietojen soveltuvuuteen, jotta jälkimmäisten ominaisuudet paljastuvat suunniteltujen havaintojen suorittamisen yhteydessä ja näkyvät saaduissa tuloksissa.
Edellä mainitut vaatimukset huomioon ottaen kirjan ensimmäisessä luvussa on teoreettista tietoa kaukoputkesta siinä määrin, mikä on tarpeen harkittujen havaintojen tekemiseen, sekä kuvauksia järkevistä käytännön menetelmistä niiden erilaisten ominaisuuksien testaamiseksi ja toteamiseksi. opiskelijoiden tietämystä ja kykyjä.

§ 2. Teleskooppioptiikan pääominaisuuksien määrittäminen
Teleskooppioptiikan mahdollisuuksien syvälle ymmärtämiseksi on ensin annettava optisia tietoja ihmissilmistä - opiskelijoiden pääasiallisesta "työkalusta" useimmissa koulutuksellisissa tähtitieteellisissä havainnoissa. Pysähdytään sen ominaisuuksiin, kuten äärimmäiseen herkkyyteen ja näöntarkkuuteen, ja havainnollistetaan niiden sisältöä esimerkeillä taivaankappaleiden havainnoista.
Silmän rajoittavan (kynnyksen) herkkyyden alla ymmärretään pienin valovirta, jonka pimeyteen täysin sopeutunut silmä voi vielä havaita.
Käteviä kohteita silmän rajoittavan herkkyyden määrittämiseen ovat erisuuruiset tähtiryhmät, joiden magnitudi on tarkasti mitattu. Hyvässä ilmapiirissä, pilvettömässä taivaalla kuuttomana yönä kaukana kaupungista, voidaan tarkkailla tähtiä kuudenteen magnitudiin asti. Tämä ei kuitenkaan ole raja. Korkealla vuoristossa, jossa ilmapiiri on erityisen puhdas ja läpinäkyvä, tähdet näkyvät 8. magnitudiin asti.
Kokeneen tarkkailijan tulee tuntea silmiensä rajat ja pystyä päättämään ilmakehän läpinäkyvyyden tila tähtihavaintojen perusteella. Tätä varten sinun on tutkittava hyvin tähtitieteessä yleisesti hyväksytty standardi - North Polar -rivi (kuva 1, a) ja otettava se sääntönä: ennen teleskooppisten havaintojen suorittamista sinun on ensin määritettävä paljaalla silmällä tähdet näkyvät rajalla tästä sarjasta ja määrittävät niistä ilmakehän tilan.
Riisi. 1. Pohjoisen napa-alueen kartta:
a - paljaalla silmällä tehtäviä havaintoja varten; b - kiikareilla tai pienellä kaukoputkella; c - keskikokoinen teleskooppi.
Saadut tiedot kirjataan havaintolokiin. Kaikki tämä vaatii havainnointia, muistia, kehittää silmänarviointitapaa ja tottuu tarkkuuteen - nämä ominaisuudet ovat erittäin hyödyllisiä tarkkailijalle.
Näöntarkkuus ymmärretään silmän kyvyksi erottaa lähekkäin sijaitsevat esineet tai valopisteet. Lääkärit ovat havainneet, että normaalin ihmissilmän keskimääräinen terävyys on 1 kaaren minuutti. Nämä tiedot saatiin tutkimalla kirkkaita, hyvin valaistuja esineitä ja pistevalolähteitä laboratorio-olosuhteissa.
Tarkasteltaessa tähtiä - paljon vähemmän kirkkaita kohteita - näöntarkkuus heikkenee jonkin verran ja on noin 3 minuuttia kaaria tai enemmän. Joten, kun on normaali näkö, on helppo huomata, että lähellä Mizaria - Ursa Major -kauhan kahvan keskimmäistä tähteä - on heikko tähti Alkor. Läheskään kaikki eivät onnistu vahvistamaan e Lyran kaksinaisuutta paljain silmin. Kulmaetäisyys Mizarin ja Alcorin välillä on 1 Г48", ja Lyran komponenttien ei ja e2 välillä - 3"28".
Tarkastellaan nyt, kuinka kaukoputki laajentaa ihmisen näön mahdollisuuksia, ja analysoidaan näitä mahdollisuuksia.
Teleskooppi on afokaalinen optinen järjestelmä, joka muuntaa yhdensuuntaisten säteiden, joiden poikkileikkaus on D, säteen poikkileikkaukseltaan d. Tämä näkyy selvästi esimerkissä säteen polusta refraktorissa (kuva 2), jossa linssi sieppaa kaukaisesta tähdestä tulevat yhdensuuntaiset säteet ja fokusoi ne polttotason pisteeseen. Lisäksi säteet hajaantuvat, menevät okulaariin ja poistuvat siitä halkaisijaltaan pienempänä yhdensuuntaisena säteenä. Sitten säteet menevät silmään ja kohdistuvat silmämunan alaosassa olevaan pisteeseen.
Jos ihmissilmän pupillin halkaisija on yhtä suuri kuin okulaarista tulevan yhdensuuntaisen säteen halkaisija, kaikki objektiivin keräämät säteet tulevat silmään. Siksi tässä tapauksessa kaukoputken linssin ja ihmissilmän pupillin pinta-alojen suhde ilmaisee valovirran lisääntymisen moninkertaisuuden, putoavan
Jos oletetaan, että pupillin halkaisija on 6 mm (täyspimeässä se saavuttaa jopa 7 - 8 mm), niin koulun refraktori, jonka linssin halkaisija on 60 mm, voi lähettää 100 kertaa enemmän valoenergiaa silmään kuin paljain silmin havaitsee. Tämän seurauksena tällaisella kaukoputkella tähdet voivat tulla näkyviksi ja lähettää meille 100 kertaa pienempiä valovirtoja kuin paljaalla silmällä rajalla näkyvien tähtien valovirrat.
Pogsonin kaavan mukaan satakertainen lisäys valaistuksessa (valovirta) vastaa viittä tähden magnitudia:
Yllä oleva kaava mahdollistaa tunkeutumisvoiman arvioinnin, joka on teleskoopin tärkein ominaisuus. Läpäisyvoima määräytyy himmeimmän tähden rajamagneetilla (m), joka voidaan vielä nähdä tietyllä kaukoputkella parhaissa ilmakehän olosuhteissa. Koska edellä olevassa kaavassa ei oteta huomioon valon menetystä optiikan läpikulun aikana eikä taivaan taustan tummumista kaukoputken näkökentässä, se on likimääräinen.
Tarkempi kaukoputken läpäisyvoiman arvo voidaan laskea käyttämällä seuraavaa empiiristä kaavaa, joka tiivistää tulokset tähtien havainnoista eri halkaisijaisilla laitteilla:
jossa D on linssin halkaisija millimetreinä ilmaistuna.
Suuntausta varten taulukossa 1 on esitetty kaukoputkien tunkeutumisvoiman likimääräiset arvot empiirisellä kaavalla (1) laskettuna.
Teleskoopin todellinen läpäisyvoima voidaan määrittää tarkkailemalla Northern Polar -sarjan tähtiä (kuva 1.6, c). Aseta tätä varten taulukon 1 tai empiirisen kaavan (1) mukaisesti kaukoputken läpäisytehon likimääräinen arvo. Lisäksi annetuista kartoista (kuva 1.6, c) valitaan tähdet, joiden magnitudi on hieman suurempi ja hieman pienempi. Kopioi huolellisesti kaikki kirkkaammat tähdet ja kaikki valitut. Tällä tavalla tehdään tähtikartta, sitä tutkitaan huolellisesti ja tehdään havaintoja. "Ylimääräisten" tähtien puuttuminen kartalta edistää teleskooppisen kuvan nopeaa tunnistamista ja näkyvien tähtien tähtien suuruusluokkien määrittämistä. Seurantahavaintoja tehdään seuraavina iltoina. Jos sää ja ilmakehän läpinäkyvyys paranevat, on mahdollista nähdä ja tunnistaa himmeämpiä tähtiä.
Tällä tavalla löydetyn himmeimmän tähden suuruus määrää käytetyn kaukoputken todellisen läpäisyvoiman. Saadut tulokset kirjataan havaintopäiväkirjaan. Niistä voi päätellä ilmakehän tilan ja olosuhteet muiden valaisimien havainnointiin.
Teleskoopin toiseksi tärkein ominaisuus on sen resoluutio b, joka ymmärretään kahden erillisen tähden väliseksi vähimmäiskulmaksi. Teoreettisessa optiikassa on todistettu, että ihanteellisella linssillä näkyvässä valossa L = 5,5-10-7 m, on silti mahdollista erottaa binääritähti, jos sen komponenttien välinen kulmaetäisyys on yhtä suuri kuin kulma.
missä D on linssin halkaisija millimetreinä. (...)
Riisi. 3. Läheisten tähtiparien diffraktiokuviot komponenttien eri kulmaetäisyyksillä.
On myös opettavaista tehdä teleskooppihavaintoja kirkkaista tähtipareista objektiivin ollessa aukko. Kun kaukoputken sisääntuloaukko on vähitellen diafragmattu, tähtien diffraktiokiekot kasvavat, sulautuvat ja sulautuvat yhdeksi diffraktiokiekoksi, jonka halkaisija on suurempi, mutta kirkkaus on paljon pienempi.
Tällaisia ​​tutkimuksia suoritettaessa tulee kiinnittää huomiota teleskooppikuvien laatuun, joka määräytyy ilmakehän tilan mukaan.
Ilmakehän häiriöitä tulee tarkkailla hyvin kohdistetulla kaukoputkella (mieluiten heijastimella) tutkimalla kirkkaiden tähtien diffraktiokuvia suurilla suurennoksilla. Optiikasta tiedetään, että monokromaattisella valovirralla 83,8 % linssin läpi kulkevasta energiasta keskittyy keskidiffraktiolevyyn, 7,2 % ensimmäiseen renkaaseen, 2,8 % toiseen, 1,5 % kolmanteen ja 1,5 %. % neljännessä renkaassa - 0,9 % jne.
Koska tähdistä tuleva säteily ei ole monokromaattista, vaan koostuu eri aallonpituuksista, diffraktiorenkaat ovat värillisiä ja epäselviä. Rengaskuvien selkeyttä voidaan parantaa käyttämällä suodattimia, erityisesti kapeakaistaisia ​​suodattimia. Kuitenkin johtuen energian vähenemisestä renkaasta renkaaseen ja niiden alueiden lisääntymiseen, jo kolmas rengas muuttuu tuskin havaittavaksi.
Tämä tulee pitää mielessä arvioitaessa ilmakehän tilaa havaittujen tähtien näkyvien diffraktiokuvioiden perusteella. Tällaisia ​​havaintoja tehdessäsi voit käyttää Pickering-asteikkoa, jonka mukaan parhaat kuvat arvostetaan arvosanalla 10 ja erittäin huonot pisteellä 1.
Annamme kuvauksen tästä asteikosta (kuva 4).
1. Tähtien kuvat ovat aaltoilevia ja tahriintuneita niin, että niiden halkaisijat ovat keskimäärin kaksi kertaa niin suuret kuin kolmannen diffraktiorenkaan.
2. Kuva on aaltoileva ja hieman kolmannen diffraktiorenkaan ulkopuolella.
3. Kuva ei ylitä kolmatta diffraktiorengasta. Kuvan kirkkaus kasvaa kohti keskustaa.
4. Ajoittain tähden keskidiffraktiolevy on näkyvissä lyhyiden kaarien ympärillä.
5. Diffraktiolevy on näkyvissä koko ajan ja lyhyet kaaret ovat usein näkyvissä.
6. Diffraktiokaari ja lyhyet kaaret ovat näkyvissä koko ajan.
7. Kaaret liikkuvat selvästi näkyvän kiekon ympärillä.
8. Renkaat, joissa on rakoja, liikkuvat selkeästi määritellyn levyn ympärillä,
9. Levyä lähinnä oleva diffraktiorengas on liikkumaton.
10. Kaikki diffraktiorenkaat ovat paikallaan.
Pisteet 1 - 3 kuvaavat ilmakehän huonoa tilaa tähtitieteellisten havaintojen kannalta, 4 - 5 - keskinkertaista, 6 - 7 - hyvää, 8 - 10 - erinomaista.
Kolmas tärkeä teleskoopin ominaisuus on sen linssin aukko, joka on yhtä suuri kuin linssin halkaisijan suhteen neliö
sen polttoväliin (...)

§ 3. Teleskooppioptiikan laadun tarkastus
Minkä tahansa kaukoputken käytännön arvon havainnointivälineenä määrää paitsi sen koko, myös sen optiikan laatu, eli sen optisen järjestelmän täydellisyysaste ja linssin laatu. Tärkeä rooli on teleskooppiin kiinnitettyjen okulaarien laadulla sekä niiden sarjan täydellisyydellä.
Linssi on kaukoputken kriittisin osa. Valitettavasti jopa edistyneimmillä teleskooppilinsseillä on useita haittoja, jotka johtuvat sekä puhtaasti teknisistä syistä että valon luonteesta. Näistä tärkeimmät ovat kromaattinen ja pallomainen poikkeama, kooma ja astigmatismi. Lisäksi nopeat linssit kärsivät vaihtelevasti kentän kaarevuudesta ja vääristymisestä.
Opettajan tulee tuntea yleisimmin käytettyjen teleskooppityyppien tärkeimmät optiset puutteet, osoittaa nämä puutteet ilmeikkäästi ja selkeästi sekä kyettävä vähentämään niitä jossain määrin.
Kuvataan peräkkäin teleskooppien tärkeimmät optiset puutteet, pohditaan minkä tyyppisissä pienissä teleskooppeissa ja missä määrin ne ilmenevät sekä osoitetaan yksinkertaisimmat tavat korostaa, näyttää ja pienentää niitä.
Suurin este, joka esti refraktoriteleskoopin parantamisen pitkään, oli kromaattinen (väri)poikkeama, eli keräävän linssin kyvyttömyys kerätä kaikkia eri aallonpituuksilla olevia valonsäteitä yhteen pisteeseen. Kromaattinen poikkeama johtuu eri aallonpituuksien valonsäteiden epätasaisesta taittumisesta (punaiset säteet taittuvat heikommin kuin keltaiset ja keltaiset heikommin kuin siniset).
Kromaattinen aberraatio on erityisen voimakas kaukoputkissa, joissa on yksilinssiset nopeat linssit. Jos tällainen kaukoputki on suunnattu kirkkaaseen tähteen, niin okulaarin tiettyyn kohtaan
voit nähdä kirkkaan violetin täplän, jota ympäröi värillinen halo, jossa on epäselvä punainen ulkorengas. Kun okulaari ulottuu, keskipisteen väri muuttuu vähitellen siniseksi, sitten vihreäksi, keltaiseksi, oranssiksi ja lopuksi punaiseksi. Jälkimmäisessä tapauksessa punaisen pisteen ympärillä näkyy värillinen halo, jossa on violetti rengasreunus.
Jos katsot planeettaa tällaisen kaukoputken läpi, kuva on hyvin epäselvä ja siinä on värikkäitä tahroja.
Kaksilinssisiä linssejä, jotka ovat suurelta osin vapaita kromaattisista poikkeavuuksista, kutsutaan akromaattisiksi. Akromaattisella linssillä varustetun refraktorin suhteellinen aukko on yleensä 715 tai enemmän (koulujen taittoteleskooppien kohdalla se jättää 7o, mikä huonontaa jonkin verran kuvanlaatua).
Akromaattinen linssi ei kuitenkaan ole täysin vapaa kromaattisista poikkeavuuksista ja konvergoi hyvin vain tietyn aallonpituuden säteet. Tältä osin tavoitteet akromatoidaan niiden tarkoituksen mukaisesti; visuaalinen - suhteessa niihin säteisiin, jotka vaikuttavat voimakkaimmin silmään, valokuvaus - niille säteille, jotka vaikuttavat voimakkaimmin valokuvausemulsioon. Erityisesti koulujen refraktorien linssit ovat tarkoitukseltaan visuaalisia.
Kromaattisen jäännöspoikkeaman esiintyminen koulujen refraktoreissa voidaan arvioida havaintojen perusteella, joissa kirkkaiden tähtien diffraktiokuvien suurennos on erittäin suuri, vaihtamalla nopeasti seuraavat suodattimet: kelta-vihreä, punainen, sininen. Valonsuodattimien nopea vaihto voidaan varmistaa käyttämällä levy- tai liukukehyksiä, jotka kuvataan kohdassa
§ 20 kirjan "School Astronomical Observatory"1. Tässä tapauksessa havaitut muutokset diffraktiokuvioissa osoittavat, että kaikki säteet eivät ole yhtä fokusoituneita.
Kromaattisten poikkeamien eliminointi on onnistuneemmin ratkaistu kolmen linssin apokromaattisissa objektiiveissa. Sitä ei kuitenkaan ole vielä voitu täysin tuhota missään linssiobjektiivissa.
Refleksilinssi ei taita valonsäteitä. Siksi nämä linssit ovat täysin vapaita kromaattisista poikkeavuuksista. Tällä tavalla heijastavat linssit verraavat paremmin linsseihin.
Toinen teleskooppilinssien suuri haittapuoli on pallomainen aberraatio. Se ilmenee siinä, että optisen akselin suuntaisesti kulkevat monokromaattiset säteet fokusoituvat eri etäisyyksille linssistä riippuen siitä, minkä alueen läpi ne ovat kulkeneet. Joten yhdessä linssissä sen keskustan läheltä kulkeneet säteet keskittyvät kauimpana ja lähimmät - reunavyöhykkeen läpi kulkeneet säteet.
Tämä on helppo nähdä, jos yksilinssisellä objektiivilla varustettu kaukoputki suunnataan kirkkaaseen tähteen ja tarkkaillaan kahdella kalvolla: toisen tulee korostaa keskivyöhykkeen läpi kulkevaa virtaa ja toisen renkaan muotoisena. , pitäisi välittää reunavyöhykkeen säteet. Havainnot tulisi tehdä valosuodattimilla, jos mahdollista, kapeilla kaistanleveyksillä. Ensimmäistä aukkoa käytettäessä saadaan terävä kuva tähdestä okulaarin hieman suuremmalla jatkeella kuin toista aukkoa käytettäessä, mikä vahvistaa pallomaisen aberraation olemassaolon.
Monimutkaisissa linsseissä pallopoikkeama yhdessä kromaattisen aberraation kanssa vähennetään vaadittuun rajaan valitsemalla linssejä, joilla on tietty paksuus, kaarevuus ja käytettävät lasityypit.
[ Monimutkaisten linssien teleskooppiobjektiivien korjaamattoman pallopoikkeaman jäännökset voidaan havaita käyttämällä (yllä kuvatut aukot, tarkkailemalla diffraktiokuvioita kirkkaista tähdistä suurilla suurennoksilla. Visuaalisia linssejä tutkittaessa tulee käyttää keltavihreitä suodattimia ja valokuvalinssejä tutkittaessa , sininen.
! Peilin parabolisissa (tarkemmin sanottuna paraboloidisissa) linsseissä ei ole pallopoikkeamaa, koska linssit | vähentävät yhteen pisteeseen koko optisen akselin suuntaisesti kulkevan säteen. Pallomaisissa peileissä on pallopoikkeama, ja se on mitä suurempi, sitä suurempi ja kirkkaampi itse peili.
Pienillä peileillä, joilla on pieni valoisuus (suhteellinen aukko alle 1: 8), pallomainen pinta eroaa vähän paraboloidisesta - seurauksena pallopoikkeama on pieni.
Jäännöspallomaisen aberraation esiintyminen voidaan havaita edellä kuvatulla menetelmällä käyttämällä erilaisia ​​kalvoja. Vaikka peililinsseissä ei ole kromaattista poikkeamaa, pallopoikkeaman diagnosoimiseksi tulisi käyttää suodattimia, koska havaittujen diffraktiokuvioiden väri eri aukoilla ei ole sama, mikä voi johtaa väärinkäsityksiin.
Tarkastellaan nyt poikkeamia, joita syntyy, kun säteet kulkevat vinosti objektiivin optiseen akseliin nähden. Näitä ovat: kooma, astigmatismi, kentän kaarevuus, vääristymä.
Visuaalisissa havainnoissa kannattaa seurata kahta ensimmäistä poikkeamaa - koomaa ja astigmatismia ja tutkia niitä käytännössä tähtiä tarkkailemalla.
Kooma ilmenee siinä, että tähtikuva objektiivin optisesta akselista poispäin saa muodoltaan sumean epäsymmetrisen pisteen, jossa on siirtynyt ydin ja tunnusomaista häntä (kuva 6). Astigmatismi puolestaan ​​koostuu siitä, että linssi kerää kaltevan valonsäteen tähdestä, ei yhdeksi yhteiseksi fokukseksi, vaan kahteen keskenään kohtisuoraan segmenttiin AB ja CD, jotka sijaitsevat eri tasoissa ja eri etäisyyksillä linssistä. (Kuva 7).
Riisi. 6. Kooman muodostuminen vinoissa säteissä. Ympyrä rajaa kentän lähellä optista akselia, jossa kooma on merkityksetön.
Pienen aukon objektiivin teleskooppiputken hyvä kohdistus ja okulaarin pieni näkökenttä on vaikea havaita molempia edellä mainittuja poikkeamia. Ne näkyvät selvästi, jos kaukoputkea on harjoitustarkoituksessa hieman vinossa kääntämällä linssiä tietyn kulman läpi. Tällainen operaatio on hyödyllinen kaikille tarkkailijoille ja erityisesti niille, jotka rakentavat teleskooppejaan, koska ennemmin tai myöhemmin he kohtaavat kohdistusongelmia, ja on paljon parempi, jos he toimivat tietoisesti.
Jos haluat kohdistaa heijastimen väärin, löysää ja kiristä kaksi vastakkaista ruuvia, jotka pitävät peiliä.
Refraktorissa tämä on vaikeampi tehdä. Jotta lanka ei pilaa, liimaa pahvista kulmaan katkaistu siirtymärengas ja aseta se toisella puolella teleskooppiputkeen ja aseta linssi toiselle.
Jos katsot tähtiä väärin suunnatun kaukoputken läpi, ne kaikki näyttävät pyrstöisiltä. Syynä tähän on kooma (kuva 6). Jos kuitenkin laitetaan kaukoputken sisääntuloon kalvo, jossa on pieni keskireikä ja liikutetaan okulaaria edestakaisin, niin näkee kuinka tähdet venytetään kirkkaiksi segmenteiksi AB, jotka muuttuvat sitten eripuristettaviksi ellipseiksi, ympyröiksi, ja jälleen segmenteiksi CD ja ellipseiksi (kuva 7).
Kooma ja astigmatismi poistetaan kääntämällä linssiä. Kuten on helppo ymmärtää, pyörimisakseli on säädön aikana kohtisuorassa suuntaan nähden. Jos pyrstö pitenee peilin säätöruuvia käännettäessä, ruuvia on käännettävä vastakkaiseen suuntaan. Lopullinen hienosäätö säädön aikana tulee tehdä lyhyen tarkennuksen okulaarilla suurilla suurennoksilla, jotta diffraktiorenkaat ovat selvästi näkyvissä.
Jos kaukoputken linssi on laadukas ja optiikka on kohdistettu oikein, epätarkkoja kuvat tähdestä näyttävät refraktorin läpi katsottuna pieneltä valolevyltä, jota ympäröi värillisten samankeskisten diffraktiorenkaiden järjestelmä ( Kuva 8, al). Tässä tapauksessa esi- ja ekstrafokaalisten kuvien kuviot ovat täsmälleen samat (kuva 8, a 2, 3).
Epäterävät kuvat tähdestä näyttävät samalta heijastimen läpi katsottuna, vain keskellä olevan kirkkaan kiekon sijaan näkyy tumma täplä, joka on apupeilistä tuleva varjo tai diagonaalinen kokonaisheijastusprisma.
Teleskoopin kohdistuksen epätarkkuus vaikuttaa diffraktiorenkaiden samankeskisyyteen ja ne itse ottavat pitkänomaisen muodon (kuva 8, b 1, 2, 3, 4). Tarkennettaessa tähti ei näy terävästi erottuvana kirkkaana levynä, vaan hieman epäselvänä kirkkaana täplänä, jossa on heikko häntä, joka on heitetty sivuun (koomaefekti). Jos ilmoitettu vaikutus johtuu kaukoputken todella epätarkasta säädöstä, niin asia on helposti korjattavissa, riittää, kun muuttaa sen asentoa jonkin verran haluttuun suuntaan toimimalla linssin (peilin) ​​kehyksen säätöruuveilla. On paljon pahempaa, jos syy on itse linssin astigmatismissa tai (Newton-heijastimen tapauksessa) diagonaalisen apupeilin huonossa laadussa. Tässä tapauksessa haitta voidaan poistaa vain hiomalla ja kiillottamalla vialliset optiset pinnat.
Epäterävistä tähden kuvista voidaan helposti havaita muita teleskooppilinssin puutteita, jos sellaisia ​​on. Esimerkiksi tähden prefokaalisten ja ekstrafokaalisten kuvien vastaavien diffraktiorenkaiden kokojen ero osoittaa pallopoikkeaman olemassaoloa, ja ero niiden värikkyydessä osoittaa merkittävää kromatismia (lineaarisille kuville
soittolinssi); renkaiden epätasainen jakautumistiheys ja niiden erilaiset intensiteetit osoittavat linssin vyöhykettä ja renkaiden epäsäännöllinen muoto osoittaa optisen pinnan paikallisia enemmän tai vähemmän merkittäviä poikkeamia ihanteesta.
Jos kaikki listatut haitat, jotka tähden epätarkkojen kuvien kuvio paljastaa, ovat pieniä, ne voidaan sietää. Alustavan Foucault-varjotestin läpäisseiden amatööriteleskooppien specular-objektiivit ovat pääsääntöisesti moitteetonta optista pintaa ja kestävät täydellisesti epätarkkojen tähtikuvien testit.
Laskelmat ja käytäntö osoittavat, että optiikan täydellisellä kohdistuksella koomalla ja hajataitteisuudella on vain vähän vaikutusta visuaalisiin havaintoihin käytettäessä pieniaukkoisia objektiiveja (alle 1:10). Tämä koskee yhtä lailla valokuvaushavaintoja, kun suhteellisen pienikulmaisia ​​valaisimia (planeetat, aurinko, kuu) kuvataan samoilla linsseillä.
Kooma ja astigmatismi pilaavat kuvat suuresti, kun kuvataan suuria alueita tähtitaivasta parabolisilla peileillä tai kaksilinssillä. Vääristymä lisääntyy jyrkästi nopeilla linsseillä.
Alla oleva taulukko antaa käsityksen kooman ja astigmatismin kasvusta riippuen kulmapoikkeamista optisesta akselista eri valovoimaisten parabolisten heijastimien kohdalla.
Riisi. 9. Näkökentän kaarevuus ja tähtien kuvat sen polttotasossa (kaikkien muiden poikkeamien korjaus).
tism, mutta kentässä on kaarevuus. Jos otat kuvan suurelta alueelta tähtitaivasta tällaisella linssillä ja keskityt samalla keskialueelle, niin kun vetäydyt kentän reunoihin, tähtikuvien terävyys heikkenee. . Ja päinvastoin, jos tarkennus suoritetaan kentän reunoilla sijaitseviin tähtiin, tähtikuvien terävyys heikkenee keskustassa.
Jotta valokuvasta saadaan terävä koko kentällä tällaisella linssillä, kalvo on taivutettava itse linssin terävien kuvien kentän kaarevuuden mukaan.
Kentän kaarevuus eliminoituu myös tasokuperan Piazzi-Smith-linssin avulla, joka muuttaa kaarevan aaltorintaman litteäksi.
Kentän kaarevuutta voidaan yksinkertaisimmin pienentää linssin aukolla. Valokuvauskäytännöstä tiedetään, että aukon pienentyessä syväterävyys kasvaa - seurauksena tähdistä saadaan selkeät kuvat tasaisen levyn koko kentällä. On kuitenkin muistettava, että aukon pienentäminen vähentää huomattavasti kaukoputken optista tehoa, ja jotta levylle ilmestyisi himmeitä tähtiä, valotusaikaa on pidennettävä merkittävästi.
Vääristymä ilmenee siinä, että linssi rakentaa kuvan, joka ei ole verrannollinen alkuperäiseen, mutta jossa on joitain poikkeamia siitä. Tämän seurauksena neliötä kuvattaessa sen kuva voi muuttua sivuilta koveriksi sisäänpäin tai kuperiksi ulospäin (neulatyynyn ja piipun vääristymä).
Objektiivin vääristymien tutkiminen on hyvin yksinkertaista: tätä varten sinun on avattava se reilusti, jotta vain hyvin pieni keskiosa jää peittämättä. Kooma, astigmatismi ja kentän kaarevuus tällaisella kalvolla eliminoidaan ja vääristymät voidaan havaita puhtaimmassa muodossaan
Jos otat kuvia suorakaiteen muotoisista säleikköistä, ikkuna-aukoista, ovista tällaisella linssillä, negatiivisia tarkastelulla on helppo todeta tälle linssille ominaisen vääristymän tyyppi.
Valmiin linssin vääristymiä ei voida poistaa tai vähentää. Se otetaan huomioon valokuvien tutkimuksessa, erityisesti astrometrista työtä tehtäessä.

§ 4. Okulaarit ja teleskoopin rajoittavat suurennokset
Okulaarisarja on välttämätön lisä kaukoputkeen. Olemme jo aiemmin selventäneet (§ 2) okulaarin tarkoitusta suurentavassa teleskooppijärjestelmässä. Nyt on tarpeen keskittyä eri okulaarien pääominaisuuksiin ja suunnitteluominaisuuksiin. Jättäen syrjään Galilean okulaarin yhdestä poikkeavasta linssistä, jota ei ole käytetty tähtitieteessä pitkään aikaan, siirrytään heti erityisiin tähtitieteellisiin okulaareihin.
Historiallisesti ensimmäinen tähtitieteellinen okulaari, joka korvasi heti Galilean okulaarin, oli Kepler-okulaari yhdestä lyhyen tarkennuksen linssistä. Galileon okulaariin verrattuna huomattavasti laajempi näkökenttä yhdistettynä tuolloin yleisiin pitkätarkennustakkiin tuotti melko selkeitä ja hieman värillisiä kuvia. Myöhemmin Kepler-okulaari syrjäytettiin kuitenkin kehittyneemmillä Huygens- ja Ramsden-okulaareilla, joita löytyy edelleenkin. Tällä hetkellä yleisimmin käytetyt astronomiset okulaarit ovat Kellner akromaattinen okulaari ja Abbe ortoskooppinen okulaari. Kuva 11 esittää näiden okulaarien järjestelyn.
Huygensin ja Ramsdenin okulaarit ovat yksinkertaisimmin järjestettyjä. Jokainen niistä koostuu kahdesta tasokuperasta suppenevasta linssistä. Etuosaa (objektiiviin päin) kutsutaan kenttälinssiksi ja takalinssiksi (havainnoijan silmään päin) silmälinssiksi. Huygens-okulaarissa (kuva 12) molemmat linssit ovat kohti objektiivia kuperilla pinnoillaan, ja jos f \ ja / 2 ovat linssien polttovälit ja d on niiden välinen etäisyys, niin suhteen tulee täyttyä: (...)

KOHETS FRAGMEHTA OPPIKIRJA