Jos haluat olla kahdestaan ​​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 kaukaisuuteen 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. Saamasi tiedot voivat olla hyödyllisiä 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 kohta, josta löysit katkoviivojen leikkauskohdan, on tämän suihkun likimääräinen säteily. 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 päättymisajat 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 kannustaa sinua löytämään 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.

Seurasi tähtien liikettä taivaalla. Tuon ajan tähtitieteelliset havainnot auttoivat navigoimaan maastossa, ja ne olivat myös välttämättömiä filosofisten ja uskonnollisten järjestelmien rakentamisessa. Paljon on muuttunut sen jälkeen. Tähtitiede vapautui lopulta astrologiasta, keräsi laajaa tietoa ja teknistä voimaa. Maapallolla tai avaruudessa tehdyt tähtitieteelliset havainnot ovat kuitenkin edelleen yksi tämän tieteen tärkeimmistä tiedonhankintamenetelmistä. Tiedonkeruumenetelmät ovat muuttuneet, mutta menetelmän ydin on säilynyt ennallaan.

Mitä tähtitieteelliset havainnot ovat?

On olemassa todisteita, jotka viittaavat siihen, että ihmisillä oli perustietoa Kuun ja Auringon liikkeistä jo esihistoriallisella aikakaudella. Hipparkhoksen ja Ptolemaioksen teokset todistavat, että valaisimien tiedolla oli kysyntää myös antiikissa ja niihin kiinnitettiin paljon huomiota. Tuohon aikaan ja pitkän ajan sen jälkeen tähtitieteelliset havainnot olivat yötaivaan tutkimista ja nähdyn kiinnittämistä paperille tai yksinkertaisemmin luonnosta.

Renessanssiin asti vain yksinkertaisimmat instrumentit olivat tutkijoiden avustajia tässä asiassa. Huomattava määrä tietoa tuli saataville kaukoputken keksimisen jälkeen. Kun se parani, vastaanotetun tiedon tarkkuus parani. Millä tahansa teknologisen kehityksen tasolla tähtitieteelliset havainnot ovat kuitenkin tärkein tapa kerätä tietoa taivaan esineistä. Mielenkiintoista on, että tämä on myös yksi niistä tieteellisen toiminnan alueista, joilla tieteen edistymistä edeltäneen aikakauden menetelmät eli havainnointi paljaalla silmällä tai yksinkertaisimpien laitteiden avulla eivät ole menettäneet merkitystään.

Luokitus

Nykyään tähtitieteelliset havainnot ovat melko laaja toimintoluokka. Ne voidaan luokitella useiden kriteerien mukaan:

• osallistujien pätevyys;
• tallennettujen tietojen luonne;
• sijainti.

Ensimmäisessä tapauksessa erotetaan ammattimaiset ja amatöörihavainnot. Tässä tapauksessa saadut tiedot ovat useimmiten näkyvän valon tai muun sähkömagneettisen säteilyn rekisteröintiä, mukaan lukien infrapuna ja ultravioletti. Tässä tapauksessa tietoa voidaan saada joissain tapauksissa vain planeettamme pinnalta tai vain ilmakehän ulkopuolisesta avaruudesta: kolmannen ominaisuuden mukaan erotetaan maapallolla tai avaruudessa tehdyt tähtitieteelliset havainnot.

amatööritähtitiede

Tähtiä ja muita taivaankappaleita koskevan tieteen kauneus on, että se on yksi harvoista, joka kirjaimellisesti tarvitsee aktiivisia ja väsymättömiä ihailijoita ei-ammattilaisten joukossa. Valtava määrä esineitä, jotka ansaitsevat jatkuvan huomion, on pieni määrä tutkijoita, jotka ovat kiinnostuneita monimutkaisimmista asioista. Siksi tähtitieteelliset havainnot muusta lähiavaruudesta kuuluvat amatöörien harteille.

Ihmisten, jotka pitävät tähtitiedettä harrastuksensa, panos tähän tieteeseen on varsin konkreettinen. Viime vuosisadan viimeisen vuosikymmenen puoliväliin asti yli puolet komeetoista löysivät amatöörit. Heidän kiinnostuksen kohteinaan ovat usein myös muuttuvat tähdet, noovien havainnointi, asteroidien taivaankappaleiden peiton seuranta. Jälkimmäinen on nykyään lupaavin ja kysytyin työ. Mitä tulee uusiin ja supernoviin, amatööritähtitieteilijät huomaavat ne yleensä ensimmäisinä.

Vaihtoehdot ei-ammattimaisille havainnoille

Amatööritähtitiede voidaan jakaa läheisesti toisiinsa liittyviin haaroihin:

• Visuaalinen tähtitiede. Tämä sisältää tähtitieteelliset havainnot kiikareilla, kaukoputkella tai paljaalla silmällä. Tällaisten toimintojen päätavoitteena on yleensä nauttia mahdollisuudesta tarkkailla tähtien liikettä sekä itse prosessista. Tämän suunnan mielenkiintoinen haara on "jalkakäytävä": jotkut amatöörit vievät kaukoputkensa kadulle ja kutsuvat kaikki ihailemaan tähtiä, planeettoja ja kuuta.
• Astrovalokuvaus. Tämän suunnan tarkoituksena on saada valokuvakuvia taivaankappaleista ja niiden elementeistä.
• Teleskooppirakennus. Joskus tarvittavat optiset instrumentit, kaukoputket ja niihin liittyvät tarvikkeet valmistetaan amatöörien toimesta melkein tyhjästä. Useimmissa tapauksissa teleskooppirakentaminen koostuu kuitenkin olemassa olevien laitteiden täydentämisestä uusilla komponenteilla.
• Tutkimus. Jotkut amatööritähtitieteilijät pyrkivät esteettisen nautinnon lisäksi saamaan jotain materiaalisempaa. He tutkivat asteroideja, muuttujia, uusia ja supernoveja, komeettoja ja meteorisuihkuja. Ajoittain, jatkuvien ja huolellisten havaintojen prosessissa, tehdään löytöjä. Juuri tämä amatööritähtitieteilijöiden toiminta antaa suurimman panoksen tieteeseen.

Ammattilaisten toimintaa

Erikoistähtitieteilijöillä ympäri maailmaa on kehittyneempiä laitteita kuin amatööreillä. Heidän edessään olevat tehtävät edellyttävät suurta tarkkuutta tiedonkeruussa, hyvin toimivaa matemaattista tulkinta- ja ennustamislaitteistoa. Ammattilaisten työn keskiössä ovat pääsääntöisesti melko monimutkaiset, usein kaukana olevat esineet ja ilmiöt. Usein avaruuden avaruuden tutkiminen mahdollistaa sen, että universumin tiettyjä lakeja voidaan valaista, selventää, täydentää tai kumota teoreettisia rakenteita sen alkuperästä, rakenteesta ja tulevaisuudesta.

Luokittelu tietotyypin mukaan

Kuten jo mainittiin, tähtitieteen havainnot voidaan yhdistää erilaisten säteilyjen kiinnittymiseen. Tämän perusteella erotetaan seuraavat suunnat:

• optinen tähtitiede tutkii säteilyä näkyvällä alueella;
• infrapuna tähtitiede;
• ultravioletti tähtitiede;
• radioastronomia;
• röntgen tähtitiede;
• gammatähtitiede.

Lisäksi korostetaan tämän tieteen suunnat ja vastaavat havainnot, jotka eivät liity sähkömagneettiseen säteilyyn. Tämä sisältää neutrinon, maan ulkopuolisten lähteiden neutriinosäteilyn tutkimisen, gravitaatioaaltojen ja planeettojen tähtitieteen.

Pinnasta

Osa tähtitieteessä tutkituista ilmiöistä on tutkittavissa maanpäällisissä laboratorioissa. Tähtitieteelliset havainnot maapallolla liittyvät liikeratojen tutkimukseen mittaamalla etäisyyttä avaruudessa tähtiin, kiinnittämällä tietyntyyppisiä säteilyä ja radioaaltoja ja niin edelleen. Astronautin aikakauden alkuun asti tähtitieteilijät saattoivat tyytyä vain planeettamme olosuhteissa saatuun tietoon. Ja tämä riitti rakentamaan teoria maailmankaikkeuden alkuperästä ja kehityksestä, löytääkseen monia avaruudessa esiintyviä malleja.

Korkealla maan päällä

Ensimmäisen satelliitin laukaisulla alkoi uusi aikakausi tähtitieteessä. Kerätyt tiedot ovat korvaamattomia. Ne auttoivat syventämään tutkijoiden ymmärrystä maailmankaikkeuden mysteereistä.

Tähtitieteelliset havainnot avaruudessa mahdollistavat kaiken tyyppisen säteilyn havaitsemisen näkyvästä valosta gamma- ja röntgensäteisiin. Suurin osa niistä ei ole saatavilla tutkimukseen maapallolta, koska planeetan ilmakehä imee ne itseensä eikä päästä niitä pintaan. Röntgenpulsarit ovat esimerkki löydöistä, jotka tulivat mahdollisiksi vasta sen jälkeen.

Tietokaivostyöläiset

Tähtitieteellisiä havaintoja avaruudessa tehdään erilaisilla avaruusaluksiin ja kiertävillä satelliiteilla asennetuilla laitteilla. Useita tämäntyyppisiä tutkimuksia tehdään viime vuosisadalla useita kertoja laukaisujen optisten teleskooppien korvaamattomasta panoksesta. Kuuluisa Hubble erottuu joukosta. Maallikolle se on ensisijaisesti häikäisevän kauniiden valokuvakuvien lähde syvästä avaruudesta. Tämä ei kuitenkaan ole kaikki, mitä hän "voi tehdä". Sen avulla saatiin suuri määrä tietoa monien esineiden rakenteesta, niiden "käyttäytymisen" malleista. Hubble ja muut teleskoopit ovat korvaamaton tietolähde, jota tarvitaan teoreettiselle tähtitiedelle, joka työstää maailmankaikkeuden kehitysongelmia.

Tähtitieteelliset havainnot - sekä maan että avaruuden - ovat ainoita taivaankappaleita ja ilmiöitä koskevaa tiedettä. Ilman niitä tiedemiehet voisivat vain kehittää erilaisia ​​teorioita, ilman että he voisivat verrata niitä todellisuuteen.

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 tähtien maailmaa, avoimia ja pallomaisia ​​tähtijoukkoja, hajasumuja, Linnunrataa ja galakseja .
Suorien teleskooppihavaintojen ja suurilla kaukoputkilla otettujen valokuvien perusteella opettaja voi luoda oppilaissa eläviä luonnontieteellisiä ideoita ympäröivän maailman rakenteesta ja muodostaa sen 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 opettajalle on tärkeää tuntea lyhyt teoria kaukoputkesta, tuntea yleisimmät optiset järjestelmät ja teleskooppiasennukset sekä myös melko kattavat tiedot okulaareista ja erilaisista kaukoputken lisävarusteista. 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 suorittamisprosessissa 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 napaalueen 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 normaalilla näkökyvyllä on helppo huomata, että lähellä Mizaria - Ursa Major -kauhan kahvan keskimmäistä tähteä - on heikko tähti Alcor. 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
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 tuloaukkoa avataan asteittain, tähtien diffraktiokiekot kasvavat, sulautuvat ja sulautuvat yhdeksi diffraktiokiekolle, 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. Sormuskuvien selkeyttä voidaan parantaa käyttämällä suodattimia, erityisesti kapeakaistaisia. Kuitenkin johtuen energian vähenemisestä renkaasta renkaaseen ja niiden alueiden lisääntymiseen, jo kolmas rengas muuttuu huomaamattomaksi.
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 tahroja niin, että niiden halkaisijat ovat keskimäärin kaksi kertaa kolmannen diffraktiorenkaan kokoisia.
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 helposti havaittavissa, 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.
[ Kompleksisten 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 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 varmasti 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 keskellä oleva reikä ja liikutetaan okulaaria edestakaisin, niin näkee kuinka tähdet venytetään kirkkaiksi segmenteiksi AB, jotka muuttuvat sitten eripuristuneiksi 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 suorittaa lyhyen tarkennuksen okulaarilla suurilla suurennoksilla, jotta diffraktiorenkaat ovat selvästi näkyvissä.
Jos kaukoputken linssi on laadukas ja optiikka on kohdistettu oikein, epätarkkoja kuvia tähdestä katsottuna refraktori näyttää 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 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 osoitettu vaikutus johtuu kaukoputken todella epätarkasta säädöstä, niin asia voidaan korjata helposti, riittää, kun muuttaa sen asentoa hieman 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 tähtien esi- ja fokaalisten kuvien vastaavien diffraktiorenkaiden koon erot osoittavat 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. Foucault-varjotestin onnistuneesti läpäisseet amatööriteleskooppien peililinssit ovat pääsääntöisesti moitteetonta optista pintaa ja kestävät täydellisesti epätarkkoja tähtikuvia koskevat 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 keskivyöhykkeelle, 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

Tähtitieteen menetelmistä, muuten tähtitieteellisen tutkimuksen menetelmistä, voidaan erottaa kolme pääryhmää:

• havainto,
• mittaus,
• avaruuskokeilu.

Katsotaanpa näitä menetelmiä.

Tähtitieteelliset havainnot

Huomautus 1

Tähtitieteelliset havainnot ovat tärkein tapa tutkia taivaankappaleita ja tapahtumia. Heidän avullaan tallennetaan se, mitä lähellä ja kaukana avaruudessa tapahtuu. Tähtitieteelliset havainnot ovat tärkein kokeellisesti hankitun tiedon lähde

Tähtitieteelliset havainnot ja niiden tietojen käsittely suoritetaan pääsääntöisesti erikoistuneissa tutkimuslaitoksissa (tähtitieteelliset observatoriot).

Ensimmäinen venäläinen observatorio rakennettiin Pulkovoon, lähellä Pietaria. Tähtiluetteloiden kokoaminen tähdistä mahdollisimman tarkasti on Pulkovon observatorion ansio. Voimme sanoa, että 1800-luvun jälkipuoliskolla kulissien takana hänelle myönnettiin "maailman tähtitieteellisen pääkaupungin" titteli ja vuonna 1884 Pulkovo vaati nollameridiaanin (Greenwich voitti).

Nykyaikaiset observatoriot on varustettu havaintoinstrumenteilla (teleskoopit), valoa vastaanottavilla ja analysoivilla laitteilla, erilaisilla apulaitteilla, tehokkailla tietokoneilla ja niin edelleen.

Pysähdytään tähtitieteellisten havaintojen piirteisiin:

• Ominaisuus #1. Havainnot ovat hyvin inerttejä, joten ne vaativat yleensä melko pitkiä aikoja. Aktiivinen vaikuttaminen avaruuskohteisiin, miehitetyn ja miehittämättömän astronautikan tarjoamia harvoja poikkeuksia lukuun ottamatta, on vaikeaa. Pohjimmiltaan monet ilmiöt, esimerkiksi Maan akselin kaltevuuskulman muuttuminen ratatasoon nähden, voidaan tallentaa vain useiden tuhansien vuosien havainnoilla. Näin ollen Babylonin ja Kiinan tuhannen vuoden takainen tähtitieteellinen perintö on edelleen ajankohtainen huolimatta joistakin ristiriitaisuuksista nykyajan vaatimusten kanssa.
• Ominaisuus #2. Havaintoprosessi tapahtuu pääsääntöisesti maan pinnalta, samalla kun maa suorittaa monimutkaisen liikkeen, joten maallinen tarkkailija näkee vain tietyn osan tähtitaivasta.
• Ominaisuus numero 3. Havaintojen perusteella tehdyt kulmamittaukset ovat perusta laskelmille, jotka määrittävät esineiden lineaariset mitat ja etäisyydet niihin. Ja koska tähtien ja planeettojen kulmakoot optiikalla mitattuna eivät riipu etäisyydestä niihin, laskelmat voivat olla melko epätarkkoja.

Huomautus 2

Tähtitieteellisten havaintojen pääväline on optinen kaukoputki.

Optisen kaukoputken toimintaperiaate määräytyy sen tyypin mukaan. Mutta tyypistä riippumatta sen päätavoitteena ja tehtävänä on kerätä suurin määrä valoa, jonka valaisevat kohteet (tähdet, planeetat, komeetat jne.) lähettävät kuviensa luomiseksi.

Optisten kaukoputkien tyypit:

• refraktorit (linssit),
• heijastimet (peilit),
• sekä peililinssit.

Refraktori- (linssi)teleskoopissa kuva saadaan valon taittumisesta objektiivin linssissä. Refraktoreiden haittana on kuvan epäterävyydestä johtuva virhe.

Heijastimien ominaisuus on niiden käyttö astrofysiikassa. Niissä pääasia ei ole miten valo taittuu, vaan miten se heijastuu. Ne ovat täydellisempiä kuin linssit ja tarkempia.

Peililinssiset teleskoopit yhdistävät refraktorien ja heijastinten toiminnot.

Kuva 1. Pieni optinen kaukoputki. Author24 - online-vaihto opiskelijapaperit

Tähtitieteelliset mittaukset

Koska tähtitieteellisessä tutkimuksessa mittaukset tehdään erilaisilla välineillä ja välineillä, käymme niitä lyhyesti läpi.

Huomautus 3

Tärkeimmät tähtitieteelliset mittauslaitteet ovat koordinaattimittauskoneet.

Nämä koneet mittaavat yhden tai kaksi suorakaiteen muotoista koordinaattia valokuvasta tai spektrikaaviosta. Koordinaattimittauskoneet on varustettu pöydällä, jolle valokuvat asetetaan, sekä mikroskoopilla, jossa on mittaustoiminnot, jolla tähdätään valokappaleeseen tai sen spektriin. Nykyaikaisten laitteiden lukutarkkuus voi olla jopa 1 mikroni.

Mittausprosessin aikana saattaa ilmetä virheitä:

• itse instrumenttia
• operaattori (inhimillinen tekijä),
• mielivaltainen.

Laitteen virheet johtuvat sen epätäydellisyydestä, joten sen tarkkuus on tarkistettava etukäteen. Varmennettavia ovat erityisesti seuraavat: vaa'at, mikrometriset ruuvit, esinepöydän ohjaimet ja mittausmikroskooppi, vertailumikrometrit.

Inhimilliseen tekijään ja satunnaisuuteen liittyvät virheet pysäytetään mittausten moninkertaisuudella.

Tähtitieteellisissä mittauksissa on laajalti otettu käyttöön automaattisia ja puoliautomaattisia mittalaitteita.

Automaattiset laitteet toimivat suuruusluokkaa nopeammin kuin perinteiset, ja niiden keskimääräinen neliövirhe on puolet pienempi.

avaruuskokeilu

Määritelmä 1

Avaruuskoe on joukko toisiinsa liittyviä vuorovaikutuksia ja havaintoja, jotka mahdollistavat tarvittavan tiedon hankkimisen tutkitusta taivaankappaleesta tai ilmiöstä avaruuslennolla (miehitetty tai miehittämätön) teorioiden, hypoteesien sekä parantaa erilaisia ​​teknologioita, jotka voivat edistää tieteellisen tiedon kehittämistä.

Avaruuskokeiden tärkeimmät suuntaukset:

1. Fysikaalisten ja kemiallisten prosessien kulun ja materiaalien käyttäytymisen tutkiminen ulkoavaruudessa.
2. Taivaankappaleiden ominaisuuksien ja käyttäytymisen tutkimus.
3. Avaruuden vaikutus ihmiseen.
4. Avaruusbiologian ja biotekniikan teorioiden vahvistus.
5. Avaruustutkimuksen tavat.

Tässä on aiheellista antaa esimerkkejä venäläisten kosmonautien ISS:llä suorittamista kokeista.

Kasvien kasvukoe (Veg-01).

Kokeen tavoitteena on tutkia kasvien käyttäytymistä kiertoradalla.

Koe "Plasma Crystal"- plasmapölykiteiden ja nestemäisten aineiden tutkimus mikrogravitaatioparametreilla.

Neljä vaihetta suoritettiin:

1. Plasma-pölyrakennetta tutkittiin kaasupurkausplasmassa suurtaajuisella kapasitiivisella purkauksella.
2. Plasma-pölyrakennetta plasmassa tutkittiin hehkupurkauksessa tasavirralla.
3. Tutkittiin, miten kosmisen säteilyn ultraviolettispektri vaikuttaa makrohiukkasiin, jotka voivat varautua fotoemission avulla.
4. Plasma-pölyrakenteita tutkittiin avoimessa tilassa auringon ultraviolettisäteilyn ja ionisoivan säteilyn vaikutuksesta.

Kuva 2. Koe "Plasma Crystal". Author24 - online-vaihto opiskelijapaperit

Kaikkiaan venäläiset kosmonautit suorittivat ISS:llä yli 100 avaruuskoetta.

Johdanto

Havaintoja auringon aktiivisuudesta

Havainnot Jupiterista ja sen kuista

Etsi komeettoja ja niiden havaintoja

Noctilucent-pilven havainnot

Meteorihavainnot

Auringonpimennysten havaintoja

Kuunpimennysten havainnot

Maan keinotekoisten satelliittien havaintoja ja Auringon vaikutusta elämään maapallolla

Meteoriitit ja asteroidit

Johtopäätös

Luettelo käytetystä kirjallisuudesta

Johdanto

Tämän kurssityön tarkoituksena on tutkia tähtitieteellisten havaintojen menetelmiä, selvittää auringon vaikutusta maalliseen elämään sekä tarkastella ja tutkia yksityiskohtaisesti asteroideja ja meteoriitteja.

Tähtitieteelliset havainnot ovat tärkein tapa tutkia taivaan esineitä ja ilmiöitä. Havaintoja voidaan tehdä paljaalla silmällä tai optisten laitteiden avulla: kaukoputket, jotka on varustettu erilaisilla säteilyvastaanottimilla (spektrografit, fotometrit jne.), astrografit ja erikoislaitteet (erityisesti kiikarit).

Havaintojen tarkoitukset ovat hyvin erilaisia. Tähtien, planeettojen ja muiden taivaankappaleiden sijainnin tarkat mittaukset tarjoavat materiaalia niiden etäisyyksien (katso parallaksi), tähtien oikean liikkeen määrittämiseen sekä planeettojen ja komeettojen liikelakien tutkimiseen. Valaisimien näennäisen kirkkauden mittaustulokset (visuaalisesti tai astrofotometreillä) 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, havaintopisteiden sijainnista (kaupunki, kaupunki, kylä), äärimmäisistä ilmasto-olosuhteista ja amatöörin kiinnostuksen kohteista, havainnointiin voidaan valita mikä tahansa (tai useampi) ehdotetuista aiheista.

1. Auringon aktiivisuuden havainnot

tähtitieteellinen havainto taivaan aurinkokomeetta

Auringon aktiivisuutta havainnoitaessa auringonpilkkuja piirretään päivittäin ja niiden koordinaatit määritetään etukäteen valmistetun goniometrisen ruudukon avulla. Havaintoja kannattaa tehdä suurella koulukaukoputkella tai kotitekoisella parallaktisella jalustalla olevalla kaukoputkella.

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 määrä ryhmissä ja havaintojen hetkellä näytetään auringon aktiivisuuden indeksi - susiluvut.

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.

2. Jupiterin ja sen satelliittien havainnot

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, antaa kuvauksia pisteen väristä, kirkkaudesta, 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 optisten instrumenttien avulla, 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 on tiedettävä erittäin hyvin paikallaan olevien sumuisten kohteiden sijainti taivaalla - kaasusumut, galaksit, tähtijoukot, jotka ulkonäöltään muistuttavat komeetta, jonka kirkkaus on heikko.

Tässä tapauksessa häntä auttavat tähtitaivaan kartastot, erityisesti A. D. Marlenskyn "Koulutustähtiatlas" ja A. A. Mihailovin "Tähtiatlas". Välittömästi lähetetään sähke P. K. Sternbergin nimelle Moskovaan tähtitieteelliseen instituuttiin. .On tarpeen ilmoittaa komeetan havaitsemisaika, sen likimääräiset koordinaatit, tarkkailijan nimi ja sukunimi, hänen postiosoite.

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.

. Noctilucent-pilven havainnot

Noctilucent-pilvet ovat mielenkiintoinen, mutta vielä vähän tutkittu luonnonilmiö. Venäjällä 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 I-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 jne.

Aluksi havainnoidaan kefeidien vaihtelevia tähtiä, joilla on säännölliset kirkkauden vaihtelut riittävän suurella amplitudilla, ja vasta sen jälkeen tulee edetä puolisäännöllisten ja epäsäännöllisten muuttuvien tähtien havaintoihin, tähtiä, joiden kirkkausamplitudi on pieni, sekä tutkia epäiltyjä tähtiä. vaihtelevuutta 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 valokuvaus, oksastus kameralla, jonka linssillä on polttoväli 20-30 cm; niin kutsutun Baileyn rukouksen valokuvaaminen, joka ilmestyy ennen aurinkokoronan puhkeamista; taivaan kirkkauden muutosten rekisteröinti, kun pimennyksen vaihe kasvaa kotitekoisella fotometrillä.

7. 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.

8. Maan keinotekoisten satelliittien havainnot ja Auringon vaikutus maapallon elämään

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.

Auringon säteily - sähkömagneettinen ja korpuskulaarinen - on voimakas tekijä, jolla on valtava rooli maapallon elämässä planeetana. Auringonvalo ja auringon lämpö loivat edellytykset biosfäärin muodostumiselle ja tukevat edelleen sen olemassaoloa. Hämmästyttävällä herkkyydellä kaikki maallinen - sekä elävä että eloton - reagoi auringon säteilyn muutoksiin, sen ainutlaatuiseen ja monimutkaiseen rytmiin. Näin se oli, niin se on ja niin se tulee olemaan, kunnes ihminen pystyy tekemään omia muutoksia auringon ja maan välisiin suhteisiin.

Verrataan Aurinkoa... merkkijonoon. Tämä tekee mahdolliseksi ymmärtää Auringon rytmin fyysistä olemusta ja tämän rytmin heijastusta ja Maan historiaa.

Vedit taaksepäin narun keskiosaa ja vapautit sen. Resonaattorin (soittimen äänilevyn) vahvistamat kielen värähtelyt synnyttivät äänen. Tämän äänen koostumus on monimutkainen: loppujen lopuksi, kuten tiedätte, ei vain koko kiele kokonaisuutena värise, vaan myös sen osat samanaikaisesti. Merkkijono kokonaisuutena muodostaa perusäänen. Nopeammin värähtelevät kielen puolikkaat lähettävät korkeamman, mutta vähemmän voimakkaan äänen - niin sanotun ensimmäisen ylisävelen. Puoliskojen puolikkaat eli kielen neljännekset puolestaan ​​synnyttävät vielä korkeamman ja vielä heikomman soundin - toisen ylisävelen ja niin edelleen. Jousen täysi ääni koostuu perussävelistä ja ylisävelistä, jotka eri soittimissa antavat äänelle erilaisen sointin, sävyn.

Kuuluisan Neuvostoliiton astrofyysikon professori M.S. Eigenson, kerran, miljardeja vuosia sitten, Auringon syvyyksissä alkoi toimia sama ydinreaktioiden protoni-protonisykli, joka tukee Auringon säteilyä nykyaikana; siirtymiseen tähän chikkeliin liittyi todennäköisesti jonkinlainen auringon sisäinen uudelleenjärjestely. Edellisestä tasapainotilasta se siirtyi äkillisesti uuteen. Ja tällä hyppyllä aurinko kuulosti kieleltä. Sanaa "ääni" pitäisi tietysti alentaa siinä mielessä, että Auringossa sen jättimäisessä massassa syntyi jonkinlaisia ​​rytmiä värähtelyprosesseja. Sykliset siirtymät aktiivisuudesta passiivisuuteen ja takaisin alkoivat. Ehkä nämä tähän päivään asti säilyneet vaihtelut ilmaistaan ​​​​auringon aktiivisuuden sykleissä.

Ulkoisesti, ainakin paljaalla silmällä, Aurinko näyttää aina olevan sama. Tämä ulkoinen pysyvyys kätkee kuitenkin suhteellisen hitaita mutta merkittäviä muutoksia.

Ensinnäkin ne ilmaistaan ​​auringonpilkkujen määrän vaihteluina, näissä auringon pinnan paikallisissa, tummemmissa osissa, joissa auringon kaasut jäähtyvät heikentyneen konvektion vuoksi jonkin verran ja näyttävät siksi tummalta kontrastin vuoksi. Yleensä tähtitieteilijät eivät laske kullekin havaintohetkelle aurinkolevyllä näkyvien täplien kokonaismäärää, vaan niin sanotun susiluvun, joka vastaa täplien lukumäärää, joka on lisätty kymmenkertaiseen ryhmiensä lukumäärään. Auringonpilkkujen kokonaispinta-alaa kuvaava susiluku muuttuu syklisesti saavuttaen maksiminsa keskimäärin 11 vuoden välein. Mitä suurempi susiluku, sitä korkeampi auringon aktiivisuus. Auringon suurimman aktiivisuuden vuosina aurinkokiekko on täynnä pisteitä. Kaikki Auringon prosessit muuttuvat väkivaltaisiksi. Auringon ilmakehässä muodostuu useammin näkymiä - kuuman vedyn suihkulähteitä pienellä sekoituksella muita alkuaineita. Auringonpurkauksia esiintyy useammin, nämä voimakkaimmat räjähdykset Auringon pintakerroksissa, joiden aikana aurinkosolujen tiheät virrat - protonit ja muut atomiytimet sekä elektronit - "ammutaan" avaruuteen. Korpuskulaariset virrat - aurinkoplasma. He kantavat mukanaan heikkoa magneettikenttää, jonka voimakkuus on 10 -4oersted. Kun ne saavuttavat maan toisena päivänä tai jopa aikaisemmin, ne kiihottavat maapallon ilmakehää, häiritsevät Maan magneettikenttää. Myös muun tyyppinen Auringon säteily voimistuu, ja Maa reagoi herkästi auringon aktiivisuuteen.

Jos Aurinko on kuin merkkijono, auringon aktiivisuuden sykliä on varmasti monia. Yksi niistä, pisin ja amplitudiltaan suurin, asettaa "perusäänen". Lyhyempikestoisilla sykleillä eli "yläsävyillä" tulisi olla vähemmän ja vähemmän amplitudia.

Tietenkin merkkijonoanalogia on epätäydellinen. Kaikilla merkkijonojen värähtelyillä on tiukasti määritellyt jaksot, Auringon tapauksessa voimme puhua vain joistakin, vain keskimäärin, tietyistä auringon aktiivisuuden jaksoista. Auringon aktiivisuuden eri syklien tulisi kuitenkin olla keskimäärin verrannollisia toisiinsa. Niin yllättävältä kuin se saattaakin näyttää, tosiasiat vahvistavat auringon ja merkkijonon odotetun samankaltaisuuden. Samalla selkeästi määritellyn 11 vuoden syklin kanssa toimii Auringossa myös toinen, kaksinkertainen, 22 vuoden sykli. Se ilmenee auringonpilkkujen magneettisten polariteettien muutoksena.

Jokainen auringonpilkku on vahva "magneetti", jonka vahvuus on useita tuhansia oerstediä. Täplät esiintyvät yleensä tiiviinä pareina, jolloin viiva yhdistää kahden vierekkäisen pisteen keskustat yhdensuuntaisesti auringon päiväntasaajan kanssa. Molemmilla täplillä on erilainen magneettinen napaisuus. Jos etu-, pää-piste (Auringon pyörimissuunnassa) on pohjoinen magneettinen polariteetti, niin seuraavalla pisteellä sen jälkeen on etelänapaisuus.

On huomionarvoista, että jokaisen yhdentoista vuoden jakson aikana kaikilla Auringon eri puolipallojen pääpisteillä on erilainen napaisuus. Kerran 11 vuodessa, ikään kuin käskystä, kaikkien pisteiden polariteetti muuttuu, mikä tarkoittaa, että alkutila toistuu 22 vuoden välein. Emme tiedä, mikä tämän ilmiön syy on, mutta sen todellisuus on kiistaton.

On myös kolminkertainen, 33 vuoden sykli. Vielä ei ole selvää, missä aurinkoprosesseissa se ilmenee, mutta sen maanpäälliset ilmenemismuodot ovat olleet tiedossa pitkään. Joten esimerkiksi erityisen ankarat talvet toistuvat 33-35 vuoden välein. Sama sykli havaitaan kuivien ja kosteiden vuosien vuorottelussa, järvien tason vaihteluissa ja lopuksi revontulien intensiteetissä - ilmiöissä, jotka liittyvät ilmeisesti aurinkoon.

Puiden leikkauksissa on havaittavissa paksujen ja ohuiden kerrosten vuorottelu - jälleen keskimäärin 33 vuoden välein. Jotkut tutkijat (esim. G. Lungershausen) uskovat, että 33 vuoden syklit heijastuvat myös sedimenttiesiintymien kerrostumiseen. Monissa sedimenttikivissä esiintyy mikrokerrosta vuodenaikojen vaihteluista johtuen. Talvikerrokset ovat ohuempia ja vaaleampia orgaanisen aineen ehtymisen vuoksi, kevät-kesäkerrokset ovat paksumpia ja tummempia, koska ne ovat laskeutuneet kallion säätekijöiden ja eliöiden elintärkeän toiminnan aikana. Meren ja valtamerten biogeenisissa sedimenteissä havaitaan myös tällaisia ​​​​ilmiöitä, koska ne keräävät mikro-organismien jäännöksiä, jotka ovat aina paljon suurempia kasvukaudella kuin talvikaudella (tai kuivana aikana tropiikissa). Periaatteessa jokainen mikrokerrospari vastaa siis yhtä vuotta, vaikka sattuu niin, että kaksi kerrosparia voi vastata vuotta. Sedimentaation vuodenaikojen muutosten heijastusta on jäljitetty lähes 400 miljoonan vuoden ajan - ylä-devonista nykypäivään, kuitenkin melko pitkillä tauoilla, joskus kymmenien miljoonien vuosien ajan (esim. jurakaudella, joka päättyi noin 140 miljoonaa vuotta sitten).

Kausiluonteinen kerrostuminen liittyy Maan liikkeeseen Auringon ympäri, Maan pyörimisakselin kalteluun sen kiertoradan tasoon nähden (tai Auringon päiväntasaajaan, joka on käytännössä sama), ilmakehän kiertokulun luonteeseen , ja monet muut. Mutta kuten olemme jo maininneet, jotkut tutkijat näkevät kausittaisen kerrostumisen heijastuksena 33 vuoden auringon aktiivisuuden syklistä, vaikka jos voimme puhua tästä, niin vain ns. viimeinen jäätikkö. Mutta jos näin on, niin käy ilmi, että ainakin miljoonia vuosia on toiminut hämmästyttävä ja toistaiseksi huonosti tutkittu auringon aktiivisuuden mekanismi. Siitä huolimatta on jälleen kerran huomattava, että on vaikea erottaa selkeästi tiettyjä auringon aktiivisuuteen liittyviä jaksoja geologisissa esiintymissä. Ilmastonvaihtelut muinaisina aikoina liittyvät ensisijaisesti muutoksiin maan pinnalla, kun merien ja valtamerten kokonaispinta-ala kasvaa tai päinvastoin vähenee - nämä auringon lämmön päävaraajat. Itse asiassa, jääkausia edelsi aina maankuoren korkea tektoninen aktiivisuus. Mutta tätä aktiivisuutta puolestaan ​​(josta keskustellaan myöhemmin) voidaan stimuloida auringon aktiivisuuden lisääntyminen. Tämän näyttävät osoittavan viime vuosien tiedot. Joka tapauksessa näissä kysymyksissä on vielä paljon epäselvää, ja siksi tämän luvun lisäpohdintoja tulee pitää vain yhtenä mahdollisista hypoteeseista.

Vielä viime vuosisadalla havaittiin, että auringon aktiivisuuden maksimiarvot eivät aina ole samat. Näiden maksimien arvojen muutoksissa hahmottuu "maallinen" tai tarkemmin sanottuna 80 vuoden sykli, noin seitsemän kertaa pidempi kuin yksitoista vuotta. Jos auringon aktiivisuuden "maallisia" heilahteluja verrataan aaltoihin, lyhyemmän keston syklit näyttävät "aaltoilta" aalloilla.

"Maallinen" kierto ilmaistaan ​​melko selvästi auringon näkymien taajuudessa, niiden keskimääräisten korkeuksien vaihteluissa ja muissa Auringon ilmiöissä. Mutta sen maalliset ilmenemismuodot ovat erityisen huomionarvoisia.

"Maallinen" kierto ilmaistaan ​​nyt arktisen ja Etelämantereen seuraavassa lämpenemisessä. Jonkin ajan kuluttua lämpeneminen korvataan jäähtymisellä, ja nämä sykliset vaihtelut jatkuvat loputtomiin. "Maallisia" ilmastonvaihteluita on havaittu myös ihmiskunnan historiassa, kronikoissa ja muissa historiallisissa kronikoissa. Joskus ilmasto muuttui epätavallisen ankaraksi, joskus epätavallisen leudoksi. Joten esimerkiksi vuonna 829 jopa Niili oli jään peitossa, ja 1100-1300-luvuilla Itämeri jäätyi useita kertoja. Päinvastoin, vuonna 1552 epätavallisen lämmin talvi vaikeutti Ivan Julman kampanjaa Kazania vastaan. Ilmastonvaihteluissa ei kuitenkaan ole mukana vain "maallinen" sykli.

Jos Auringon aktiivisuuden muutosten kaaviossa yhdistämme kahden vierekkäisen "sekulaarin" syklin maksimi- ja minimipisteet suorilla viivoilla, niin käy ilmi, että molemmat suorat ovat melkein yhdensuuntaisia, mutta vinossa auringon vaaka-akseliin nähden. kaavio. Toisin sanoen hahmotellaan jonkinlainen pitkä, vuosisatoja vanha kiertokulku, jonka kesto voidaan määrittää vain geologian avulla.

Zürich-järven rannoilla on muinaisia ​​terasseja - korkeita kallioita, joiden kallioiden paksuudessa eri aikakausien kerrokset ovat selvästi erotettavissa. Ja tässä sedimenttikivikerroksessa on ilmeisesti tallennettu 1800 vuoden rytmi. Sama rytmi on havaittavissa lieteisten kerrostumien vuorottelussa, jäätiköiden liikkeessä, kosteuden vaihteluissa ja lopulta syklisissä ilmastonmuutoksissa.

Jos maapallon keskilämpötila laskee vain neljästä viiteen astetta, tulee uusi jääkausi. Jääkuoret peittävät lähes koko Pohjois-Amerikan, Euroopan ja suurimman osan Aasiasta. Päinvastoin, maapallon keskimääräisen vuotuisen lämpötilan nousu vain kahdella tai kolmella asteella saa Etelämantereen jääpeitteen sulamaan, mikä nostaa Maailman valtameren tasoa 70 metrillä kaikkine siitä aiheutuvista katastrofaalisista seurauksista (tulvat). merkittävä osa maanosista). Siten pienet vaihtelut Maan keskilämpötilassa (vain muutama aste) voivat heittää Maan jäätiköiden syliin tai päinvastoin peittää suurimman osan maasta valtamerellä.

Tiedetään hyvin, että jääkauden aikakaudet ja jaksot ovat toistuneet monta kertaa maapallon historiassa, ja niiden väliin on tullut lämpenemiskausia. Nämä olivat hyvin hitaita, mutta suurenmoisia ilmastomuutoksia, jotka asettuivat päällekkäin pienemmillä amplitudilla, mutta tiheämmillä ja nopeammilla ilmastonvaihteluilla, kun jääkaudet vaihtuivat lämpimillä ja kosteilla jaksoilla.

Jääkausien tai -kausien välisiä aikavälejä voidaan luonnehtia vain keskiarvoina: täällähän toimivat syklit, eivät tarkat jaksot. Neuvostoliiton geologin G.F. Lungershausenin mukaan jääkauden aikakaudet toistettiin Maan historiassa noin 180-200 miljoonan vuoden välein (muiden arvioiden mukaan 300 miljoonan vuoden välein). Jääkauden jääkaudet vuorottelevat useammin keskimäärin useiden kymmenien tuhansien vuosien jälkeen. Ja kaikki tämä on tallennettu maankuoren paksuuteen, eri ikäisten kivikerrostumiin.

Syitä jääkausien ja kausien vaihtumiseen ei tiedetä tarkasti. Monia hypoteeseja on ehdotettu selittämään jääkauden syklejä kosmisilla syillä. Erityisesti jotkut tutkijat uskovat, että kiertäessään galaksin keskustan ympäri 180-200 miljoonan vuoden ajanjaksolla aurinko yhdessä planeettojen kanssa kulkee säännöllisesti galaksin käsivarsien tason paksuuden läpi, joka on rikastettu pölyistä ainetta, joka heikentää auringonsäteilyä. Auringon galaktisella polulla ei kuitenkaan ole näkyvissä sumuja, jotka voisivat toimia tumman suodattimen roolina. Ja mikä tärkeintä, kosmiset pölysumut ovat niin harvinaisia, että niihin sukeltaessaan Aurinko maallisen tarkkailijan kannalta pysyisi silti häikäisevän kirkkaana.

M.S.:n hypoteesin mukaan Eigensonin mukaan kaikki sykliset ilmaston vaihtelut, jotka vaihtelevat merkityksettömimmistä vuorotteleviin jääkausiin, selittyvät yhdellä syyllä - auringon toiminnan rytmisillä vaihteluilla. Ja koska aurinko on kuin merkkijono tässä prosessissa, niin kaikkien auringon aktiivisuusjaksojen tulisi ilmetä maapallon ilmaston vaihteluissa - 200 tai 300 miljoonan vuoden "pääsyklistä" lyhimpään, yhteentoista vuoteen. Auringon Maahan vaikutuksen "mekanismi" tiivistyy tässä tapauksessa siihen, että auringon aktiivisuuden vaihtelut aiheuttavat välittömästi muutoksia geomagnetosfäärissä ja Maan ilmakehän kierrossa.

Jos maapallo ei pyörisi, ilmamassojen kierto olisi erittäin yksinkertaista. Maan lämpimällä trooppisella vyöhykkeellä kuumennettu ja siksi vähemmän tiheä ilma nousee. Paine-ero navan ja päiväntasaajan välillä saa nämä ilmamassat syöksymään napaa kohti. Täällä jäähtyään ne putoavat alas, jotta ne voisivat sitten taas siirtyä päiväntasaajalle. Joten maapallon liikkumattomuuden tapauksessa planeetan "lämpökone" toimisi.

Maan aksiaalinen pyöriminen ja sen kierto Auringon ympäri vaikeuttavat tätä idealisoitua kuvaa. Ns. Coriolis-voimien vaikutuksesta (jotka aiheuttavat meridionaalisuunnassa virtaavien jokien syöpymisen pohjoisella pallonpuoliskolla oikeaa rantaa ja eteläisellä pallonpuoliskolla vasenta rantaa) ilmamassat kiertävät päiväntasaajalta navalle ja takaisin. spiraaleina. Samoihin aikoihin, jolloin päiväntasaajan lähellä oleva ilma lämpenee erityisen voimakkaasti, tapahtuu ilmamassojen aaltokiertoa. Spiraaliliike yhdistetään aaltoliikkeeseen, ja siksi tuulten suunta muuttuu jatkuvasti. Lisäksi maan pinnan eri osien epätasainen lämpeneminen ja kohokuvio vaikeuttavat tätä vaikeaa kuvaa. Jos ilmamassat liikkuvat yhdensuuntaisesti maan päiväntasaajan kanssa, ilmakiertoa kutsutaan vyöhykkeelliseksi, jos pituuspiiriä pitkin - meridiaaniksi.

Yhdentoista vuoden aurinkosyklin aikana on todistettu, että auringon aktiivisuuden lisääntyessä vyöhykekierto heikkenee ja meridionaalinen kierto lisääntyy. Maan "lämpökone" toimii energisemmin ja tehostaa lämmönvaihtoa napa- ja päiväntasaajan välillä. Jos kaadat hieman kiehuvaa vettä lasilliseen kylmää vettä, niin vesi lämpenee nopeammin, jos sekoitat sitä lusikalla. Samasta syystä lisääntyneen auringon aktiivisuuden aikoina auringon säteilyn "virittynyt" ilmakehä tarjoaa keskimäärin lämpimämmän ilmaston kuin "passiivisen" Auringon vuosina.

Tämä pätee kaikkiin aurinkosykleihin. Mutta mitä pidempi sykli, sitä voimakkaammin maapallon ilmakehä reagoi siihen, sitä enemmän maapallon ilmasto muuttuu.

"Jääkauden tai paremminkin kylmien aikakausien kosminen syy", kirjoittaa M.S. Eigenson, - ei voi millään tavalla koostua lämpötilan alentamisesta. Tilanne on "vain" meridionaalisen ilmanvaihdon intensiteetin laskussa ja meridionaalisen lämpögradientin kasvussa tämän pudotuksen takia..."

Siksi ilmastoerojen fyysinen perusta on ilmakehän yleinen kierto.

Auringon rytmien rooli maapallon historiassa on hyvin havaittavissa. Ilmakehän yleinen kiertokulku määrää ennalta tuulen nopeuden, geosfäärien välisen vedenvaihdon voimakkuuden ja siten sääprosessien luonteen. Aurinko vaikuttaa ilmeisesti myös sedimenttikivien muodostumisnopeuteen. Mutta sitten M.S:n mukaan Eigensonin mukaan geologisten aikakausien, joissa ilmakehän ja hydrosfäärin yleinen kierto on lisääntynyt, tulisi vastata pehmeitä, huonosti ilmaistuja maamuotoja. Päinvastoin, pitkien auringon aktiivisuuden vähentymisen aikakausien aikana maan pinnan tulisi saada kontrastia.

Toisaalta kylmällä aikakaudella merkittävät jääkuormat ilmeisesti stimuloivat maankuoren pystysuuntaisia ​​liikkeitä eli aktivoivat tektonista aktiivisuutta. Lopuksi, on pitkään tiedetty, että tulivuoren toiminta voimistuu auringon aktiivisuuden aikana.

Jopa maan akselin värähtelyissä (planeetan rungossa), kuten I.V. Maksimov, yhdentoista vuoden aurinkosykli vaikuttaa. Tämä selittyy ilmeisesti sillä, että aktiivinen aurinko jakaa uudelleen maapallon ilmakehän ilmamassat. Tämän seurauksena myös näiden massojen sijainti suhteessa Maan pyörimisakseliin muuttuu, mikä aiheuttaa sen merkityksettömiä, mutta silti varsin todellisia siirtymiä ja muuttaa Maan pyörimisnopeutta. Mutta jos muutokset auringon aktiivisuudessa vaikuttavat koko maapalloon, niin näkyvämpi pitäisi olla auringon rytmien vaikutus Maan pintakuoreen.

Kaikkien, erityisen jyrkkien, Maan pyörimisnopeuden vaihteluiden pitäisi aiheuttaa jännitteitä maankuoressa, sen osien liikkeissä, ja tämä puolestaan ​​​​voi johtaa halkeamiin, mikä stimuloi tulivuoren toimintaa. Näin on mahdollista (tietysti yleisimmillä termeillä) selittää Auringon yhteys vulkanismiin ja maanjäristyksiin.

Johtopäätös on selvä: Maan historiaa on tuskin mahdollista ymmärtää ottamatta huomioon Auringon vaikutusta. Samalla on kuitenkin aina pidettävä mielessä, että Auringon vaikutus vain säätelee tai häiritsee Maan oman kehityksen prosesseja, jotka ovat omien geologisten sisäisten lakiensa alaisia. Aurinko tuo vain joitain "korjauksia" Maan evoluutioon, vaikka se ei tietenkään ole ollenkaan tämän kehityksen liikkeellepaneva voima.

. Meteoriitit ja asteroidit

Asteroidit ovat pieniä kappaleita aurinkokunnassa. Suurin osa niistä on keskittynyt Marsin ja Jupiterin kiertoradan väliseen tilaan niin sanotun asteroidivyöhykkeen sisällä. Tähän vyöhykkeeseen keskittyneen aineen kokonaismassaksi on arvioitu 4,4 1024g, joka on 1/20 Kuun massasta tai 1/1500 Maan massasta. Yhdessä kerätyt asteroidit muodostaisivat kappaleen, jonka halkaisija on 1400 km.

Asteroidien kierrosajat Auringon ympärillä ovat välillä 2,5 - 10 vuotta, mikä vastaa 2,3 - 3,3 tähtitieteellisen yksikön etäisyyksiä. Suurimpien asteroidien (Ceres, Pallas) etäisyys Auringosta on 2,8 AU. e. Asteroidien kiertoradalla on erilaisia ​​epäkeskisuuksia. Suurin osa asteroidien kiertoradoista määräytyy pienemmillä epäkeskisuuksilla - 0,33. Epäkeskisyyden keskiarvo kaikille löydetyille radoille on lähellä 0,15. Asteroidivyöhykkeen oletetaan olevan taivaankappaleiden murskaantumis-, mekaaninen hajoamis- ja hajoamisvyöhyke törmäysten seurauksena.

Asteroidien massat vaihtelevat suuresti, mutta tapauskohtaisia ​​suoria määrityksiä näiden kappaleiden massoista ei ole vielä tehty, vaan on käytettävä epäsuoria arvioita. Useimmat asteroidit ovat muodoltaan epäsäännöllisiä, ja vain suurimmat ovat pallomaisia. Asteroidien joukossa on 112 esinettä, joiden halkaisija on 100 km tai enemmän. Suurimmat asteroidit ovat Ceres, Pallas ja Vesta, joiden säteet ovat 487, 269 ja 263 km. Ceres muodostaa 1/3 kaikkien asteroidien massasta.

Tieto asteroidien koostumuksesta antaa meille tietoa niiden heijastavuudesta. Ensimmäiset tutkimukset tällä alueella suoritti E. L. Krinov, joka totesi, että asteroidit eroavat meteoriiteista suurella väriindeksien hajallaan, mikä voidaan selittää riittämättömällä mittaustarkkuudella.

Yksityiskohtaisimmat mittaukset asteroidien ja meteoriittien vertailevasta heijastuksesta tehtiin 1970-luvulla. Kriittinen katsaus saavutuksiin asteroidien tutkimusalan tekivät K. Chapman, D. Morrison ja A. N. Simonenko. Viime vuosina spektrin näkyvän osan asteroidien ja infrapuna-aaltojen astrofysikaalisten havaintojen tuloksena on saatu tietoa, joka on tärkeää asteroidien ja meteoriittien välisen suhteen ymmärtämiseksi.

Tutkittujen asteroidien albedot vaihtelevat välillä 0,019 (Arethusa) - 0,337 (Nysa). Albedosta riippuen asteroidit jaetaan kahteen suureen ryhmään: tummiin eli C-asteroideihin ja suhteellisen vaaleaan eli S-asteroideihin. Ensimmäisessä albedo on alle 0,05, toisessa - yli 0,09. Spektriheijastuksen suhteen tyyppi C on lähellä hiilipitoisia kondriitteja ja tyyppi S on lähellä kivisiä rautameteoriitteja. Pienin heijastuskyky (0,03) on asteroidilla Bamberg. Se on aurinkokunnan pimein esine. Asteroidi 1685 Toro ylittää maapallon kiertoradan ja vastaa heijastuksen suhteen ennen kaikkea tavallisia kondriitteja.

Asteroidien tutkimuksen tärkein tulos on, että asteroidien koostumus osoittautui erilaiseksi asteroidivyöhykkeen eri osissa. D. Morrisonin mukaan C-asteroidien runsaus kasvaa kohti asteroidivyöhykkeen reunaa 50 %:sta (sisäosa) 95 %:iin (reunalla) 3 AU:n etäisyydellä. e. Halkaisijaltaan yli 50 km olevien asteroidikappaleiden yleisyys aurinkokunnassa: tummien C-asteroidien voimakas kasvu reunaosassa ja S-asteroidien lukumäärän lasku.

Siten on paljastunut seuraava kosmokemiallinen säännöllisyys - asteroidien koostumus riippuu heliosentrisestä etäisyydestä. Kun etäisyys Auringosta kasvaa Marsin ja Jupiterin välisessä tilassa, hiilipitoisten kondriittien materiaalia koostumuksensa kaltaisten ja haihtuvilla aineilla rikastettujen esineiden määrä lisääntyy. Fotometristen mittausten mukaan hiilipitoisten kondriittien optiset ominaisuudet vastaavat yleensä C-asteroidien optisia ominaisuuksia.

Fotometristen muutosten perusteella oletetaan meteoriittien ja asteroidien materiaalin geneettistä yhtenäisyyttä. Siksi tutkittujen meteoriittien mineraaliset, rakenteelliset ja kemialliset ominaisuudet voidaan siirtää vastaaviin asteroideihin. Emme kuitenkaan tiedä useimpien Maahan pudonneiden meteoriittien kiertoratoja. Tähän mennessä on ollut mahdollista määrittää vain kolmen meteoriitin - Pribram, Lost City ja Inisfree - kiertoradat (viimeinen putosi 5. helmikuuta 1977 Albertassa, Kanadassa). Näiden meteoriittien kiertoradan aphelion-parametrit ylittävät Marsin kiertoradan putoamalla asteroidivyöhykkeeseen, mutta tämä ei todista, että kaikki Maahan pudonneet meteoriitit olisivat peräisin asteroidivyöhykkeeltä. Tässä vyössä jakautuvat pääasiassa hiilipitoiset-kondriittikappaleet, joiden fragmentit pääsevät harvoin planeettamme pinnalle.

On huomattava, että hiilipitoisia kondriittikappaleita löytyy myös asteroidivyöhykkeen ulkopuolelta. Heijastavuuden suhteen Marsin satelliiteille - Deimos ja Phobos on myös tunnusomaista vastaavuus hiilipitoisten kondriittien kanssa. Jupiteria kiertäville troijalaisasteroideille on myös ominaista heijastus lähellä hiilipitoisia kondriitteja. Jos näiden kappaleiden alhainen heijastavuus johtuu orgaanisen aineen läsnäolosta, voimme päätellä, että tämä aine oli tai on levinnyt laajalti aurinkokunnassa.

Muiden meteoriittien ja asteroidien geneettisen suhteen selvittämiseksi Vesta-asteroidilla on erityinen paikka. Tämän asteroidin spektrofotometriset mittaukset ovat osoittaneet, että sen pintakoostumus on lähellä basalttiakndriitteja. Vestan heijastuneen spektrin tarkempi tutkimus mahdollisti sen materiaalin tunnistamisen eukriteistä ja howardiiteista. Vesta on toistaiseksi ainoa sadasta tutkitusta asteroidista, jonka pinta on lähellä basalttiakndriitteja. Siksi voidaan olettaa, että basalttiakndriitit muodostuivat suuressa asteroidissa. Vesta on todennäköisin kosminen ruumis, joka voisi olla joidenkin akondriitien vanhempi.

Johtopäätös

Tässä kurssityössä tarkastelimme seuraavia tähtitieteellisten havaintojen menetelmiä: auringon aktiivisuuden havainnot, Jupiterin ja sen satelliittien havainnot, komeettojen ja niiden havainnot, hämäräpilvien havainnot, meteoriittihavainnot, auringonpimennysten havainnot, kuun havainnot pimennykset, keinotekoisten maasatelliittien havainnot; tutkii yksityiskohtaisesti asteroidien yksilöllisiä ominaisuuksia.