1. ასტრონომია კურსში ახალი დისციპლინაა, თუმცა თქვენ იცნობთ ზოგიერთ თემას მოკლედ.
2. Რა გჭირდება:

1. სახელმძღვანელო:. ასტრონომია. საბაზო დონე.11 კლასი:სახელმძღვანელო / ბ.ა. ვორონცოვ-ველიამინოვი, ე.კ. Strout - მე-5 გამოცემა, შესწორებული .- M .: Bustard, 2018.-238s, with: ill., 8 sheets. პოლკოვნიკი ჩათვლით - (რუსული სახელმძღვანელო).;
2. ზოგადი რვეული - 48 ფურცელი.

1. როგორ ვიმუშაოთ სახელმძღვანელოსთან.

• იმუშავეთ (და არა წაიკითხეთ) აბზაცში
• ჩაუღრმავდეს არსს, გაუმკლავდეს თითოეულ მოვლენას და პროცესს
• დაამუშავეთ ყველა კითხვა და დავალება აბზაცის შემდეგ, მოკლედ რვეულებში
• შეამოწმეთ თქვენი ცოდნა თემის ბოლოს კითხვების სიაში
• იხილეთ დამატებითი მასალა ინტერნეტში

თემა 1.1 ასტრონომიის საგანი. დაკვირვებები ასტრონომიის საფუძველია.

1.1.1 რას სწავლობს ასტრონომია. მისი მნიშვნელობა და კავშირი სხვა მეცნიერებებთან

ასტრონომია ერთ-ერთი უძველესი მეცნიერებაა, რომლის სათავე ქვის ხანიდან (ძვ. წ. VI-III ათასწლეული) თარიღდება.

ასტრონომია ეს არის მეცნიერება, რომელიც სწავლობს ციური სხეულების და მათი სისტემების მოძრაობას, სტრუქტურას, წარმოშობას და განვითარებას.

ასტრონომია[ბერძ Astron (astron) - ვარსკვლავი, nomos (nomos) - კანონი] - მეცნიერება, რომელიც სწავლობს ციური სხეულების მოძრაობას (განყოფილება "ციური მექანიკა"), მათ ბუნებას (განყოფილება "ასტროფიზიკა"), წარმოშობას და განვითარებას (განყოფილება "კოსმოგონია").

ასტრონომია, ბუნების ერთ-ერთი ყველაზე მომხიბლავი და უძველესი მეცნიერება, იკვლევს არა მხოლოდ აწმყოს, არამედ ჩვენს ირგვლივ მაკრო სამყაროს შორეულ წარსულს და ასევე გვაძლევს საშუალებას დავხატოთ სამყაროს მომავლის მეცნიერული სურათი. ადამიანს ყოველთვის აინტერესებდა კითხვა, თუ როგორ მუშაობს მის გარშემო არსებული სამყარო და რა ადგილი უკავია მასში. ცივილიზაციის გარიჟრაჟზე ხალხთა უმეტესობას ჰქონდა სპეციალური კოსმოლოგიური მითები, რომლებიც მოგვითხრობენ, თუ როგორ ჩნდება სივრცე (წესრიგი) თანდათანობით საწყისი ქაოსიდან, ჩნდება ყველაფერი, რაც გარშემორტყმულია ადამიანს: ცა და დედამიწა, მთები, ზღვები და მდინარეები, მცენარეები და ცხოველები, ასევე. თავად ადამიანი. ათასობით წლის განმავლობაში ცაში მომხდარი ფენომენების შესახებ ინფორმაციის თანდათანობითი დაგროვება ხდება.

ასტრონომიული ცოდნის საჭიროება ნაკარნახევი იყო სასიცოცხლო აუცილებლობით (ფილმების დემონსტრირება: ” კოსმოსის ყველა საიდუმლო #21 - აღმოჩენა - ასტრონომიის ისტორია" და ასტრონომია (2⁄15). უძველესი მეცნიერება.)

გაირკვა, რომ ხმელეთის ბუნების პერიოდულ ცვლილებებს თან ახლავს ვარსკვლავური ცის გარეგნობის ცვლილებები და მზის აშკარა მოძრაობა. გარკვეული სასოფლო-სამეურნეო სამუშაოების დროულად შესასრულებლად საჭირო იყო წელიწადის გარკვეული დროის დასაწყისის გამოთვლა: თესვა, მორწყვა, მოსავლის აღება. მაგრამ ეს შეიძლება გაკეთდეს მხოლოდ მზისა და მთვარის პოზიციისა და მოძრაობის გრძელვადიანი დაკვირვებით შედგენილი კალენდრის გამოყენებით. ასე რომ, ციურ სხეულებზე რეგულარული დაკვირვების საჭიროება განპირობებული იყო დროის დათვლის პრაქტიკული მოთხოვნილებებით. ციური სხეულების მოძრაობის თანდაყოლილი მკაცრი პერიოდულობა ემყარება დროის დათვლის ძირითად ერთეულებს, რომლებიც დღესაც გამოიყენება - დღე, თვე, წელი.

მომხდარი ფენომენების მარტივი ჭვრეტა და მათი გულუბრყვილო ინტერპრეტაცია თანდათან შეიცვალა დაკვირვებული ფენომენების მიზეზების მეცნიერულად ახსნის მცდელობებით. როდესაც ძველ საბერძნეთში (ძვ. წ. VI ს.) დაიწყო ფილოსოფიის, როგორც ბუნების მეცნიერების სწრაფი განვითარება, ასტრონომიული ცოდნა გახდა ადამიანის კულტურის განუყოფელი ნაწილი. ასტრონომია ერთადერთი მეცნიერებაა, რომელმაც მიიღო მისი მფარველი მუზა - ურანია.

ასტრონომიული ცოდნის განვითარების საწყისი მნიშვნელობის შესახებშეიძლება ვიმსჯელოთ ადამიანების პრაქტიკულ საჭიროებებთან დაკავშირებით. ისინი შეიძლება დაიყოს რამდენიმე ჯგუფად:

• სასოფლო-სამეურნეო საჭიროებები(დროების დათვლის აუცილებლობაა დღეები, თვეები, წლები. მაგალითად, ძველ ეგვიპტეში თესვისა და მოსავლის დრო განისაზღვრა მზის ამოსვლამდე ჰორიზონტის კიდიდან უკნიდან კაშკაშა ვარსკვლავის, სოთისის, გამოჩენით. ნილოსის წყალდიდობა);
• ვაჭრობის გაფართოების საჭიროებები, მათ შორის საზღვაო (საზღვაო, სავაჭრო გზების ძიება, ნაოსნობა. ასე რომ, ფინიკიელი მეზღვაურები ხელმძღვანელობდნენ ჩრდილოეთ ვარსკვლავით, რომელსაც ბერძნები ფინიკიურ ვარსკვლავს უწოდებდნენ);
• ესთეტიკური და შემეცნებითი მოთხოვნილებები, ჰოლისტიკური მსოფლმხედველობის საჭიროება(ადამიანი ცდილობდა აეხსნა ბუნებრივი მოვლენებისა და პროცესების პერიოდულობა, გარემომცველი სამყაროს გაჩენა).

ასტრონომიის წარმოშობა ასტროლოგიურ იდეებში დამახასიათებელია უძველესი ცივილიზაციების მითოლოგიური მსოფლმხედველობისთვის.

I-ანტიკური სამყარო(ძვ.წ.). ფილოსოფია →ასტრონომია → მათემატიკის ელემენტები (გეომეტრია). ძველი ეგვიპტე, ძველი ასურეთი, ძველი მაია, ძველი ჩინეთი, შუმერები, ბაბილონია, ძველი საბერძნეთი.

მეცნიერები, რომლებმაც მნიშვნელოვანი წვლილი შეიტანეს ასტრონომიის განვითარებაში: თალესი მილეტელი(625-547, დოქტორი საბერძნეთი), ევდოქსი კნიდოსელი(408-355, სხვა საბერძნეთი), არისტოტელე(384-322, მაკედონია, სხვა საბერძნეთი), არისტარქე სამოსელი(310-230, ალექსანდრია, ეგვიპტე), ერატოსფენები(276-194, ეგვიპტე), ჰიპარქე როდოსელი(190-125, ძველი საბერძნეთი).

არქეოლოგებმა დაადგინეს, რომ ადამიანი ფლობდა საბაზისო ასტრონომიულ ცოდნას უკვე 20 ათასი წლის წინ ქვის ხანაში.

• პრეისტორიული ეტაპი ძვ.წ 25 ათასი წლიდან 4 ათასამდე (კლდეზე მხატვრობა, ბუნებრივი ობსერვატორიები და სხვ.).
• ანტიკური ეტაპი პირობითად შეიძლება ჩაითვალოს ძვ.წ 4000 წლიდან-ძვ.
  • დაახლოებით 4 ათასი ძვ.წ უძველესი მაიას ასტრონომიული ძეგლები, სტოუნჰენჯის ქვის ობსერვატორია (ინგლისი);
  • დაახლოებით 3000 წ პირამიდების ორიენტაცია, პირველი ასტრონომიული ჩანაწერები ეგვიპტეში, ბაბილონში, ჩინეთში;
  • დაახლოებით 2500 წ ეგვიპტური მზის კალენდრის დადგენა;
  • დაახლოებით 2000 წ 1 ცის რუკის შექმნა (ჩინეთი);
  • დაახლოებით 1100 წ ეკლიპტიკის დახრილობის განსაზღვრა ეკვატორისკენ;
• ანტიკური სცენა
  • იდეები დედამიწის სფერულობის შესახებ (პითაგორა, ძვ. წ. 535);
  • მზის დაბნელების წინასწარმეტყველება თალეს მილეტელის მიერ (ძვ. წ. 585);
  • მთვარის ფაზების 19-წლიანი ციკლის დამკვიდრება (მეტონის ციკლი, ძვ. წ. 433);
  • იდეები დედამიწის ბრუნვის შესახებ მისი ღერძის გარშემო (ჰერაკლიტე პონტოელი, ძვ. წ. IV ს.);
  • კონცენტრული წრეების იდეა (ევდოქსი), არისტოტელეს ტრაქტატი "ცაზე" (დედამიწისა და პლანეტების სფერულობის მტკიცებულება) ვარსკვლავების 800 ვარსკვლავის პირველი კატალოგის შედგენა, ჩინეთი (ძვ. წ. IV საუკუნე);
  • ბერძენი ასტრონომების მიერ ვარსკვლავების პოზიციების სისტემატური განსაზღვრის დასაწყისი, სამყაროს სისტემის თეორიის შემუშავება (ძვ. წ. III ს.);
  • პრეცესიის აღმოჩენა, მზისა და მთვარის მოძრაობის პირველი ცხრილები, 850 ვარსკვლავიანი ვარსკვლავური კატალოგი (ჰიპარაკუსი, (ძვ. წ. II ს.);
  • დედამიწის მზის გარშემო მოძრაობის იდეა და დედამიწის ზომის განსაზღვრა (არისტარქე სამოსელი, ერატოსთენე ძვ.წ. 3-2 საუკუნეები);
  • რომის იმპერიაში იულიუსის კალენდრის შემოღება (ძვ. წ. 46);
  • კლავდიუს პტოლემე - "სინტაქსი" (ალმოგესტი) - უძველესი ასტრონომიის ენციკლოპედია, მოძრაობის თეორია, პლანეტარული ცხრილები (140 წ.).

ჰომეროსისა და ჰესიოდეს ლექსები იძლევა წარმოდგენას ამ პერიოდის ბერძნების ასტრონომიული ცოდნის შესახებ: იქ მოხსენიებულია მრავალი ვარსკვლავი და თანავარსკვლავედი, მოცემულია პრაქტიკული რჩევები ციური სხეულების ნავიგაციისთვის და სეზონების განსაზღვრისთვის. წელიწადი. ამ პერიოდის კოსმოლოგიური იდეები მთლიანად მითებიდან იყო ნასესხები: დედამიწა ბრტყლად ითვლება, ცა კი დედამიწაზე დაფუძნებული მყარი თასი. ამ პერიოდის მთავარი გმირები არიან ფილოსოფოსები, ინტუიციურად ეძებს იმას, რასაც მოგვიანებით შემეცნების მეცნიერული მეთოდი ეწოდოს. პარალელურად კეთდება პირველი სპეციალიზებული ასტრონომიული დაკვირვებები, მუშავდება კალენდრის თეორია და პრაქტიკა; პირველად ასტრონომიის საფუძვლად გეომეტრია აღებულია, მათემატიკური ასტრონომიის არაერთი აბსტრაქტული ცნებაა შემოტანილი; მიმდინარეობს მცდელობები, რომ იპოვოთ ფიზიკური ნიმუშები სანათების მოძრაობაში. მეცნიერულად იქნა ახსნილი მთელი რიგი ასტრონომიული ფენომენი, დადასტურდა დედამიწის სფერულობა.

II წინასწარ ტელესკოპურიპერიოდი. (ჩვენი ეპოქა 1610 წლამდე). მეცნიერებისა და ასტრონომიის დაცემა. რომის იმპერიის დაშლა, ბარბაროსების დარბევა, ქრისტიანობის დაბადება. არაბული მეცნიერების სწრაფი განვითარება. მეცნიერების აღორძინება ევროპაში. მსოფლიო სტრუქტურის თანამედროვე ჰელიოცენტრული სისტემა.

კლავდიუს პტოლემე (კლავდიუს პტოლომეოსი) (87-165, დოქტორი რომი), ბირუნი, აბუ რეიჰან მუჰამედ იბნ აჰმედ ალ-ბირუნი(973-1048, თანამედროვე უზბეკეთი), მირზა მუჰამედ იბნ შაჰრუხ იბნ ტიმური (ტარაგაი) ULUGBEK(1394-1449, თანამედროვე უზბეკეთი), ნიკოლაუს კოპერნიკი(1473-1543, პოლონეთი), Tycho (Tige) BRAGE(1546-1601, დანია).

• არაბული პერიოდი. ევროპაში უძველესი სახელმწიფოების დაცემის შემდეგ, უძველესი სამეცნიერო ტრადიციები (ასტრონომიის ჩათვლით) განაგრძობდა განვითარებას არაბულ ხალიფატში, ასევე ინდოეთსა და ჩინეთში.
  • 813 ბაღდადში ასტრონომიული სკოლის (სიბრძნის სახლის) დაარსება;
  • 827 ტიგროსსა და ევფრატს შორის გლობუსის ზომის განსაზღვრა გრადუსული გაზომვებით;
  • 829 ბაღდადის ობსერვატორიის დაარსება;
  • მე-10 საუკუნე მთვარის უთანასწორობის აღმოჩენა (აბუ-ლ-ვაფა, ბაღდადი);
  • 1029 ვარსკვლავის კატალოგი, ეკლიპტიკის დახრილობის გარკვევა ეკვატორისკენ, 1° მერიდიანის სიგრძის განსაზღვრა (1031 გ, ალ-ბირუნი);
  • ასტრონომიის მრავალრიცხოვანი ნაშრომები XV საუკუნის ბოლომდე (ომარ ხაიამის კალენდარი, მზისა და პლანეტების მოძრაობის „ილხანთა ცხრილები“ ​​(ნასირადდინ ტუსი, აზერბაიჯანი), ულუგბეკის შრომები);
• ევროპული აღორძინება. მე-15 საუკუნის ბოლოს ევროპაში ასტრონომიული ცოდნის აღორძინება დაიწყო, რამაც ასტრონომიაში პირველი რევოლუცია გამოიწვია. ასტრონომიაში ეს რევოლუცია გამოწვეული იყო პრაქტიკის მოთხოვნებით - დაიწყო დიდი გეოგრაფიული აღმოჩენების ერა.
  • შორ მანძილზე მოგზაურობებს კოორდინატების განსაზღვრის ზუსტი მეთოდები მოითხოვდა. პტოლემეოსის სისტემა ვერ აკმაყოფილებდა გაზრდილ მოთხოვნილებებს. ქვეყნებმა, რომლებმაც პირველებმა მიაქციეს ყურადღება ასტრონომიული კვლევების განვითარებას, მიაღწიეს უდიდეს წარმატებას ახალი მიწების აღმოჩენასა და განვითარებაში.
  • პორტუგალიაში, ჯერ კიდევ მე-14 საუკუნეში, პრინცმა ჰენრიმ დააარსა ობსერვატორია ნავიგაციის საჭიროებების დასაკმაყოფილებლად და პორტუგალია იყო პირველი ევროპული ქვეყანა, რომელმაც დაიწყო ახალი ტერიტორიების აღება და ექსპლუატაცია.
  • XV-XVI საუკუნეების ევროპული ასტრონომიის ყველაზე მნიშვნელოვანი მიღწევაა პლანეტარული ცხრილები (Regiomontanus from Niurnberg, 1474),
  • ნ.კოპერნიკის ნაშრომები, რომელმაც პირველი რევოლუცია მოახდინა ასტრონომიაში (1515-1540 წწ.),
  • დანიელი ასტრონომის ტიხო ბრაჰეს დაკვირვებები კუნძულ ვანზე მდებარე ურანიბორგის ობსერვატორიაში (ყველაზე ზუსტი ტელესკოპამდელ ეპოქაში).

III ტელესკოპურისპექტროსკოპიის მოსვლამდე (1610-1814 წწ.). ტელესკოპის გამოგონება და მასთან დაკვირვება. პლანეტების მოძრაობის კანონები. პლანეტა ურანის აღმოჩენა. მზის სისტემის ფორმირების პირველი თეორიები.

მეცნიერები, რომლებმაც მნიშვნელოვანი წვლილი შეიტანეს ასტრონომიის განვითარებაში ამ პერიოდში: გალილეო გალილეი(1564-1642, იტალია), იოჰანეს კეპლერი(1571-1630, გერმანია), იან გაველი (GAVELIUS) (1611-1687, პოლონეთი), ჰანს კრისტიან ჰიუგენსი(1629-1695, ნიდერლანდები), ჯოვანი დომენიკო (ჟან დომინიკი) CASINI>(1625-1712, იტალია-საფრანგეთი), ისააკ ნიუტონი(1643-1727, ინგლისი), ედმუნდ გალეი (HALLEY, 1656-1742, ინგლისი), უილიამ (უილიამი) ვილჰელმ ფრიდრიხ ჰერშელი(1738-1822, ინგლისი), პიერ სიმონ ლაპლასი(1749-1827, საფრანგეთი).

• XVII საუკუნის დასაწყისში (Lippershey, Galileo, 1608) შეიქმნა ოპტიკური ტელესკოპი, რომელმაც მნიშვნელოვნად გააფართოვა კაცობრიობის სამყაროს ცოდნის ჰორიზონტი.
  • განისაზღვრება მზის პარალაქსი (1671), რამაც შესაძლებელი გახადა ასტრონომიული ერთეულის მაღალი სიზუსტით დადგენა და სინათლის სიჩქარის დადგენა.
  • დედამიწის ღერძის დახვეწილი მოძრაობები, ვარსკვლავების სწორი მოძრაობები, მთვარის მოძრაობის კანონები,
  • 1609-1618 წლებში კეპლერმა პლანეტა მარსის ამ დაკვირვებებზე დაყრდნობით აღმოაჩინა პლანეტების მოძრაობის სამი კანონი.
  • 1687 წელს ნიუტონმა გამოაქვეყნა უნივერსალური მიზიდულობის კანონი, რომელიც ხსნის პლანეტების მოძრაობის მიზეზებს.
  • იქმნება ციური მექანიკა;
  • განისაზღვრება პლანეტების მასები;
  • მე-19 საუკუნის დასაწყისში (1801 წლის 1 იანვარი) პიაციმ აღმოაჩინა პირველი მცირე პლანეტა (ასტეროიდი) ცერერა;
  • პალასი და ჯუნო აღმოაჩინეს 1802 და 1804 წლებში.

IV სპექტროსკოპია და ფოტოგრაფია. (1814-1900 წწ.). სპექტროსკოპიული დაკვირვებები. ვარსკვლავებამდე მანძილის პირველი განსაზღვრა. პლანეტა ნეპტუნის აღმოჩენა.

მეცნიერები, რომლებმაც მნიშვნელოვანი წვლილი შეიტანეს ასტრონომიის განვითარებაში ამ პერიოდში: ჯოზეფ ფონ ფრაუნჰოფერი(1787-1826, გერმანია), ვასილი იაკოვლევიჩი (ფრიდრიხ ვილჰელმ გეორგი) STRUVE(1793-1864, გერმანია-რუსეთი), ჯორჯ ბიდელი ERI(ჰაეროვანი, 1801-1892, ინგლისი), ფრიდრიხ ვილჰელმ ბესელი(1784-1846, გერმანია), იოჰან გოტფრიდ ჰალი(1812-1910, გერმანია), უილიამ ჰეგინსი (ჰაგინსი, 1824-1910, ინგლისი), ანჯელო სეჩი(1818-1878, იტალია), ფედორ ალექსანდროვიჩ ბრედიხინი(1831-1904, რუსეთი), ედვარდ ჩარლზ პიკერინგი(1846-1919, აშშ).

• 1806 - 1817 წლებში ი.ფრაუნტჰოფერმა (გერმანია) შექმნა სპექტრული ანალიზის საფუძვლები, გაზომა მზის სპექტრის ტალღის სიგრძე და შთანთქმის ხაზები, რითაც საფუძველი ჩაუყარა ასტროფიზიკას.
• 1845 წელს I. Fizau-მ და J. Foucault-მა (საფრანგეთი) მიიღეს მზის პირველი ფოტოები.
• 1845 - 1850 წლებში ლორდ როსმა (ირლანდია) აღმოაჩინა ზოგიერთი ნისლეულის სპირალური სტრუქტურა.
• 1846 წელს ი.გალემ (გერმანია), ვ.ლე ვერიერის (საფრანგეთი) გამოთვლებით აღმოაჩინა პლანეტა ნეპტუნი, რომელიც ციური მექანიკის ტრიუმფი იყო.
• ასტრონომიაში ფოტოგრაფიის დანერგვამ შესაძლებელი გახადა მზის გვირგვინისა და მთვარის ზედაპირის ფოტოების მოპოვება და ვარსკვლავების, ნისლეულებისა და პლანეტების სპექტრების შესწავლის დაწყება.
• ოპტიკისა და ტელესკოპის მშენებლობაში პროგრესმა შესაძლებელი გახადა მარსის თანამგზავრების აღმოჩენა, მარსის ზედაპირის აღწერა ოპოზიციაში დაკვირვებით (დ. სქიაპარელი)
• ასტრომეტრული დაკვირვებების სიზუსტის გაზრდამ შესაძლებელი გახადა ვარსკვლავების წლიური პარალაქსის გაზომვა (სტრუვე, ბესელი, 1838) და დედამიწის პოლუსების მოძრაობის აღმოჩენა.

V-ე Თანამედროვეპერიოდი (1900-დღემდე). ასტრონომიაში ფოტოგრაფიისა და სპექტროსკოპიული დაკვირვების გამოყენების განვითარება. ვარსკვლავების ენერგიის წყაროს პრობლემის გადაჭრა. გალაქტიკების აღმოჩენა. რადიოასტრონომიის გაჩენა და განვითარება. კოსმოსური კვლევა.

• XX საუკუნის დასაწყისში K.E. ციოლკოვსკიმ გამოაქვეყნა პირველი სამეცნიერო ნარკვევი ასტრონავტიკის შესახებ - ”მსოფლიო სივრცეების შესწავლა რეაქტიული მოწყობილობებით”.
• 1905 წელს ა.აინშტაინი ქმნის ფარდობითობის სპეციალურ თეორიას
• 1907 - 1916 წლებში ფარდობითობის ზოგადი თეორია, რამაც შესაძლებელი გახადა აეხსნა არსებული წინააღმდეგობები არსებულ ფიზიკურ თეორიასა და პრაქტიკას შორის, ბიძგი მისცა ვარსკვლავების ენერგიის საიდუმლოს ამოხსნას, სტიმული მისცა კოსმოლოგიური თეორიების განვითარებას.
• 1923 წელს ე.ჰაბლმა დაამტკიცა სხვა ვარსკვლავური სისტემების - გალაქტიკების არსებობა
• 1929 წელს ე.ჰაბლმა აღმოაჩინა გალაქტიკების სპექტრებში „წითელი ცვლის“ კანონი.
• 1918 წელს მაუნტ ვილსონის ობსერვატორიაში დამონტაჟდა 2,5 მეტრიანი რეფლექტორი, 1947 წელს კი იქ 5 მეტრიანი რეფლექტორი ამოქმედდა).
• რადიო ასტრონომია გაჩნდა 1930-იან წლებში პირველი რადიოტელესკოპების მოსვლასთან ერთად.
• 1933 წელს კარლ იანსკიმ Bell Labs-დან აღმოაჩინა რადიოტალღები, რომლებიც მომდინარეობდა გალაქტიკის ცენტრიდან.
• გროტე რებერმა ააშენა პირველი პარაბოლური რადიოტელესკოპი 1937 წელს.
• 1948 წელს რაკეტების გაშვებამ ატმოსფეროს მაღალ ფენებში (აშშ) შესაძლებელი გახადა მზის გვირგვინიდან რენტგენის გამოსხივების აღმოჩენა.
• არონომებმა დაიწყეს ციური სხეულების ფიზიკური ბუნების შესწავლა და საგრძნობლად გააფართოვეს შესასწავლი სივრცის საზღვრები.
• ასტროფიზიკა ასტრონომიის წამყვან დარგად იქცა, განსაკუთრებით დიდი განვითარება მიიღო მე-20 საუკუნეში. და დღესაც სწრაფად იზრდება.
• 1957 წელს საფუძველი ჩაეყარა კვლევის თვისობრივად ახალ მეთოდებს, რომლებიც დაფუძნებულია ხელოვნური ციური სხეულების გამოყენებაზე, რამაც შემდგომში გამოიწვია ასტროფიზიკის ახალი დარგების გაჩენა.
• 1957 წელს სსრკ-მ გაუშვა პირველი ხელოვნური დედამიწის თანამგზავრი, რომელმაც კაცობრიობისთვის კოსმოსური ეპოქის დასაწყისი დაიწყო.
• კოსმოსურმა ხომალდმა დედამიწის ატმოსფეროდან ინფრაწითელი, რენტგენის და გამა-სხივების ტელესკოპების გამოტანა შესაძლებელი გახადა).
• პირველი პილოტირებული კოსმოსური ფრენები (1961, სსრკ), ადამიანების პირველი დაშვება მთვარეზე (1969, აშშ) ეპოქალური მოვლენაა მთელი კაცობრიობისთვის.
• მთვარის ნიადაგის მიწოდება დედამიწაზე (ლუნა-16, სსრკ, 1970 წ.),
• დასაშვები მანქანების დაშვება ვენერასა და მარსის ზედაპირზე,
• ავტომატური პლანეტათაშორისი სადგურების გაგზავნა მზის სისტემის უფრო შორეულ პლანეტებზე.

(დამატებითი ინფორმაციისთვის იხ კოსმოსის კვლევის ვადებიდა კოსმოსის კვლევის ვადები.)

1.1.2 ასტრონომიის კავშირი სხვა მეცნიერებებთან.

ბუნების ოდესღაც ერთიანი მეცნიერებიდან - ფილოსოფია - ასტრონომია, მათემატიკა და ფიზიკა არასოდეს დაკარგულა ერთმანეთთან მჭიდრო კავშირი. ასტრონომიამ ისეთი წამყვანი როლი ითამაშა მეცნიერების ისტორიაში, რომ ბევრმა მეცნიერმა მისგან ამოცანები აიღო და ამ პრობლემების გადაჭრის მეთოდები შექმნა. ასტრონომიას, მათემატიკასა და ფიზიკას არასოდეს დაუკარგავთ ურთიერთობა, რაც აისახება მრავალი მეცნიერის საქმიანობაში.

ასტრონომიის კავშირი სხვა მეცნიერებებთან- სამეცნიერო სფეროების ურთიერთშეღწევა და ურთიერთგავლენა:

მათემატიკა	უძველესი დროიდან ასტრონომიისა და მათემატიკის განვითარება მჭიდროდ იყო დაკავშირებული. ბერძნულიდან თარგმნილი მათემატიკის ერთ-ერთი განყოფილების სახელი - გეომეტრია - ნიშნავს "გამოკითხვას". დედამიწის რადიუსის პირველი გაზომვები ჩატარდა ჯერ კიდევ ჩვენს წელთაღრიცხვამდე III საუკუნეში. ძვ.წ ე. შუადღისას მზის სიმაღლეზე ასტრონომიულ დაკვირვებებზე დაყრდნობით. წრის უჩვეულო, მაგრამ ნაცნობ დაყოფას 360 ° -ზე აქვს ასტრონომიული წარმოშობა: ის წარმოიშვა, როდესაც ითვლებოდა, რომ წლის ხანგრძლივობა 360 დღეა, ხოლო მზე, დედამიწის გარშემო ყოველდღე მოძრაობს, ერთ ნაბიჯს დგამს - ხარისხი. მიახლოებითი გამოთვლების მეთოდების გამოყენება, მცირე კუთხეების ტრიგონომეტრიული ფუნქციების ჩანაცვლება თავად კუთხეების მნიშვნელობებით, გამოსახული რადიანის ზომით, შეიძლება მოყვანილი იყოს ლოგარითმი და ურთიერთობის მრავალი სხვა მაგალითი.
ფიზიკა	ციური სხეულების მოძრაობაზე ასტრონომიულმა დაკვირვებებმა და მათი მდებარეობის წინასწარ გაანგარიშების აუცილებლობამ მნიშვნელოვანი როლი ითამაშა არა მხოლოდ მათემატიკის, არამედ ფიზიკის ძალიან მნიშვნელოვანი დარგის განვითარებაში ადამიანის პრაქტიკული საქმიანობისთვის - მექანიკა. ბუნების ოდესღაც ერთიანი მეცნიერებიდან - ფილოსოფია - ასტრონომია, მათემატიკა და ფიზიკა არასოდეს კარგავენ მჭიდრო კავშირს ერთმანეთთან. ამ მეცნიერებათა ურთიერთობა პირდაპირ აისახება მრავალი მეცნიერის საქმიანობაში. შორს არის შემთხვევითი, მაგალითად, ეს გალილეო გალილეი და ისააკ ნიუტონი ცნობილია თავისი მოღვაწეობით როგორც ფიზიკაში, ასევე ასტრონომიაში. გარდა ამისა, ნიუტონი არის დიფერენციალური და ინტეგრალური გამოთვლების ერთ-ერთი შემქმნელი. მის მიერ ჩამოყალიბებული მე-17 საუკუნის ბოლოს. უნივერსალური გრავიტაციის კანონმა გახსნა ამ მათემატიკური მეთოდების გამოყენების შესაძლებლობა პლანეტებისა და მზის სისტემის სხვა სხეულების მოძრაობის შესასწავლად. გაანგარიშების მეთოდების მუდმივი გაუმჯობესება მე-18 საუკუნეში. გამოიტანა ასტრონომიის ეს ნაწილი - ციური მექანიკა- იმ ეპოქის სხვა მეცნიერებებს შორის წინა პლანზე. დედამიწის პოზიციის საკითხი სამყაროში, სტაციონარულია თუ მზის გარშემო მოძრაობს, XVI-XVII სს. მნიშვნელოვანი გახდა როგორც ასტრონომიისთვის, ასევე სამყაროს გაგებისთვის. ჰელიოცენტრული დოქტრინა ნიკოლოზ კოპერნიკი იყო არა მხოლოდ მნიშვნელოვანი ნაბიჯი ამ მეცნიერული პრობლემის გადასაჭრელად, არამედ ხელი შეუწყო მეცნიერული აზროვნების სტილის შეცვლას, ახალი გზის გახსნას მიმდინარე ფენომენების გასაგებად. მეცნიერების განვითარების ისტორიაში არაერთხელ ცდილობდნენ ცალკეული მოაზროვნეები შეეზღუდათ სამყაროს შეცნობის შესაძლებლობები. შესაძლოა, ბოლო ასეთი მცდელობა მოხდა სპექტრული ანალიზის აღმოჩენამდე ცოტა ხნით ადრე. „განაჩენი“ მკაცრი იყო: „ჩვენ წარმოვიდგენთ მათი (ციური სხეულების) ფორმების, მანძილების, ზომებისა და მოძრაობების დადგენის შესაძლებლობას, მაგრამ ვერასდროს ვერანაირად ვერ შევძლებთ მათი ქიმიური შემადგენლობის შესწავლას...“ ( ო. კონტი). სპექტრალური ანალიზის აღმოჩენამ და მისმა გამოყენებამ ასტრონომიაში აღნიშნა ფიზიკის ფართო გამოყენების დასაწყისი ციური სხეულების ბუნების შესწავლაში და განაპირობა სამყაროს მეცნიერების ახალი ფილიალის გაჩენა - ასტროფიზიკა.თავის მხრივ, მზეზე, ვარსკვლავებსა და გარე სივრცეში არსებული პირობების "მიწიერი" თვალსაზრისით უჩვეულოობამ ხელი შეუწყო ფიზიკური თეორიების განვითარებას, რომლებიც აღწერს მატერიის მდგომარეობას დედამიწაზე ძნელად შესაქმნელად. უფრო მეტიც, მე-20 საუკუნეში, განსაკუთრებით მის მეორე ნახევარში, ასტრონომიის მიღწევებმა ისევ, როგორც კოპერნიკის დროს, გამოიწვია სერიოზული ცვლილებები მსოფლიოს სამეცნიერო სურათში, სამყაროს ევოლუციის შესახებ იდეების ჩამოყალიბებამდე. აღმოჩნდა, რომ სამყარო, რომელშიც ჩვენ დღეს ვცხოვრობთ, სრულიად განსხვავებული იყო რამდენიმე მილიარდი წლის წინ - მასში არ იყო გალაქტიკები, ვარსკვლავები, პლანეტები. მისი განვითარების საწყის ეტაპზე მიმდინარე პროცესების ასახსნელად, მას დასჭირდა თანამედროვე თეორიული ფიზიკის მთელი არსენალი, მათ შორის ფარდობითობის თეორია, ატომური ფიზიკა, კვანტური ფიზიკა და ელემენტარული ნაწილაკების ფიზიკა. ასტრონომიისა და ფიზიკის ურთიერთქმედება კვლავაც მოქმედებს სხვა მეცნიერებების, ტექნოლოგიების, ენერგეტიკისა და ეროვნული ეკონომიკის სხვადასხვა სექტორების განვითარებაზე. ამის მაგალითია ასტრონავტიკის შექმნა და განვითარება. სარაკეტო ტექნოლოგიის განვითარებამ კაცობრიობას კოსმოსში შესვლის საშუალება მისცა. ერთის მხრივ, ამან მნიშვნელოვნად გააფართოვა დედამიწის გარეთ არსებული ყველა ობიექტის შესწავლის შესაძლებლობა და განაპირობა ციური მექანიკის განვითარების ახალი აღმავლობა, რომელიც წარმატებით ითვლის ავტომატური და პილოტირებული კოსმოსური ხომალდების ორბიტებს სხვადასხვა მიზნებისთვის. მეორე მხრივ, ასტროფიზიკიდან მომდინარე დისტანციური ზონდირების მეთოდები ახლა ფართოდ გამოიყენება ჩვენი პლანეტის შესწავლაში ხელოვნური თანამგზავრებისა და ორბიტალური სადგურებიდან. მზის სისტემის სხეულების შესწავლის შედეგები საშუალებას იძლევა უკეთ გავიგოთ დედამიწაზე მიმდინარე გლობალური, მათ შორის ევოლუციური პროცესები. მისი არსებობის კოსმოსურ ეპოქაში შესვლისა და სხვა პლანეტებზე ფრენისთვის მომზადების შემდეგ, კაცობრიობას არ აქვს უფლება დაივიწყოს დედამიწა და სრულად უნდა გააცნობიეროს მისი უნიკალური ბუნების შენარჩუნების აუცილებლობა. შესწავლილია მოძრაობა გრავიტაციულ და მაგნიტურ ველებში, ნივთიერების მდგომარეობის აღწერა; რადიაციული პროცესები; ინდუქციური დინებები პლაზმის ფორმირების კოსმოსურ ობიექტებში. შემუშავებულია მეთოდები პლაზმის შეზღუდული მოცულობით შეზღუდვისთვის, "შეჯახების გარეშე" პლაზმის კონცეფცია, MHD გენერატორები, კვანტური გამოსხივების გამაძლიერებლები (მაზერები) და ა.შ.
გეოგრაფია	ასტრონომიული დაკვირვებები დიდი ხანია საშუალებას აძლევს ადამიანებს ნავიგაცია გაეტარებინათ უცნობ რელიეფზე და ზღვაზე. კოორდინატების განსაზღვრის ასტრონომიული მეთოდების შემუშავება XV-XVII სს. დიდწილად განპირობებული იყო ნავიგაციის განვითარებით და ახალი სავაჭრო გზების ძიებამ. გეოგრაფიული რუქების შედგენა, დედამიწის ფორმისა და ზომის დიდი ხნის განმავლობაში გარკვევა გახდა ერთ-ერთი მთავარი ამოცანა, რომელიც პრაქტიკულმა ასტრონომიამ გადაჭრა. გზაზე ნავიგაციის ხელოვნება ზეციურ სხეულებზე დაკვირვებით, ე.წ ნავიგაცია,ახლა მას იყენებენ არა მხოლოდ ნავიგაციასა და ავიაციაში, არამედ ასტრონავტიკაშიც. ასტრონომია, გეოგრაფია და გეოფიზიკააკავშირებს დედამიწის, როგორც მზის სისტემის ერთ-ერთი პლანეტის შესწავლას, მის ძირითად ფიზიკურ მახასიათებლებს (ფორმა, ბრუნვა, ზომა, მასა და ა.შ.) და კოსმოსური ფაქტორების გავლენა დედამიწის გეოგრაფიაზე: სტრუქტურა და შემადგენლობა. დედამიწის ინტერიერი და ზედაპირი, რელიეფი და კლიმატი, პერიოდული, სეზონური და გრძელვადიანი, ლოკალური და გლობალური ცვლილებები ატმოსფეროში, დედამიწის ჰიდროსფერო და ლითოსფერო - მაგნიტური ქარიშხალი, მოქცევა, სეზონების ცვლილება, მაგნიტური ველების დრიფტი, დათბობა და ყინული. ასაკი და ა.შ., კოსმოსური ფენომენებისა და პროცესების ზემოქმედების შედეგად (მზის აქტივობა, მთვარის ბრუნი დედამიწის გარშემო, დედამიწის ბრუნვა მზის გარშემო და ა.შ.); ასევე სივრცეში ორიენტაციისა და იმ რელიეფის კოორდინატების განსაზღვრის ასტრონომიულ მეთოდებს, რომლებსაც მნიშვნელობა არ დაუკარგავთ. ერთ-ერთი ახალი მეცნიერება იყო კოსმოსური გეოგრაფია - დედამიწის ინსტრუმენტული კვლევების ნაკრები კოსმოსიდან სამეცნიერო და პრაქტიკული საქმიანობის მიზნებისათვის. ღრუბლების ბუნება დედამიწაზე და სხვა პლანეტებზე; მოქცევა ოკეანეში, ატმოსფეროში და დედამიწის მყარ ქერქში; წყლის აორთქლება ოკეანეების ზედაპირიდან მზის რადიაციის გავლენის ქვეშ; მზის მიერ დედამიწის ზედაპირის სხვადასხვა ნაწილის არათანაბარი გათბობა, ატმოსფერული დინების მიმოქცევის შექმნა - ეს მხოლოდ რამდენიმე მაგალითია ასტრონომიასა და გეოგრაფიას შორის.
ქიმია	ასტრონომია და ქიმიადააკავშირეთ კოსმოსში ქიმიური ელემენტების და მათი იზოტოპების წარმოშობისა და გავრცელების კვლევის საკითხები, სამყაროს ქიმიური ევოლუცია. კოსმოქიმიის მეცნიერება, რომელიც წარმოიშვა ასტრონომიის, ფიზიკისა და ქიმიის კვეთაზე, მჭიდრო კავშირშია ასტროფიზიკას, კოსმოგონიასა და კოსმოლოგიასთან, სწავლობს კოსმოსური სხეულების ქიმიურ შემადგენლობას და დიფერენცირებულ შინაგან სტრუქტურას, კოსმოსური ფენომენების და პროცესების გავლენას კურსზე. ქიმიური რეაქციები, სამყაროში ქიმიური ელემენტების გავრცელებისა და განაწილების კანონები, ატომების კომბინაცია და მიგრაცია სივრცეში მატერიის წარმოქმნის დროს, ელემენტების იზოტოპური შემადგენლობის ევოლუცია. ქიმიკოსებისთვის დიდ ინტერესს იწვევს ქიმიური პროცესების შესწავლა, რომლებიც, მათი მასშტაბის ან სირთულის გამო, რთულია ან სრულიად განუმეორებელია ხმელეთის ლაბორატორიებში (ნივთიერება პლანეტების ინტერიერში, რთული ქიმიური ნაერთების სინთეზი ბნელ ნისლეულებში და ა.შ.). ასტრონომია და ქიმია ეხმარებოდნენ ერთმანეთს ვარსკვლავების ატმოსფეროში ახალი ქიმიური ელემენტების აღმოჩენაში, სპექტრული მეთოდების შემუშავებაში; ციური სხეულების შემადგენელი აირების ქიმიური თვისებების შესწავლაში; ვარსკვლავთშორის მატერიაში ცხრა ატომის შემცველი მოლეკულების აღმოჩენაში, მეთილაცეტილენისა და ფორმამიდის რთული ორგანული ნაერთების არსებობის დადასტურებაში და სხვ.
ბიოლოგია	კავშირი ასტრონომია და ბიოლოგიაგანისაზღვრება მათი ევოლუციური ბუნებით. ასტრონომია სწავლობს კოსმოსური ობიექტების და მათი სისტემების ევოლუციას უსულო მატერიის ორგანიზების ყველა დონეზე, ისევე როგორც ბიოლოგია სწავლობს ცოცხალი მატერიის ევოლუციას. ასტრონომიასა და ბიოლოგიას აკავშირებს დედამიწაზე და სამყაროში სიცოცხლისა და ინტელექტის გაჩენისა და არსებობის პრობლემები; სიცოცხლის წარმოშობის, ცოცხალი ორგანიზმების ადაპტაციისა და ევოლუციის ჰიპოთეზები; ხმელეთისა და კოსმოსური ეკოლოგიისა და კოსმოსური პროცესებისა და ფენომენების ზემოქმედება დედამიწის ბიოსფეროზე; მიმდებარე გარე სივრცის დაბინძურება მატერიით და გამოსხივებით.
ამბავი	კავშირი ასტრონომიათან ისტორია და სოციალური მეცნიერებამატერიალური სამყაროს განვითარების შესწავლა მატერიის ორგანიზების თვისობრივად მაღალ დონეზე, განპირობებულია ასტრონომიული ცოდნის გავლენით ადამიანების მსოფლმხედველობაზე და მეცნიერების, ტექნოლოგიების, სოფლის მეურნეობის, ეკონომიკისა და კულტურის განვითარებაზე; კაცობრიობის სოციალურ განვითარებაზე კოსმიური პროცესების გავლენის საკითხი ღიად რჩება.
ლიტერატურა	ვარსკვლავური ცის სილამაზემ გააღვიძა ფიქრები სამყაროს სიდიადეზე და შთააგონა მწერლები და პოეტები. ასტრონომიული დაკვირვებები ატარებს მძლავრ ემოციურ მუხტს, ასახავს ადამიანის გონების ძალას და მის უნარს სამყაროს შეცნობის, სილამაზის განცდის დანერგვას და მეცნიერული აზროვნების განვითარებას. ასე გაჩნდა უძველესი მითები და ლეგენდები ლიტერატურულ ნაწარმოებებად; სამეცნიერო ფანტასტიკური ლიტერატურა.
ფილოსოფია	ასტრონომიის კავშირი "მეცნიერებათა მეცნიერებასთან" - ფილოსოფია- განპირობებულია იმით, რომ ასტრონომიას, როგორც მეცნიერებას აქვს არა მხოლოდ განსაკუთრებული, არამედ უნივერსალური, ჰუმანიტარული ასპექტი, უდიდესი წვლილი შეაქვს სამყაროში ადამიანისა და კაცობრიობის ადგილის გარკვევაში, "ადამიანი - სამყარო" ურთიერთობის შესწავლაში. ". ყოველ კოსმიურ ფენომენსა და პროცესში ჩანს ბუნების ძირითადი, ფუნდამენტური კანონების გამოვლინებები. ასტრონომიული კვლევების საფუძველზე ყალიბდება მატერიისა და სამყაროს შემეცნების პრინციპები, უმნიშვნელოვანესი ფილოსოფიური განზოგადება. ასტრონომიამ გავლენა მოახდინა ყველა ფილოსოფიური სწავლების განვითარებაზე. სამყაროს შესახებ თანამედროვე იდეების გვერდის ავლით სამყაროს ფიზიკური სურათის ჩამოყალიბება შეუძლებელია - ის აუცილებლად დაკარგავს თავის იდეოლოგიურ მნიშვნელობას.

1.1.3 სამყაროს სტრუქტურა და მასშტაბი

თქვენ უკვე იცით, რომ ჩვენი დედამიწა თავისი თანამგზავრით მთვარე, სხვა პლანეტები და მათი თანამგზავრები, კომეტები და მცირე პლანეტები ბრუნავს მზის გარშემო, რომელსაც ყველა ეს სხეული ქმნის. მზის სისტემა.თავის მხრივ, მზე და ცაზე ხილული ყველა სხვა ვარსკვლავი არის უზარმაზარი ვარსკვლავური სისტემის ნაწილი - ჩვენი. გალაქტიკა.მზის სისტემასთან უახლოესი ვარსკვლავი იმდენად შორს არის, რომ სინათლე, რომელიც მოძრაობს 300 000 კმ/წმ სიჩქარით, მისგან დედამიწამდე ოთხ წელზე მეტი ხნის განმავლობაში მოძრაობს. ვარსკვლავები ციური სხეულების ყველაზე გავრცელებული ტიპია, მათგან ასობით მილიარდი მხოლოდ ჩვენს გალაქტიკაშია. ამ ვარსკვლავური სისტემის მიერ დაკავებული მოცულობა იმდენად დიდია, რომ სინათლე მას მხოლოდ 100000 წელიწადში გადალახავს.

In სამყაროჩვენნაირი სხვა მრავალი გალაქტიკაა. ეს არის გალაქტიკების მდებარეობა და მოძრაობა, რომელიც განსაზღვრავს მთლიანი სამყაროს სტრუქტურასა და სტრუქტურას. გალაქტიკები იმდენად შორს არიან ერთმანეთისგან, რომ შეუიარაღებელი თვალით მხოლოდ შემდეგი სამის დანახვა შეგიძლიათ: ორი სამხრეთ ნახევარსფეროში, ხოლო რუსეთის ტერიტორიიდან მხოლოდ ერთი - ანდრომედას ნისლეული. ყველაზე შორეული გალაქტიკებიდან სინათლე დედამიწამდე 10 მილიარდ წელიწადში აღწევს. ვარსკვლავებისა და გალაქტიკების მატერიის მნიშვნელოვანი ნაწილი ისეთ პირობებშია, რომ შეუძლებელია ხმელეთის ლაბორატორიებში შექმნა. მთელი გარე სივრცე სავსეა ელექტრომაგნიტური გამოსხივებით, გრავიტაციული და მაგნიტური ველებით, ვარსკვლავებს შორის გალაქტიკებში და გალაქტიკებს შორის არის ძალიან იშვიათი ნივთიერება გაზის, მტვრის, ცალკეული მოლეკულების, ატომებისა და იონების, ატომის ბირთვებისა და ელემენტარული ნაწილაკების სახით.

სამყაროს ყველა სხეული ქმნის სხვადასხვა სირთულის სისტემებს:

1. მზის სისტემა - მზე და მის ირგვლივ მოძრავი ციური სხეულები (პლანეტები, კომეტები, პლანეტების თანამგზავრები, ასტეროიდები), მზე თვითმნათობი სხეულია, სხვა სხეულები, დედამიწის მსგავსად, ანათებენ არეკლილი შუქით. SS-ის ასაკი ~5 მილიარდი წელია. ასეთი ვარსკვლავური სისტემების უზარმაზარი რაოდენობაა პლანეტებითა და სხვა სხეულებით სამყაროში.
2. ცაზე ხილული ვარსკვლავები , მათ შორის ირმის ნახტომი არის ვარსკვლავების მცირე ნაწილი, რომლებიც შეადგენენ გალაქტიკები (ან დავარქვათ ჩვენს გალაქტიკას ირმის ნახტომი) - ვარსკვლავთა სისტემები, მათი გროვები და ვარსკვლავთშორისი გარემო. ასეთი გალაქტიკა ბევრია, სინათლე უახლოესი გალაქტიკებიდან მილიონობით წლის განმავლობაში მიემგზავრება ჩვენთან. გალაქტიკების ასაკი 10-15 მილიარდი წელია.
3. გალაქტიკები გაერთიანება ერთგვარ კლასტერებში (სისტემებში)

ყველა სხეული მუდმივ მოძრაობაში, ცვლილებაში, განვითარებაშია. პლანეტებს, ვარსკვლავებს, გალაქტიკებს აქვთ საკუთარი ისტორია, რომელიც ხშირად მილიარდობით წელშია დათვლილი.

მოგეხსენებათ, მანძილი დედამიწასთან უახლოეს ციურ სხეულამდე - მთვარე დაახლოებით 400 000 კმ-ია. ყველაზე შორეული ობიექტები ჩვენგან განლაგებულია ისეთ მანძილზე, რომელიც მთვარემდე მანძილს 10-ჯერ აღემატება.

შევეცადოთ წარმოვიდგინოთ ციური სხეულების ზომები და მათ შორის მანძილი სამყაროში, ცნობილი მოდელის გამოყენებით - დედამიწის სასკოლო გლობუსი, რომელიც ჩვენს პლანეტაზე 50 მილიონი ჯერ პატარაა. ამ შემთხვევაში მთვარე უნდა გამოვსახოთ ბურთის სახით 7 სმ დიამეტრით, რომელიც მდებარეობს გლობუსიდან დაახლოებით 7,5 მ მანძილზე, მზის მოდელის დიამეტრი იქნება 28 მ და იქნება 3 მანძილიდან. კმ, ხოლო პლუტონის მოდელი - მზის სისტემის ყველაზე შორეული პლანეტა - ჩვენგან 120 კმ-ით მოიხსნება. მოდელის ამ მასშტაბის ჩვენთან უახლოესი ვარსკვლავი განთავსდება დაახლოებით 800 000 კმ მანძილზე, ანუ მთვარეზე 2-ჯერ უფრო შორს. ჩვენი გალაქტიკა დაახლოებით მზის სისტემის ზომამდე შემცირდება, მაგრამ ყველაზე შორეული ვარსკვლავები მაინც გარეთ იქნებიან.

დიაგრამაზე ნაჩვენებია სისტემა და დისტანციები:

1 ასტრონომიული ერთეული = 149,6 მილიონი კმ(საშუალო მანძილი დედამიწიდან მზემდე).

1pc (პარსეკი) = 206265 AU = 3, 26 ქ. წლები

1 სინათლის წელიწადი(წმ. წელი) არის მანძილი, რომელსაც სინათლის სხივი გადის თითქმის 300 000 კმ/წმ სიჩქარით 1 წელიწადში. 1 სინათლის წელი უდრის 9,46 მილიონ კილომეტრს!

1.1.4 ასტრონომიის თავისებურებები და მისი მეთოდები

ათასობით წლის განმავლობაში, ასტრონომები სწავლობდნენ ციური ობიექტების პოზიციას ვარსკვლავურ ცაზე და მათ ორმხრივ მოძრაობას დროთა განმავლობაში. ამიტომაც, დიდი ხნის განმავლობაში, უფრო სწორად, ძვ.წ III საუკუნიდან დომინირებდა კლავდიუს პტოლემეოსის მსოფლიო წესრიგის გეოცენტრული სისტემა. შეგახსენებთ, რომ მისი მიხედვით, პლანეტა დედამიწა იყო მთელი სამყაროს ცენტრში და მის გარშემო ტრიალებდა ყველა სხვა ციური სხეული, მზის ჩათვლით.

და მხოლოდ მე -16 საუკუნის შუა ხანებში, უფრო სწორად 1543 წელს, გამოვიდა ნიკოლაუს კოპერნიკის დიდი ნაშრომი "ციური სფეროების რევოლუციის შესახებ", რომელშიც ის ამტკიცებდა, რომ ჩვენი სისტემის ცენტრი არ არის დედამიწა, არამედ მზე. ასე გაჩნდა ჰელიოცენტრული დოქტრინა, რომელმაც სამყაროს ცოდნის გასაღები მისცა.

ასტრონომიული დაკვირვებები ციური ობიექტებისა და ფენომენების შესწავლის ძირითად მეთოდს წარმოადგენს.

ასტრონომიული დაკვირვებები არის ინფორმაციის მიზანმიმართული და აქტიური რეგისტრაცია სამყაროში მიმდინარე პროცესებისა და ფენომენების შესახებ.

ასტრონომია სწავლობს სამყაროს სტრუქტურას, მოძრაობას, ფიზიკურ ბუნებას, ციური სხეულების წარმოშობას და ევოლუციას და მათ მიერ წარმოქმნილ სისტემებს. ასტრონომია ასევე იკვლევს ჩვენს გარშემო არსებული სამყაროს ფუნდამენტურ თვისებებს. შესწავლილი ობიექტებისა და ფენომენების უზარმაზარი სივრცე-დროითი მასშტაბები განსაზღვრავს ასტრონომიის გამორჩეული თვისებები.

ინფორმაციას იმის შესახებ, თუ რა ხდება დედამიწის გარეთ კოსმოსში, მეცნიერები ძირითადად იღებენ ამ ობიექტებიდან მომდინარე სინათლისა და სხვა სახის გამოსხივების საფუძველზე. ასტრონომიაში ინფორმაციის ძირითადი წყარო დაკვირვებებია.ეს პირველი თვისებაასტრონომია განასხვავებს მას სხვა საბუნებისმეტყველო მეცნიერებებისგან (მაგალითად, ფიზიკა ან ქიმია), სადაც ექსპერიმენტები მნიშვნელოვან როლს თამაშობენ. დედამიწის გარეთ ექსპერიმენტების შესაძლებლობები მხოლოდ ასტრონავტიკის წყალობით გაჩნდა. მაგრამ ამ შემთხვევებშიც კი საუბარია ექსპერიმენტული კვლევების მცირე მასშტაბის ჩატარებაზე, როგორიცაა, მაგალითად, მთვარის ან მარსის ქანების ქიმიური შემადგენლობის შესწავლა. ძნელი წარმოსადგენია ექსპერიმენტები პლანეტაზე მთლიანობაში, ვარსკვლავზე თუ გალაქტიკაზე.

მეორე თვისებაასტრონომიაში შესწავლილი მთელი რიგი ფენომენების მნიშვნელოვანი ხანგრძლივობის გამო (ასობით მილიონ და მილიარდ წლამდე). აქედან გამომდინარე, შეუძლებელია უშუალოდ დაკვირვება მიმდინარე ცვლილებებზე. მზეზე მომხდარი ცვლილებებიც კი აღირიცხება დედამიწაზე მხოლოდ 8 წუთისა და 19 წამის შემდეგ (ეს არის რამდენი დრო სჭირდება სინათლეს მზიდან დედამიწამდე მანძილის გავლას). რაც შეეხება შორეულ გალაქტიკებს, აქ უკვე მილიარდობით წელზეა საუბარი. ანუ შორეული ვარსკვლავური სისტემების შესწავლით ჩვენ ვსწავლობთ მათ წარსულს. როდესაც ცვლილებები განსაკუთრებით ნელია, უნდა დააკვირდეთ ბევრ დაკავშირებულ ობიექტს, როგორიცაა ვარსკვლავები. ვარსკვლავების ევოლუციის შესახებ ძირითადი ინფორმაცია ამ გზით არის მიღებული.

მესამე თვისებაასტრონომია განპირობებულია ციური სხეულების პოზიციის (მათი კოორდინატების) მითითების აუცილებლობით და იმის გარჩევის შეუძლებლობით, რომელია ჩვენგან უფრო ახლოს და რომელი უფრო შორს. ერთი შეხედვით, ყველა დაკვირვებული მნათობი ერთნაირად შორს გვეჩვენება. ჩვენ, როგორც ანტიკურ ხალხს, გვეჩვენება, რომ ყველა ვარსკვლავი ჩვენგან თანაბრად შორს არის და განლაგებულია ცის გარკვეულ სფერულ ზედაპირზე - ციურ სფეროზე - რომელიც, მთლიანობაში, დედამიწის გარშემო ბრუნავს.

ასე რომ, როგორც მეცნიერება, ასტრონომია ძირითადად დაკვირვებებს ეფუძნება. ფიზიკოსებისგან განსხვავებით, ასტრონომებს მოკლებული აქვთ ექსპერიმენტების შესაძლებლობა. ციური სხეულების შესახებ თითქმის ყველა ინფორმაცია ჩვენამდე ელექტრომაგნიტური გამოსხივებით არის მოტანილი. მხოლოდ ბოლო ორმოცი წლის განმავლობაში იქნა შესწავლილი ცალკეული სამყაროები უშუალოდ: პლანეტების ატმოსფეროს გამოკვლევა, მთვარის და მარსის ნიადაგის შესწავლა, უშუალოდ ტიტანის ატმოსფეროს შესწავლა.

მე-19 საუკუნეში ფიზიკური კვლევის მეთოდებმა შეაღწია ასტრონომიაში და წარმოიშვა სიმბიოზური მეცნიერება - ასტროფიზიკა, რომელიც სწავლობს კოსმოსური სხეულების ფიზიკურ თვისებებს. ასტროფიზიკაიყოფა: ა) პრაქტიკული ასტროფიზიკა, რომელიც შეიმუშავებს და იყენებს ასტროფიზიკური კვლევის პრაქტიკულ მეთოდებს და მათთან დაკავშირებულ ინსტრუმენტებსა და ინსტრუმენტებს, რომლებსაც შეუძლიათ მიიღონ ყველაზე სრულყოფილი და ობიექტური ინფორმაცია კოსმოსური სხეულების შესახებ; ბ) თეორიული ასტროფიზიკა, რომელშიც ფიზიკის კანონების საფუძველზე მოცემულია განმარტებები დაკვირვებულ ფიზიკურ მოვლენებზე.

თანამედროვე ასტრონომია – ფუნდამენტური ფიზიკური და მათემატიკური მეცნიერება, რომლის განვითარება პირდაპირ კავშირშია სამეცნიერო და ტექნოლოგიურ პროგრესთან (STP).პროცესების შესასწავლად და ასახსნელად გამოიყენება მათემატიკისა და ფიზიკის სხვადასხვა, ახლად წარმოქმნილი დარგების მთელი თანამედროვე არსენალი. Არსებობს ასევე ასტრონომის პროფესია. ჩვენს ქვეყანაში ასტრონომები სწავლობენ მოსკოვის, სანქტ-პეტერბურგის, ყაზანის, ეკატერინბურგის და სხვა რამდენიმე უნივერსიტეტის ფიზიკა-მათემატიკის ფაკულტეტებზე. წელიწადში 100-მდე სპეციალისტი გადამზადდება. ყოფილი სსრკ-ის ტერიტორიაზე 2000-მდე ასტრონომი მუშაობდა (ამჟამად რუსეთში დაახლოებით 1000 მუშაობს, 100-მდე აქტიურად მუშაობს), მსოფლიოში კი 10000-მდე პროფესიონალი ასტრონომია. ნამდვილი ასტრონომი არის ფართო მსოფლმხედველობის ადამიანი. ასტრონომად მუშაობისთვის უნდა იცოდეთ ფიზიკა, ქიმია, ბიოლოგია, რომ აღარაფერი ვთქვათ სავალდებულო მათემატიკაზე. რუსმა მეცნიერებმა გააკეთეს ყველაზე მნიშვნელოვანი ფუნდამენტური აღმოჩენები ასტრონომიაში. გეორგი გამოვმა იწინასწარმეტყველა სამყაროს გაფართოება. ალექსანდრე ფრიდმანმა შექმნა არასტაციონარული სამყაროს თეორია, თუმცა აინშტაინი ამტკიცებდა, რომ ის სტაციონარული იყო. ზელდოვიჩმა იწინასწარმეტყველა აკრეცია, ანუ მატერიის ჩავარდნა შავ ხვრელებში. შკლოვსკიმ იწინასწარმეტყველა ნეიტრალური წყალბადის რადიოხაზები. სინქროტრონის გამოსხივება აღწერა გინზბურგმა. მაგრამ ამ თეორიული სამუშაოების ექსპერიმენტული გადამოწმება ამერიკელებმა ჩაატარეს, რისთვისაც მათ მიიღეს ნობელის პრემიები. ჩვენ არასდროს გვქონია ისეთი აღჭურვილობა, ისეთი ტელესკოპები, როგორიც აშშ-შია.

ასტრონომების ძირითადი ჰაბიტატი:

• სახელმწიფო ინსტიტუტი. P.K. Sternberg (GAISH MSU)
• კოსმოსური კვლევის ინსტიტუტი
• რუსეთის მეცნიერებათა აკადემიის ასტრონომიისა და ფიზიკური ინსტიტუტის ინსტიტუტი
• მთავარი (პულკოვოს) ასტრონომიული ობსერვატორია
• რუსეთის მეცნიერებათა აკადემიის სპეციალური ასტროფიზიკური ობსერვატორია (ჩრდილოეთი კავკასია)

ასტრონომიის ძირითადი სექციები:

კლასიკური ასტრონომია	აერთიანებს ასტრონომიის მთელ რიგ მონაკვეთებს, რომელთა საფუძვლები შეიქმნა მეოცე საუკუნის დასაწყისამდე:
	ასტრომეტრია:	სფერული ასტრონომია	სწავლობს კოსმოსური სხეულების პოზიციას, ხილულ და სწორ მოძრაობას და წყვეტს ვარსკვლავების პოზიციების განსაზღვრას ციურ სფეროში, ვარსკვლავური კატალოგებისა და რუქების შედგენასთან და დროის დათვლის თეორიულ საფუძვლებთან დაკავშირებულ პრობლემებს.
		ფუნდამენტური ასტრომეტრია	ატარებს მუშაობას ფუნდამენტური ასტრონომიული მუდმივების განსაზღვრასა და ფუნდამენტური ასტრონომიული კატალოგების შედგენის თეორიულ დასაბუთებაზე.
		პრაქტიკული ასტრონომია	ეწევა დროისა და გეოგრაფიული კოორდინატების განსაზღვრას, უზრუნველყოფს დროის სერვისს, კალენდრების, გეოგრაფიული და ტოპოგრაფიული რუქების გამოთვლასა და შედგენას; ასტრონომიული ორიენტაციის მეთოდები ფართოდ გამოიყენება ნავიგაციაში, ავიაციასა და ასტრონავტიკაში.
	ციური მექანიკა	იკვლევს კოსმოსური სხეულების მოძრაობას გრავიტაციული ძალების გავლენის ქვეშ (სივრცეში და დროში). ასტრომეტრიის მონაცემების, კლასიკური მექანიკის კანონებისა და კვლევის მათემატიკური მეთოდების საფუძველზე, ციური მექანიკა განსაზღვრავს კოსმოსური სხეულების და მათი სისტემების მოძრაობის ტრაექტორიებსა და მახასიათებლებს და ემსახურება ასტრონავტიკის თეორიულ საფუძველს.
თანამედროვე ასტრონომია	ასტროფიზიკა	სწავლობს კოსმოსური ობიექტების ძირითად ფიზიკურ მახასიათებლებსა და თვისებებს (მოძრაობა, სტრუქტურა, შემადგენლობა და ა.შ.), კოსმოსურ პროცესებსა და კოსმოსურ მოვლენებს, რომლებიც იყოფა მრავალ მონაკვეთებად: თეორიული ასტროფიზიკა; პრაქტიკული ასტროფიზიკა; პლანეტების და მათი თანამგზავრების ფიზიკა (პლანეტოლოგია და პლანეტოგრაფია); მზის ფიზიკა; ვარსკვლავების ფიზიკა; ექსტრაგალაქტიკური ასტროფიზიკა და ა.შ.
	კოსმოგონია	სწავლობს კოსმოსური ობიექტებისა და მათი სისტემების (კერძოდ, მზის სისტემის) წარმოშობასა და განვითარებას.
	კოსმოლოგია	იკვლევს სამყაროს წარმოშობას, ძირითად ფიზიკურ მახასიათებლებს, თვისებებსა და ევოლუციას. მისი თეორიული საფუძველია თანამედროვე ფიზიკური თეორიები და მონაცემები ასტროფიზიკისა და ექსტრაგალაქტიკური ასტრონომიიდან.

1.1.5 ტელესკოპები

იმისათვის, რომ კვლევა იყოს ზუსტი, საჭიროა სპეციალური ხელსაწყოები და მოწყობილობები.

ერთი). დადგენილია, რომ თალეს მილეტელი 595 წ პირველად გამოყენებული გნომონი(ძველი ასტრონომიული ინსტრუმენტი, ვერტიკალური ობიექტი (ობელისკის ღერო, სვეტი, ბოძი), რომელიც შესაძლებელს ხდის მზის კუთხის სიმაღლის დადგენას მისი ჩრდილის უმოკლეს სიგრძით (შუადღისას). ამან შესაძლებელი გახადა. გამოიყენეთ ეს ინსტრუმენტი, როგორც მზის საათი, და განსაზღვრეთ მზებუდობის, ბუნიობის ეტაპები, წელიწადის ხანგრძლივობა, დამკვირვებლის გრძედი და მრავალი სხვა.

2). ჰიპარქოსმა (ძვ. წ. 180-125 წწ., ძველი საბერძნეთი) გამოიყენა ასტროლაბი, რამაც საშუალება მისცა გაზომა მთვარის პარალაქსი, ძვ. ვარსკვლავების კატალოგი 1008 ვარსკვლავისთვის და ა.შ.

სხვადასხვა დროს იყო აგრეთვე ასტრონომიული შტაბი და ასტროლაბონი (ეს არის პირველი ტიპის თეოდოლიტი), კვადრატი და მრავალი სხვა მოწყობილობა და ინსტრუმენტი. ციურ სხეულებსა და ობიექტებზე დაკვირვება ტარდება სპეციალურ დაწესებულებებში - ობსერვატორიებში, რომლებიც წარმოიშვა ასტრონომიის განვითარების დასაწყისში ძვ. ე.

ასტრონომიული ობსერვატორიები შეიქმნა სხვადასხვა ქვეყანაში შესაძლო კვლევისა და დაკვირვებისთვის. ჩვენს ქვეყანაში დაახლოებით ორი ათეული მათგანია: რუსეთის მეცნიერებათა აკადემიის პულკოვოს მთავარი ასტრონომიული ობსერვატორია (GAO RAS), სახელმწიფო ასტრონომიული ინსტიტუტი. P.K. Sternberg (GAISh), კავკასიის მთის ობსერვატორია (KGO SAISH) და სხვ.

ნამდვილი ასტრონომიული კვლევა დაიწყო, როდესაც მათ გამოიგონეს 1609 წელს ტელესკოპი.

ასტრონომიაში რევოლუცია მოხდა 1608 წელს, მას შემდეგ რაც ჰოლანდიელმა სათვალეების მწარმოებელმა ჯონ ლიპერშიმ აღმოაჩინა, რომ სწორ ხაზზე მოთავსებულ ორ ლინზას შეუძლია ობიექტების გადიდება. ასე გამოიგონეს ლაქების ზონა.

ეს იდეა მაშინვე გამოიყენა გალილეომ. 1609 წელს მან ააგო თავისი პირველი 3x ტელესკოპი და ცაში ანიშნა. ასე რომ, ტელესკოპი გადაიქცა ტელესკოპად.

ტელესკოპი გახდა მთავარი ინსტრუმენტი, რომელიც გამოიყენება ასტრონომიაში ციურ სხეულებზე დასაკვირვებლად, მათგან გამოსხივების მიღებისა და ანალიზისთვის. . ეს სიტყვა მომდინარეობს ორი ბერძნული სიტყვიდან: tele - შორს და skopeo - ვუყურებ.

ტელესკოპი - ოპტიკური ინსტრუმენტი, რომელიც ზრდის ხედვის კუთხეს, რომლითაც ციური სხეულები ჩანს ( რეზოლუცია) და აგროვებს ბევრჯერ მეტ სინათლეს, ვიდრე დამკვირვებლის თვალი ( შეღწევადი ძალა).

ტელესკოპი გამოიყენება, პირველ რიგში, იმისთვის, რომ შეაგროვოს რაც შეიძლება მეტი შუქი, რომელიც მოდის შესასწავლი ობიექტიდან და მეორეც, მისცეს შესაძლებლობა შეისწავლოს მისი მცირე დეტალები, რომლებიც შეუიარაღებელი თვალით არის მიუწვდომელი. რაც უფრო მკრთალი ობიექტების დანახვას იძლევა ტელესკოპი, მით მეტია შეღწევადი ძალა. ახასიათებს წვრილმანი დეტალების გარჩევის უნარი რეზოლუცია ტელესკოპი. ტელესკოპის ორივე ეს მახასიათებელი დამოკიდებულია მისი ობიექტის დიამეტრზე.

ლინზის მიერ შეგროვებული სინათლის რაოდენობა იზრდება მისი ფართობის პროპორციულად (დიამეტრის კვადრატი). ადამიანის თვალის გუგის დიამეტრი სრულ სიბნელეშიც კი არ აღემატება 8 მმ-ს. ტელესკოპის ლინზას შეუძლია ათობით და ასეულჯერ გადააჭარბოს თვალის გუგის დიამეტრს. ეს საშუალებას აძლევს ტელესკოპს აღმოაჩინოს ვარსკვლავები და სხვა ობიექტები, რომლებიც 100 მილიონი ჯერ უფრო სუსტია, ვიდრე შეუიარაღებელი თვალით ხილული ობიექტები.

როგორ მუშაობს ტელესკოპი:

სინათლის პარალელური სხივები (მაგალითად, ვარსკვლავიდან) ეცემა ლინზას. ობიექტივი ქმნის სურათს ფოკუსურ სიბრტყეში. ძირითადი ოპტიკური ღერძის პარალელურად სინათლის სხივები გროვდება ამ ღერძზე მდებარე F ფოკუსზე. სინათლის სხვა სხივები გროვდება ფოკუსის მახლობლად - ზემოთ ან ქვემოთ. ამ სურათს დამკვირვებელი ათვალიერებს ოკულარით.

მოგეხსენებათ, თუ ობიექტი ორჯერ მეტია ფოკუსურ სიგრძეზე, ის იძლევა მის შემცირებულ, შებრუნებულ და რეალურ გამოსახულებას. ეს სურათი მდებარეობს ლინზის ფოკუსის და ორმაგი ფოკუსის წერტილებს შორის. მანძილი მთვარემდე, პლანეტებამდე და კიდევ უფრო მეტ ვარსკვლავებამდე იმდენად დიდია, რომ მათგან მომავალი სხივები შეიძლება ჩაითვალოს პარალელურად. აქედან გამომდინარე, ობიექტის გამოსახულება განთავსდება ფოკუსურ სიბრტყეში.

შემავალი და გამომავალი სხივების დიამეტრი ძალიან განსხვავებულია (შესასვლელს აქვს ობიექტის დიამეტრი, ხოლო გამომავალს აქვს ოკულარით აგებული ობიექტის გამოსახულების დიამეტრი). სწორად მორგებულ ტელესკოპში ლინზის მიერ შეგროვებული მთელი სინათლე დამკვირვებლის მოსწავლეში შედის. ამ შემთხვევაში, მომატება პროპორციულია ლინზისა და მოსწავლეს დიამეტრის თანაფარდობის კვადრატზე. დიდი ტელესკოპებისთვის ეს მნიშვნელობა ათიათასჯერ არის. ასე წყდება ტელესკოპის ერთ-ერთი მთავარი ამოცანა - დაკვირვებული ობიექტებიდან მეტი სინათლის შეგროვება. თუ ვსაუბრობთ ფოტოგრაფიულ ტელესკოპზე - ასტროგრაფზე, მაშინ მასში იმატებს ფოტოგრაფიული ფირფიტის განათება.

ტელესკოპების ძირითადი მახასიათებლები.

1) ტელესკოპის დიაფრაგმა(D) - არის ტელესკოპის მთავარი სარკის ან მისი კონვერგენტული ლინზის დიამეტრი.

Უფრო დიაფრაგმარაც უფრო მეტ შუქს შეაგროვებს ობიექტივი და მით უფრო მკრთალ ობიექტებს დაინახავთ.

2) ფ ტელესკოპის ფოკუსური სიგრძე - ეს არის მანძილი, რომლითაც სარკე ან ობიექტივი ქმნის უსასრულოდ შორეული ობიექტის გამოსახულებას.

ეს ჩვეულებრივ ეხება ლინზების ფოკუსურ სიგრძეს (F), ვინაიდან ოკულები ურთიერთშემცვლელია და თითოეულ მათგანს აქვს საკუთარი ფოკუსური მანძილი.

დან ფოკუსური მანძილიდამოკიდებულია არა მხოლოდ გადიდებაზე, არამედ გამოსახულების ხარისხზეც. Უფრო ფოკუსური მანძილი, მით უკეთესი გამოსახულების ხარისხი. ტელესკოპის სიგრძე, განსაკუთრებით ნიუტონის რეფლექტორები და რეფრაქტორები, ასევე დამოკიდებულია ტელესკოპის ფოკუსურ სიგრძეზე.

3) ტელესკოპის გადიდება (ან გადიდება).(W) გვიჩვენებს რამდენჯერ შეუძლია ტელესკოპს გაადიდოს ობიექტი ანკუთხე, რომლითაც დამკვირვებელი ხედავს საგანს. ის უდრის ობიექტის F-ისა და ოკულარულის ფოკუსური მანძილების თანაფარდობას.

ტელესკოპი ზრდის მზის, მთვარის, პლანეტების და მათზე არსებული დეტალების ხილულ კუთხურ ზომებს, მაგრამ ვარსკვლავები, მათი კოლოსალური მანძილის გამო, კვლავ ჩანს ტელესკოპით, როგორც მანათობელი წერტილები.

F თქვენ ყველაზე ხშირად ვერ შეცვლით, მაგრამ ოკულარის მქონე სხვადასხვა f-ით, შეგიძლიათ შეცვალოთ ტელესკოპის გადიდება ან გადიდებად. ურთიერთშემცვლელი ოკულარების არსებობით, შესაძლებელია ერთი და იგივე ლინზით სხვადასხვა გადიდების მიღება. Ისე ტელესკოპის შესაძლებლობები ასტრონომიაში ჩვეულებრივ ხასიათდება არა ზრდით, არამედ მისი ლინზის დიამეტრით.. ასტრონომიაში, როგორც წესი, გამოიყენება 500-ჯერ ნაკლები გადიდება. დიდი გადიდების გამოყენებას ხელს უშლის დედამიწის ატმოსფერო. შეუიარაღებელი თვალით შეუმჩნეველი (ან დაბალი გადიდებისას) ჰაერის მოძრაობა იწვევს იმ ფაქტს, რომ გამოსახულების წვრილი დეტალები ბუნდოვანი, ბუნდოვანი ხდება. ასტრონომიული ობსერვატორიები, რომლებიც იყენებენ დიდ ტელესკოპებს სარკის დიამეტრით 2-3 მ, ცდილობენ განლაგდნენ კარგი ასტროკლიმატის მქონე ადგილებში: დიდი რაოდენობით ნათელი დღეები და ღამეები, მაღალი ატმოსფერული გამჭვირვალობით.

4) რეზოლუცია – მინიმალური კუთხე ორ ვარსკვლავს შორის, რომლებიც ცალკე ჩანს. მარტივად რომ ვთქვათ, გარჩევადობა შეიძლება გავიგოთ, როგორც გამოსახულების „სიცხადე“.

რეზოლუციაშეიძლება გამოითვალოს ფორმულის გამოყენებით:

სადაც δ არის კუთხის გარჩევადობა წამებში, დ

ასტრონომიაში ცაში მდებარე ობიექტებს შორის მანძილი იზომება კუთხე, რომელიც წარმოიქმნება სხივების მიერ, სადაც დამკვირვებელი მდებარეობს ობიექტებამდე. ამ მანძილს ე.წ კუთხედა გამოხატულია გრადუსით და ხარისხის წილადებით:

გრადუსი - 5 o, წუთი - 13 "წამი - 21"

ადამიანის თვალი სპეციალური ხელსაწყოების გარეშე განასხვავებს 2 ვარსკვლავს ერთმანეთისგან ცალ-ცალკე, თუ მათი კუთხური მანძილი არის მინიმუმ 1-2 წილი.

კუთხე, რომლითაც ჩვენ ვხედავთ მზის და მთვარის დიამეტრს ~ 0,5 o = 30".

მაქსიმალური გადიდების შეზღუდვას აწესებს დიფრაქციის ფენომენი - სინათლის ტალღების მოხრა ლინზის კიდეების გარშემო. დიფრაქციის გამო, წერტილის გამოსახულების ნაცვლად, მიიღება რგოლები. ცენტრალური ლაქის კუთხოვანი ზომა ( თეორიული კუთხოვანი გარჩევადობა):

სადაც δ არის კუთხოვანი გარჩევადობა წამებში, λ - რადიაციის ტალღის სიგრძე , დარის ლინზის დიამეტრი მილიმეტრებში.

რაც უფრო მცირეა მანათობელი წერტილის (ვარსკვლავის) გამოსახულების ზომა, რომელსაც ტელესკოპის ლინზა იძლევა, მით უკეთესია მისი გარჩევადობა. თუ მანძილი ორი ვარსკვლავის სურათებს შორის ნაკლებია, ვიდრე თავად გამოსახულების ზომა, მაშინ ისინი გაერთიანდებიან ერთში. ვარსკვლავის გამოსახულების მინიმალური ზომა (რკალი წამებში) შეიძლება გამოითვალოს ფორმულის გამოყენებით:

სადაც λ არის სინათლის ტალღის სიგრძე, a დარის ლინზის დიამეტრი. სასკოლო ტელესკოპს 60 მმ ობიექტური ობიექტივით ექნება თეორიული გარჩევადობა დაახლოებით 2 Ѕ . შეგახსენებთ, რომ ეს 60-ჯერ აღემატება შეუიარაღებელი თვალის გარჩევადობას (2"), ტელესკოპის რეალური გარჩევადობა ნაკლები იქნება, ვინაიდან გამოსახულების ხარისხზე საგრძნობლად მოქმედებს ატმოსფეროს მდგომარეობა, ჰაერის მოძრაობა.

დიამეტრის მქონე ტელესკოპზე λ = 550 ნმ ხილული ტალღის სიგრძეებისთვის დ= 1 მ, თეორიული კუთხური გარჩევადობა იქნება δ = 0,1". პრაქტიკაში, დიდი ტელესკოპების კუთხური გარჩევადობა შემოიფარგლება ატმოსფერული ტრემორით. ფოტოგრაფიულ დაკვირვებებში გარჩევადობა ყოველთვის შემოიფარგლება დედამიწის ატმოსფეროთა და სახელმძღვანელო შეცდომებით და უკეთესი არ შეიძლება იყოს. ვიდრე 0.3" თვალით დაკვირვებისას, იმის გამო, რომ შეგიძლიათ სცადოთ დაიჭიროთ მომენტი, როდესაც ატმოსფერო შედარებით მშვიდია (საკმარისია რამდენიმე წამი), დიამეტრის მქონე ტელესკოპების გარჩევადობა. დდიდი 2 მ, შეიძლება ახლოს იყოს თეორიულთან. ტელესკოპი ითვლება კარგად, თუ ის აგროვებს გამოსხივების 50%-ზე მეტს 0,5 დიუმიან წრეში.

ტელესკოპის გარჩევადობის გაზრდის გზები:

1) ტელესკოპის დიამეტრის გაზრდა

2) შესწავლილი გამოსხივების ტალღის სიგრძის შემცირება

5) შეღწევადი დენის ტელესკოპია ხასიათდება ყველაზე მკრთალი ვარსკვლავის შემზღუდველი სიდიდით m, რომელიც შეიძლება ამ ინსტრუმენტით დაკვირვების საუკეთესო პირობებში. ასეთი პირობებისთვის, შეღწევადი ძალა შეიძლება განისაზღვროს ფორმულით:

მ= 2,1 + 5 ლგ დ

სადაც დარის ლინზის დიამეტრი მილიმეტრებში, m არის შემზღუდველი სიდიდე.

6) შედარებითი ხვრელი – დიამეტრის თანაფარდობადფოკუსური მანძილით F:

ვიზუალური დაკვირვებისთვის ტელესკოპებს, როგორც წესი, აქვთ დიაფრაგმის შეფარდება 1/10 ან ნაკლები. თანამედროვე ტელესკოპებისთვის ეს არის 1/4 ან მეტი.

7) ხშირად, შედარებითი ხვრელის ნაცვლად, კონცეფცია გამოიყენება სიკაშკაშეტოლია ( დ/ფ) 2 . დიაფრაგმა ახასიათებს ლინზების მიერ შექმნილ განათებას კეროვან სიბრტყეში.

8) ტელესკოპის ფარდობითი ფოკუსური მანძილი(ინიშნება შებრუნებული ასო A-თი) არის ფარდობითი ხვრელის საპასუხო:

ფოტოგრაფიაში ამ რაოდენობას ხშირად უწოდებენ დიაფრაგმა .

ფარდობითი დიაფრაგმა და ფარდობითი ფოკუსური მანძილი ტელესკოპის ობიექტის მნიშვნელოვანი მახასიათებელია. ესენი ერთმანეთის საპირისპიროა. რაც უფრო დიდია ფარდობითი დიაფრაგმა, მით უფრო მცირეა ფარდობითი ფოკუსური მანძილი და მით უფრო დიდია განათება ტელესკოპის ლინზის ფოკუსურ სიბრტყეში, რაც სასარგებლოა ფოტოგრაფიისთვის (შეგიძლიათ შეამციროთ ჩამკეტის სიჩქარე ექსპოზიციის შენარჩუნებისას). მაგრამ ამავე დროს, სურათის უფრო მცირე მასშტაბი მიიღება ფოტოდეტექტორის ჩარჩოზე.

მოდით ავაშენოთ მთვარის გამოსახულება, რომელიც იძლევა ობიექტივს ფოკუსური მანძილით ფ(ნახ. 1.6). ნახატიდან ჩანს, რომ ობიექტივი არ ცვლის დაკვირვებული ობიექტის - α კუთხეს კუთხურ ზომებს. ახლა გამოვიყენოთ კიდევ ერთი ლინზა - ოკულარი 2, რომელიც მას მთვარის გამოსახულებიდან ვდებთ (წერტილი F1)ამ ლინზის ფოკუსური მანძილის ტოლ მანძილზე - ვ, ზუსტად F2.თვალის ფოკუსური მანძილი უნდა იყოს ობიექტზე ნაკლები ფოკუსური მანძილით. ავაშენეთ გამოსახულება, რომელსაც ოკულარი იძლევა, ჩვენ დავრწმუნდებით, რომ ის გაზრდის მთვარის კუთხის ზომებს: β კუთხე შესამჩნევად აღემატება α კუთხეს.

ტელესკოპების ტიპები:

1. ოპტიკური ტელესკოპები
   1. რეფრაქტორი.
   2. რეფლექტორი.
   3. სარკის ლინზა.

თუ ლინზა გამოიყენება ტელესკოპის ობიექტად, მაშინ მას ე.წ რეფრაქტორი(ლათინური სიტყვიდან refracto - მე ვხატავ), ხოლო თუ ჩაზნექილი სარკე, მაშინ რეფლექტორი(reflecto - ვირეკლავ). სარკისებური ტელესკოპები იყენებენ სარკისა და ლინზების კომბინაციას.

ტელესკოპი - რეფრაქტორი იყენებს სინათლის რეფრაქციას. სხივები, რომლებიც მოდის ზეციური სხეულებიდან, გროვდება ლინზების ან ლინზების სისტემით.

პროტოზოების ძირითადი ნაწილი რეფრაქტორი – ლინზა - ორმხრივამოზნექილი ლინზა, რომელიც დამონტაჟებულია ტელესკოპის წინ. ობიექტივი აგროვებს რადიაციას. რაც უფრო დიდია ობიექტივი დრაც უფრო მეტ რადიაციას აგროვებს ტელესკოპი, მით უფრო სუსტი წყაროების აღმოჩენაა შესაძლებელი მის მიერ. ქრომატული აბერაციის თავიდან ასაცილებლად, ლინზები მზადდება კომპოზიციურად. თუმცა, იმ შემთხვევებში, როდესაც საჭიროა სისტემაში გაფანტვის მინიმუმამდე შემცირება, ასევე უნდა იქნას გამოყენებული ერთი ლინზა. მანძილი ობიექტივიდან მთავარ ფოკუსამდე ე.წ ძირითადი ფოკუსური მანძილი ფ.

ტელესკოპი - რეფლექტორი იყენებს სინათლის ანარეკლს.ისინი იყენებენ ჩაზნექილ სარკეს, რომელსაც შეუძლია არეკლილი სხივების ფოკუსირება.

მთავარი ელემენტი რეფლექტორი არის სარკე - სფერული, პარაბოლური ან ჰიპერბოლური ფორმის ამრეკლავი ზედაპირი. ჩვეულებრივ მზადდება შუშის ან კვარცის მრგვალი ნაწილისგან და შემდეგ დაფარულია ამრეკლავი საფარით (ვერცხლის ან ალუმინის თხელი ფენა). სარკის ზედაპირის დამზადების სიზუსტე, ე.ი. მაქსიმალური დასაშვები გადახრები მოცემული ფორმისგან დამოკიდებულია სინათლის ტალღის სიგრძეზე, რომელზეც სარკე იმუშავებს. სიზუსტე უნდა იყოს λ/8-ზე უკეთესი. მაგალითად, სარკე, რომელიც მუშაობს ხილულ შუქზე (ტალღის სიგრძე λ = 0,5 მიკრონი) უნდა იყოს დამზადებული 0,06 მიკრონი (0,00006 მმ) სიზუსტით.

დამკვირვებლის თვალისკენ მიმართული ოპტიკური სისტემა ე.წ ოკულარი . უმარტივეს შემთხვევაში ოკულარი შეიძლება შედგებოდეს მხოლოდ ერთი დადებითი ლინზისგან (ამ შემთხვევაში მივიღებთ ქრომატული აბერაციით ძლიერ დამახინჯებულ გამოსახულებას).

გარდა რეფრაქტორებისა და რეფლექტორებისა, ამჟამად გამოიყენება სხვადასხვა ტიპები. სარკისებური ტელესკოპები.

სასკოლო ტელესკოპები ძირითადად რეფრაქტორებია, როგორც წესი, ორმხრივამოზნექილი კონვერტაციული ლინზებით, როგორც მათი მიზანი.

ამჟამინდელ ობსერვატორიებში ჩვენ შეგვიძლია დავინახოთ დიდი ოპტიკური ტელესკოპები. რუსეთში ყველაზე დიდი ამრეკლავი ტელესკოპი, რომელსაც აქვს 6 მ დიამეტრის სარკე, დააპროექტა და ააშენა ლენინგრადის ოპტიკურ-მექანიკურმა ასოციაციამ. მას უწოდებენ "დიდი აზიმუტის ტელესკოპს" (შემოკლებით BTA).

მისი უზარმაზარი ჩაზნექილი სარკე, რომლის მასა დაახლოებით 40 ტონაა, დაფქულია მიკრომეტრის ფრაქციებში. სარკის ფოკუსური მანძილი 24 მ. მთელი ტელესკოპის ინსტალაციის მასა 850 ტონაზე მეტია, ხოლო სიმაღლე 42 მ. ტელესკოპს აკონტროლებს კომპიუტერი, რომელიც საშუალებას გაძლევთ ზუსტად მიუთითოთ ტელესკოპი ქვეშ არსებულ ობიექტზე. შეისწავლეთ და შეინახეთ იგი დიდი ხნის განმავლობაში ხედვის არეში, შეუფერხებლად ატრიალებთ ტელესკოპს დედამიწის ბრუნვის შემდეგ. ტელესკოპი რუსეთის მეცნიერებათა აკადემიის სპეციალური ასტროფიზიკური ობსერვატორიის ნაწილია და დამონტაჟებულია ჩრდილოეთ კავკასიაში (ყარაჩაი-ჩერქეზეთის რესპუბლიკის სოფელ ზელენჩუკსკაიას მახლობლად) ზღვის დონიდან 2100 მ სიმაღლეზე.

დღეისათვის შესაძლებელი გახდა მიწისზე დაფუძნებულ ტელესკოპებში არა მონოლითური სარკეების, არამედ ცალკეული ფრაგმენტებისგან შემდგარი სარკეების გამოყენება. უკვე აშენდა და მუშაობს ორი ტელესკოპი, რომელთაგან თითოეულს აქვს ლინზა დიამეტრი 10 მ, რომელიც შედგება 36 ცალკეული ექვსკუთხა სარკისგან. ამ სარკეების კომპიუტერით კონტროლით, თქვენ ყოველთვის შეგიძლიათ მოაწყოთ ისინი ისე, რომ ყველამ შეაგროვოს შუქი დაკვირვებული ობიექტიდან ერთი ფოკუსით. ამავე პრინციპით მოქმედი ტელესკოპის შექმნა იგეგმება 32 მ დიამეტრის კომპოზიტური სარკით.

ტელესკოპები ძალიან განსხვავებულია - ოპტიკური (ზოგადი ასტროფიზიკური დანიშნულება, კორონოგრაფები, ტელესკოპები თანამგზავრებზე დასაკვირვებლად), რადიოტელესკოპები, ინფრაწითელი, ნეიტრინო, რენტგენი. მთელი მათი მრავალფეროვნების მიუხედავად, ყველა ტელესკოპი, რომელიც იღებს ელექტრომაგნიტურ გამოსხივებას, გადაწყვეტს ორი ძირითადი ამოცანა:

• მაქსიმალურად მკვეთრი გამოსახულების შექმნა და ვიზუალური დაკვირვების შემთხვევაში ობიექტებს შორის (ვარსკვლავები, გალაქტიკები და ა.შ.) კუთხური მანძილების გაზრდა;
• შეაგროვეთ რაც შეიძლება მეტი რადიაციის ენერგია, გაზარდეთ ობიექტების გამოსახულების განათება.

თანამედროვე ტელესკოპები ხშირად გამოიყენება იმ სურათის გადასაღებად, რომელსაც ლინზა იძლევა. ასე მიიღეს მზის, გალაქტიკების და სხვა ობიექტების ფოტოები, რომლებსაც იხილავთ სახელმძღვანელოს გვერდებზე, პოპულარულ წიგნებსა და ჟურნალებში და ინტერნეტის საიტებზე. ციური ობიექტების გადასაღებად ადაპტირებული ტელესკოპები ე.წ ასტროგრაფები.ფოტოგრაფიულ დაკვირვებებს არაერთი უპირატესობა აქვს ვიზუალურთან შედარებით. ძირითადი სარგებელი მოიცავს:

1. დოკუმენტაცია - წარმოშობის მოვლენებისა და პროცესების ჩაწერის და მიღებული ინფორმაციის დიდი ხნის განმავლობაში შენახვის შესაძლებლობა;
2. უშუალობა - ამ მომენტში მომხდარი მოკლევადიანი ფენომენების აღრიცხვის შესაძლებლობა;
3. პანორამა - რამდენიმე ობიექტის ფოტოგრაფიულ ფირფიტაზე ერთდროულად გადაღების შესაძლებლობა და მათი შედარებითი პოზიცია;
4. მთლიანობა - სუსტი წყაროებიდან სინათლის დაგროვების უნარი; შედეგად მიღებული სურათის დეტალები.

ტელესკოპების დახმარებით ხდება არა მხოლოდ ვიზუალური და ფოტოგრაფიული დაკვირვებები, არამედ ძირითადად მაღალი სიხშირის ფოტოელექტრული და სპექტრული დაკვირვებები. ინფორმაცია ციური სხეულების ტემპერატურის, ქიმიური შემადგენლობის, მაგნიტური ველების, ასევე მათი მოძრაობის შესახებ მიღებულია სპექტრული დაკვირვებებიდან. გარდა სინათლისა, ციური სხეულები ასხივებენ ელექტრომაგნიტურ ტალღებს, რომლებიც სინათლეზე გრძელია (ინფრაწითელი, რადიოტალღები) ან სინათლეზე მოკლე (UV, რენტგენი და გამა სხივები).

სამყაროს შესწავლა დაიწყო და გრძელდება რამდენიმე ათასწლეულის განმავლობაში, მაგრამ გასული საუკუნის შუა ხანებამდე კვლევა მხოლოდ ოპტიკური დიაპაზონიელექტრომაგნიტური ტალღები. აქედან გამომდინარე, ხელმისაწვდომი რადიაციის რეგიონი იყო 400-დან 700 ნმ-მდე. პირველი ასტრონომიული სამეცნიერო დაკვირვებები იყო ასტრომეტრული, შესწავლილი იყო მხოლოდ პლანეტების, ვარსკვლავების მდებარეობა და მათი აშკარა მოძრაობა ციურ სფეროში.

მაგრამ ციური სხეულები იძლევიან განსხვავებულ გამოსხივებას: ხილული სინათლე, ინფრაწითელი, ულტრაიისფერი, რადიოტალღები, რენტგენის სხივები, გამა გამოსხივება. მე-20 საუკუნეში ასტრონომია გახდა ყველა ტალღოვანი. ასტრონომიას ყველა ტალღას უწოდებენ, ვინაიდან ობიექტებზე დაკვირვება ხორციელდება არა მხოლოდ ოპტიკურ დიაპაზონში. ამჟამად, კოსმოსური ობიექტების გამოსხივება ფიქსირდება ელექტრომაგნიტური სპექტრის მთელ დიაპაზონში გრძელტალღოვანი რადიო გამოსხივებიდან (სიხშირე 10 7, ტალღის სიგრძე l = 30 მ) გამა გამოსხივებამდე (სიხშირე 10 27 ჰც, ტალღის სიგრძე l = 3∙10 –19 ×m = 3∙10 –10 ნმ). ამ მიზნით გამოიყენება სხვადასხვა მოწყობილობები, რომელთაგან თითოეულს შეუძლია გამოსხივების მიღება ელექტრომაგნიტური ტალღების გარკვეულ დიაპაზონში: ინფრაწითელი, ულტრაიისფერი, რენტგენი, გამა და რადიო გამოსხივება.

თანამედროვე ასტრონომიაში ოპტიკური და სხვა სახის გამოსხივების მისაღებად და გასაანალიზებლად გამოიყენება ფიზიკისა და ტექნოლოგიების მიღწევების მთელი არსენალი - ფოტომულტიპლიკატორები, ელექტრონულ-ოპტიკური გადამყვანები და ა. ), რომელიც იძლევა ინდივიდუალური სინათლის კვანტების ჩაწერის საშუალებას. ისინი წარმოადგენს ნახევარგამტართა კომპლექსურ სისტემას (ნახევარგამტარული მასივები), რომლებიც იყენებენ შიდა ფოტოელექტრიულ ეფექტს. ამ და სხვა შემთხვევებში, მიღებული მონაცემები შეიძლება განმეორდეს კომპიუტერის დისპლეზე ან წარმოადგინონ დამუშავებისა და ანალიზისთვის ციფრული ფორმით.

სხვა სპექტრულ დიაპაზონში დაკვირვებამ შესაძლებელი გახადა მნიშვნელოვანი აღმოჩენები. პირველად გამოიგონეს რადიო ტელესკოპები. კოსმოსიდან რადიო ემისია აღწევს დედამიწის ზედაპირს მნიშვნელოვანი შთანთქმის გარეშე. მის მისაღებად აშენდა უდიდესი ასტრონომიული ინსტრუმენტები, რადიოტელესკოპები.

მათი ლითონის ანტენის სარკეები, რომელთა დიამეტრი რამდენიმე ათეულ მეტრს აღწევს, ასახავს რადიოტალღებს და აგროვებს მათ, როგორც ოპტიკური ამრეკლავი ტელესკოპს. რადიოს ემისიების დასარეგისტრირებლად გამოიყენება სპეციალური მგრძნობიარე რადიო მიმღებები. ნებისმიერი რადიო ტელესკოპიმოქმედების პრინციპში ის ოპტიკურის მსგავსია: ის აგროვებს რადიაციას და ფოკუსირებს არჩეულ ტალღის სიგრძეზე მორგებულ დეტექტორზე, შემდეგ კი გარდაქმნის ამ სიგნალს, აჩვენებს ცის ან ობიექტის ჩვეულებრივ ფერად გამოსახულებას.

ასე რომ, რადიოტალღებმა მოიტანა ინფორმაცია ცივ მოლეკულურ ღრუბლებში დიდი მოლეკულების არსებობის შესახებ, აქტიური გალაქტიკების შესახებ, გალაქტიკების ბირთვების სტრუქტურის შესახებ, ჩვენი გალაქტიკის ჩათვლით, ხოლო გალაქტიკის ცენტრიდან ოპტიკური გამოსხივება მთლიანად შეფერხებულია კოსმოსური მტვრისგან.

კუთხის გარჩევადობის მნიშვნელოვნად გასაუმჯობესებლად, რადიო ასტრონომია იყენებს რადიო ინტერფერომეტრები. უმარტივესი რადიოინტერფერომეტრი შედგება ორი რადიოტელესკოპისგან, რომლებიც ერთმანეთისგან გამოყოფილია ე.წ ინტერფერომეტრის ბაზა. რადიოტელესკოპები, რომლებიც განლაგებულია სხვადასხვა ქვეყანაში და თუნდაც სხვადასხვა კონტინენტზე, ასევე შეიძლება დაკავშირებული იყოს ერთ სადამკვირვებლო სისტემაში. ასეთ სისტემებს ე.წ ულტრა გრძელი საბაზისო რადიოინტერფერომეტრები(RSDB). ასეთი სისტემები უზრუნველყოფს მაქსიმალურ კუთხის გარჩევადობას, რამდენჯერმე უკეთესია, ვიდრე ნებისმიერი ოპტიკური ტელესკოპი.

ჩვენი დედამიწა საიმედოდ არის დაცული ატმოსფეროს მიერ მძიმე ელექტრომაგნიტური გამოსხივებისგან, ინფრაწითელი გამოსხივებისგან. ვინაიდან ატმოსფერო ხელს უშლის სხივების შეღწევას დედამიწაზე c λ< λ света (ультрафиолетовые, рентгеновские, γ - излучения), то последнее время на орбиту Земли выводятся телескопы и целые орбитальные обсерватории: (т.е развиваются внеатмосферные наблюдения). Т.е. современные инфракрасные, рентгеновские и гамма обсерватории вынесены за пределы земной атмосферы.

სხვა ტიპის გამოსხივების შესასწავლ ინსტრუმენტებს ასევე უწოდებენ ტელესკოპებს, თუმცა მათი დიზაინით ისინი ზოგჯერ მნიშვნელოვნად განსხვავდებიან ოპტიკური ტელესკოპებისგან. როგორც წესი, ისინი დამონტაჟებულია ხელოვნურ თანამგზავრებზე, ორბიტალურ სადგურებზე და სხვა კოსმოსურ ხომალდებზე, რადგან ეს გამოსხივებები პრაქტიკულად არ შეაღწევს დედამიწის ატმოსფეროში. ის ფანტავს და შთანთქავს მათ.

ორბიტაზე მყოფ ოპტიკურ ტელესკოპებსაც კი აქვთ გარკვეული უპირატესობები მიწაზე არსებულ ტელესკოპებთან შედარებით. უმეტესობა დიდიმათგან კოსმოსური ტელესკოპი. ჰაბლიშეიქმნა აშშ-ში სარკის დიამეტრით 2.4მარსებობს ობიექტები, რომლებიც 10-15-ჯერ უფრო სუსტია ვიდრე იგივე ტელესკოპი დედამიწაზე. მისი გარჩევადობა არის 0.1S, რაც მიუწვდომელია უფრო დიდი მიწისზედა ტელესკოპებისთვისაც კი. ნისლეულებისა და სხვა შორეული ობიექტების გამოსახულებები გვიჩვენებს წვრილ დეტალებს, რომლებიც დედამიწიდან დაკვირვებისას არ განსხვავდება.

1.1.6 განვიხილოთ ტელესკოპები მათი ტიპების მიხედვით უფრო დეტალურად.

1) რეფრაქტორი(რეფრაქტო - მე ვფლანგავ) - გამოიყენება ლინზაში სინათლის რეფრაქცია (რეფრაქციული).

პირველი ტელესკოპი იყო რეფრაქტორული ტელესკოპი ერთი ობიექტივით. „Spotting scope“ დამზადებულია ჰოლანდიაში [H. Lippershey]. უხეში აღწერილობის მიხედვით, გალილეო გალილეიმ ის 1609 წელს გააკეთა და პირველად ცაში 1609 წლის ნოემბერში გაგზავნა, ხოლო 1610 წლის იანვარში აღმოაჩინა იუპიტერის 4 თანამგზავრი.

დღესდღეობით, რეფრაქტორები ერთი ლინზით გამოიყენება, შესაძლოა, მხოლოდ კორონოგრაფიაში და ზოგიერთ სპექტრალურ ინსტრუმენტში. ყველა თანამედროვე რეფრაქტორი აღჭურვილია აქრომატული მიზნებით. მსოფლიოში ყველაზე დიდი რეფრაქტორი არის იერკის ობსერვატორიის (აშშ) ტელესკოპი 1მ ლინზით. მწარმოებელი ალვან კლარკი (აშშ ოპტიკოსი). მისი ლინზა არის 102 სმ (40 ინჩი) და დამონტაჟდა 1897 წელს Yerk Observatory-ში (ჩიკაგოსთან ახლოს). ის გასული საუკუნის ბოლოს აშენდა და მას შემდეგ პროფესიონალებს გიგანტური რეფრაქტორები არ აუგიათ. კლარკმა გააკეთა კიდევ ერთი 30 დიუმიანი რეფრაქტორი, რომელიც 1885 წელს დამონტაჟდა პულკოვოს ობსერვატორიაში და განადგურდა მეორე მსოფლიო ომის დროს.

40 დიუმიანი რეფრაქტორული ტელესკოპი იერკესის ობსერვატორიაში. Snapshot 2006 (ვიკიპედია)

ბ) რეფლექტორი(რეფლექტო - ასახვა) - ჩაზნექილი სარკე გამოიყენება სხივების ფოკუსირებისთვის.

ნიუტონის რეფლექტორი.

1667 წელს პირველი სარკის ტელესკოპი გამოიგონა ი.ნიუტონმა (1643-1727, ინგლისი) სარკის დიამეტრით 2,5 სმ 41 x გადიდებით. აქ, ბრტყელი დიაგონალური სარკე, რომელიც მდებარეობს ფოკუსის მახლობლად, აფერხებს სინათლის სხივს მილის გარეთ, სადაც გამოსახულება ჩანს ოკულარით ან გადაღებულია. მთავარი სარკე პარაბოლურია, მაგრამ თუ დიაფრაგმის თანაფარდობა არ არის ძალიან დიდი, ის შეიძლება იყოს სფერული. იმ დღეებში სარკეები მზადდებოდა ლითონის შენადნობებისგან და სწრაფად ქრებოდა.

მსოფლიოში ყველაზე დიდი ტელესკოპი W. Keka-მ 1996 წელს დაამონტაჟა სარკის დიამეტრი 10 მ (ორიდან პირველი, მაგრამ სარკე არ არის მონოლითური, მაგრამ შედგება 36 ექვსკუთხა სარკისგან) მაუნ კეას ობსერვატორიაში (კალიფორნია, აშშ).

კეკის ობსერვატორია

Keck II ტელესკოპის სეგმენტირებული პირველადი სარკე

1995 წელს ექსპლუატაციაში შევიდა ოთხი ტელესკოპიდან პირველი (სარკის დიამეტრი 8 მ) (ESO ობსერვატორია, ჩილე).

მანამდე ყველაზე დიდი იყო სსრკ-ში, სარკის დიამეტრი იყო 6 მ, დაყენებული იყო სტავროპოლის ტერიტორიაზე (მთა პასტუხოვი, h = 2070 მ) სსრკ მეცნიერებათა აკადემიის სპეციალურ ასტროფიზიკურ ობსერვატორიაში (მონოლითური სარკე 42t, 600t ტელესკოპი, თქვენ. ვარსკვლავების დანახვა 24 მ). სსრკ მეცნიერებათა აკადემიის სპეციალური ასტროფიზიკური ობსერვატორია დაარსდა 1966 წელს, მთავრობის გადაწყვეტილებიდან 6 წლის შემდეგ დაარსებულიყო ქვეყნის უდიდესი ობსერვატორია ფუნდამენტური კოსმოსური კვლევისთვის. ობსერვატორია შეიქმნა, როგორც კოლექტიური გამოყენების ცენტრი, რათა უზრუნველვყოთ ოპტიკური ტელესკოპის BTA (დიდი აზიმუთალური ტელესკოპი) სარკის დიამეტრით 6 მეტრი და RATAN-600 რადიოტელესკოპის რგოლის ანტენის დიამეტრით 600 მეტრი, შემდეგ მსოფლიოში. უდიდესი ასტრონომიული ინსტრუმენტები. ისინი ექსპლუატაციაში შევიდა 1975-1977 წლებში და შექმნილია ახლო და შორეული სივრცის ობიექტების შესასწავლად მიწისზე დაფუძნებული ასტრონომიის მეთოდების გამოყენებით.

BTA კოშკი

გ) სარკე-ლინზა.(შმიდტის პალატა) - ორივე ტიპის კომბინაცია.

შმიდტ-კასეგრინის ტელესკოპი.დიდი დიაფრაგმა, კომასგან თავისუფალი (კომა აბერაცია) და დიდი ხედვით.

პირველი აშენდა 1930 წელს. ბ.ვ. შმიდტმა (1879-1935, ესტონეთი) ლინზების დიამეტრით 44 სმ, ესტონელმა ოპტიკოსმა, ჰამბურგის ობსერვატორიის თანამშრომელმა ბარნჰარდ შმიდტმა დაამონტაჟა დიაფრაგმა სფერული სარკის მრუდის ცენტრში, დაუყოვნებლივ აღმოფხვრა კომა (კომატური აბერაცია) და ასტიგმატიზმი. სფერული აბერაციის აღმოსაფხვრელად მან სპეციალური ფორმის ლინზა მოათავსა დიაფრაგმაში. შედეგი არის ფოტოკამერა ერთადერთი გადახრით - ველის გამრუდება და საოცარი თვისებები: რაც უფრო დიდია კამერის დიაფრაგმა, მით უკეთეს სურათებს იძლევა ის და მით უფრო დიდია ხედვის ველი!

1946 წელს ჯეიმს ბეიკერმა შმიდტის კამერაში დაამონტაჟა ამოზნექილი მეორადი სარკე და მიიღო ბრტყელი ველი. ცოტა მოგვიანებით, ეს სისტემა შეიცვალა და გახდა ერთ-ერთი ყველაზე მოწინავე სისტემა: Schmidt-Cassegrain, რომელიც 2 გრადუსიანი დიამეტრის ველზე იძლევა გამოსახულების დიფრაქციულ ხარისხს.

შმიდტ-კასეგრინის ტელესკოპი

1941 წელს დ.დ. მაკსუტოვი(სსრკ) გააკეთა მენისკის ტელესკოპი, რომელიც ხელსაყრელია მოკლე მილით. გამოიყენება მოყვარული ასტრონომების მიერ.

ტელესკოპი მაკსუტოვ-კასეგრინი.

1941 წელს დ.დ.მაქსუტოვმა აღმოაჩინა, რომ სფერული სარკის სფერული აბერაცია შეიძლება კომპენსირებული იყოს მაღალი გამრუდების მენისკით. მენისკუსსა და სარკეს შორის კარგი მანძილი რომ აღმოაჩინა, მაკსუტოვმა მოახერხა კომისა და ასტიგმატიზმისგან თავის დაღწევა. ველის გამრუდება, როგორც შმიდტის კამერაში, შეიძლება აღმოიფხვრას ფოკუსური სიბრტყის მახლობლად პლანო-ამოზნექილი ლინზის - ე.წ. პიაცი-სმიტის ლინზის დაყენებით. მენისკის ცენტრალური ნაწილის ალუმინის შემდეგ, მაკსუტოვმა მიიღო კასეგრინის და გრიგორის ტელესკოპების მენისკის ანალოგები. შემოთავაზებულია ასტრონომებისთვის საინტერესო თითქმის ყველა ტელესკოპის მენისკის ანალოგები.

ტელესკოპი Maksutov - Cassegrain დიამეტრით 150 მმ

1995 წელს, ოპტიკური ინტერფერომეტრისთვის, ექსპლუატაციაში შევიდა პირველი ტელესკოპი 8 მეტრიანი სარკის მქონე (4-დან) 100 მ ფუძით (ATACAMA უდაბნო, ჩილე; ESO).

1996 წელს პირველი ტელესკოპი 10 მ დიამეტრით (ორიდან 85 მ ფუძით) დაარქვეს. W. Keka გააცნო Maun Kea ობსერვატორიაში (კალიფორნია, ჰავაი, აშშ)

2. - უპირატესობები: ნებისმიერ ამინდში და დღის ნებისმიერ დროს შეგიძლიათ დააკვირდეთ ობიექტებს, რომლებიც მიუწვდომელია ოპტიკურისთვის. ისინი წარმოადგენენ თასს (როგორც ლოკატორი).

ომის შემდეგ განვითარდა რადიო ასტრონომია. ამჟამად ყველაზე დიდი რადიოტელესკოპია ფიქსირებული RATAN-600, რუსეთი (გამოშვებულია 1967 წელს, ოპტიკური ტელესკოპიდან 40 კმ-ში, შედგება 895 ინდივიდუალური სარკისგან 2.1x7.4 მ ზომის და აქვს დახურული რგოლი დიამეტრით 588 მ), Arecibo ( პუერტო რიკო, 305 მეტრიანი - ჩამქრალი ვულკანის ბეტონის თასი, შემოღებული 1963 წელს). მობილურიდან მათ აქვთ ორი რადიოტელესკოპი 100 მ თასით.

ჩვენს კოსმოსურ ხანაში განსაკუთრებული მნიშვნელობა ენიჭება ორბიტალური ობსერვატორიები. მათგან ყველაზე ცნობილია კოსმოსური ტელესკოპი. ჰაბლი- გაშვებულია 1990 წლის აპრილში და აქვს 2,4 მ დიამეტრი. 1993 წელს მაკორექტირებელი ბლოკის დაყენების შემდეგ ტელესკოპი აღრიცხავს ობიექტებს 30-ე სიდიდამდე და მისი კუთხური გადიდება უკეთესია ვიდრე 0,1" (ამ კუთხით ბარდა ჩანს მანძილი რამდენიმე ათეული კილომეტრია).

ტელესკოპის სქემატური დიაგრამა. ჰაბლი

ლ. მასალის დაფიქსირება.

1. რა ასტრონომიულ ინფორმაციას სწავლობდით სხვა საგნების კურსებზე? (ბუნებისმეტყველება, ფიზიკა, ისტორია და ა.შ.)
2. რა ისწავლე?
3. რა არის ასტრონომია? ასტრონომიის თავისებურებები და სხვ.
4. რა არის ასტრონომიის სპეციფიკა სხვა საბუნებისმეტყველო მეცნიერებებთან შედარებით?
5. რა ტიპის ციური სხეულები იცით?
6. რა არის ცოდნის ობიექტები ასტრონომიაში?
7. ასტრონომიის ცოდნის რა მეთოდები და ინსტრუმენტები იცით?
8. ტელესკოპის დანიშნულება და მისი ტიპები
9. რა მნიშვნელობა აქვს ასტრონომიას დღეს ეროვნულ ეკონომიკაში?

ღირებულებები ეროვნულ ეკონომიკაში:

• - ორიენტაცია ვარსკვლავებით ჰორიზონტის მხარეების დასადგენად
• - ნავიგაცია (ნავიგაცია, ავიაცია, ასტრონავტიკა) - ვარსკვლავების ნავიგაციის ხელოვნება
• - სამყაროს შესწავლა წარსულის გასაგებად და მომავლის პროგნოზირებისთვის
• - ასტრონავტიკა:
• - დედამიწის შესწავლა მისი უნიკალური ბუნების შესანარჩუნებლად
• - ისეთი მასალის მოპოვება, რომლის მოპოვება შეუძლებელია ხმელეთის პირობებში
• - ამინდის პროგნოზი და სტიქიური უბედურების პროგნოზი
• - გასაჭირში მყოფი გემების გადარჩენა
• - სხვა პლანეტების შესწავლა დედამიწის განვითარების პროგნოზირებისთვის

1. იხილეთ Observer's Calendar, ასტრონომიული ჟურნალის მაგალითი (ელექტრონული, როგორიცაა Sky).
2. ინტერნეტში გადადით, იპოვეთ ლექციები ასტრონომიის შესახებ, იხილეთ Astrotop astrolinks, პორტალი: ასტრონომია in ვიკიპედია, - რომლის გამოყენებით შეგიძლიათ მიიღოთ ინფორმაცია საინტერესო საკითხზე ან იპოვოთ იგი.

ციური ობიექტებისა და ფენომენების შესწავლის მთავარი გზა. დაკვირვება შესაძლებელია შეუიარაღებელი თვალით ან ოპტიკური ინსტრუმენტების დახმარებით: ტელესკოპები, რომლებიც აღჭურვილია სხვადასხვა გამოსხივების მიმღებით (სპექტროგრაფები, ფოტომეტრები და ა.შ.), ასტროგრაფები, სპეციალური ინსტრუმენტები (კერძოდ, ბინოკლები). დაკვირვების მიზნები ძალიან მრავალფეროვანია. ვარსკვლავების, პლანეტების და სხვა ციური სხეულების პოზიციების ზუსტი გაზომვები იძლევა მასალას მათი მანძილის დასადგენად (იხ. პარალაქსი), ვარსკვლავების სწორი მოძრაობისა და პლანეტებისა და კომეტების მოძრაობის კანონების შესასწავლად. მნათობების ხილული სიკაშკაშის გაზომვის შედეგები (ვიზუალურად ან ასტროფოტომეტრების დახმარებით) შესაძლებელს ხდის ვარსკვლავების, ვარსკვლავური გროვების, გალაქტიკების მანძილების შეფასებას, ცვლად ვარსკვლავებში მიმდინარე პროცესების შესწავლას და ა.შ. ციური სხეულების სპექტრების შესწავლა სპექტრული ინსტრუმენტების დახმარებით შესაძლებელს ხდის გაზომოს მნათობების ტემპერატურა, რადიალური სიჩქარე და უზრუნველყოს ფასდაუდებელი მასალა ვარსკვლავებისა და სხვა ობიექტების ფიზიკის ღრმა შესწავლისთვის.

მაგრამ ასტრონომიული დაკვირვებების შედეგებს მეცნიერული მნიშვნელობა აქვს მხოლოდ მაშინ, როდესაც უპირობოდ შესრულებულია ინსტრუქციების დებულებები, რომლებიც განსაზღვრავს დამკვირვებლის პროცედურას, ინსტრუმენტების მოთხოვნებს, დაკვირვების ადგილს და დაკვირვების მონაცემების რეგისტრაციის ფორმას.

ახალგაზრდა ასტრონომებისთვის ხელმისაწვდომი დაკვირვების მეთოდები მოიცავს ვიზუალურ ინსტრუმენტების გარეშე, ციურ ობიექტებსა და ფენომენებზე ვიზუალური ტელესკოპური, ფოტოგრაფიული და ფოტოელექტრული დაკვირვება. ინსტრუმენტული ბაზის მიხედვით, 1 სადამკვირვებლო პუნქტის (ქალაქი, ქალაქი, სოფელი), 1 კლიმატური პირობებისა და მოყვარულის ინტერესების მდებარეობა, შემოთავაზებული თემებიდან რომელიმე (ან რამდენიმე) შეიძლება შეირჩეს დაკვირვებისთვის.

მზის აქტივობის დაკვირვება. მზის აქტივობის დაკვირვებისას, მზის ლაქები ყოველდღიურად იხაზება და მათი კოორდინატები დგინდება წინასწარ მომზადებული გონიომეტრიული ბადის გამოყენებით. უმჯობესია დაკვირვება დიდი სკოლის რეფრაქტორული ტელესკოპის ან სახლში დამზადებული ტელესკოპის გამოყენებით პარალაქტიკურ სამფეხაზე (იხ. სახლში დამზადებული ტელესკოპი). ყოველთვის უნდა გახსოვდეთ, რომ არასოდეს უნდა შეხედოთ მზეს მუქი (დამცავი) ფილტრის გარეშე. მოსახერხებელია მზეზე დაკვირვება მისი გამოსახულების ეკრანზე სპეციალურად ადაპტირებული ტელესკოპზე. ქაღალდის შაბლონზე გამოკვეთეთ ლაქების ჯგუფებისა და ცალკეული ლაქების კონტურები, მონიშნეთ ფორები. შემდეგ გამოითვლება მათი კოორდინატები, ითვლიან ჯგუფებში მზის ლაქების რაოდენობას და დაკვირვების დროს გამოდის მზის აქტივობის ინდექსი, მგლის რიცხვი. დამკვირვებელი ასევე სწავლობს ყველა ცვლილებას, რომელიც ხდება ლაქების ჯგუფში, ცდილობს რაც შეიძლება ზუსტად გადმოსცეს მათი ფორმა, ზომა და დეტალების შედარებითი პოზიცია. მზის დაკვირვება ასევე შესაძლებელია ფოტოგრაფიულად ტელესკოპში დამატებითი ოპტიკის გამოყენებით, რაც ზრდის ინსტრუმენტის ექვივალენტურ ფოკუსურ სიგრძეს და, შესაბამისად, შესაძლებელს ხდის მის ზედაპირზე უფრო დიდი ინდივიდუალური წარმონაქმნების გადაღებას. მზის გადასაღებ ფირფიტებს და ფილმებს უნდა ჰქონდეთ ყველაზე დაბალი მგრძნობელობა.

იუპიტერისა და მისი თანამგზავრების დაკვირვება. პლანეტებზე, კერძოდ იუპიტერზე დაკვირვებისას გამოიყენება ტელესკოპი ლინზის ან სარკის დიამეტრით მინიმუმ 150 მმ. დამკვირვებელი ყურადღებით ასახავს დეტალებს იუპიტერის ზოლებში და თავად ზოლებში და ადგენს მათ კოორდინატებს. რამდენიმე ღამის განმავლობაში დაკვირვებით, შეიძლება შეისწავლოს პლანეტის ღრუბლის საფარში ცვლილებების ნიმუში. საინტერესოა იუპიტერის დისკზე დაკვირვება წითელი ლაქა, რომლის ფიზიკური ბუნება ჯერ ბოლომდე შესწავლილი არ არის. დამკვირვებელი ხაზავს წითელი ლაქის პოზიციას პლანეტის დისკზე, ადგენს მის კოორდინატებს, აძლევს ლაქის ფერის, სიკაშკაშის აღწერას, აღრიცხავს დაკვირვებულ მახასიათებლებს მის მიმდებარე ღრუბლის ფენაში.

იუპიტერის მთვარეებზე დასაკვირვებლად გამოიყენება სკოლის რეფრაქტორული ტელესკოპი. დამკვირვებელი ადგენს თანამგზავრების ზუსტ პოზიციას პლანეტის დისკის კიდესთან შედარებით თვალის მიკრომეტრის გამოყენებით. გარდა ამისა, საინტერესოა ფენომენებზე დაკვირვება თანამგზავრების სისტემაში და ამ ფენომენების მომენტების ჩაწერა. მათ შორისაა თანამგზავრების დაბნელება, პლანეტის დისკიდან შესვლა და გამოსვლა, თანამგზავრის გავლა მზესა და პლანეტას შორის, დედამიწასა და პლანეტას შორის.

კომეტების ძიება და მათი დაკვირვებები. კომეტების ძიება ხორციელდება მაღალი დიაფრაგმის ოპტიკური ინსტრუმენტების გამოყენებით დიდი ხედვის ველით (3-5 °). ამ მიზნით შეიძლება გამოყენებულ იქნას საველე ბინოკლები, AT-1 ასტრონომიული მილი, TZK, BMT-110 ბინოკლები, ასევე კომეტა დეტექტორები.

დამკვირვებელი სისტემატურად იკვლევს ცის დასავლეთ ნაწილს მზის ჩასვლის შემდეგ, ცის ჩრდილოეთ და ზენიტულ უბნებს ღამით და აღმოსავლეთ ნაწილს მზის ამოსვლამდე. დამკვირვებელმა კარგად უნდა იცოდეს ცაზე სტაციონარული ნისლეული ობიექტების მდებარეობა - აირისებრი ნისლეულები, გალაქტიკები, ვარსკვლავური გროვები, რომლებიც გარეგნულად წააგავს სუსტი სიკაშკაშის მქონე კომეტას. ამ შემთხვევაში მას დაეხმარება ვარსკვლავური ცის ატლასები, კერძოდ, ა.დ. მარლენსკის "საგანმანათლებლო ვარსკვლავის ატლასი" და ა.ა. მიხაილოვის "ვარსკვლავური ატლასი". ახალი კომეტის გამოჩენის შესახებ, დეპეშა დაუყოვნებლივ იგზავნება მოსკოვში, PK Sternberg-ის სახელობის ასტრონომიულ ინსტიტუტში. აუცილებელია შეგვატყობინოთ კომეტის აღმოჩენის დრო, მისი სავარაუდო კოორდინატები, დამკვირვებლის სახელი და გვარი, მისი საფოსტო მისამართი.

დამკვირვებელმა უნდა დახაზოს კომეტის პოზიცია ვარსკვლავებს შორის, შეისწავლოს კომეტის თავისა და კუდის ხილული სტრუქტურა (ასეთის არსებობის შემთხვევაში) და დაადგინოს მისი ბრწყინვალება. ცის იმ რეგიონის გადაღება, სადაც კომეტა მდებარეობს, შესაძლებელს ხდის უფრო ზუსტად განვსაზღვროთ მისი კოორდინატები, ვიდრე ესკიზის დროს და, შესაბამისად, უფრო ზუსტად გამოვთვალოთ კომეტის ორბიტა. კომეტის გადაღებისას ტელესკოპი აღჭურვილი უნდა იყოს საათის მექანიზმით, რომელიც მას ცის აშკარა ბრუნვის გამო მოძრაობს ვარსკვლავების უკან.

დაკვირვება ღამის ღრუბლებზე. ღამის ნათელი ღრუბლები ბუნების ყველაზე საინტერესო, მაგრამ მაინც ნაკლებად შესწავლილი ფენომენია. სსრკ-ში ისინი შეინიშნება ზაფხულში 50° განედიდან ჩრდილოეთით. მათი დანახვა შესაძლებელია ბინდის სეგმენტის ფონზე, როდესაც მზის ჩაძირვის კუთხე ჰორიზონტის ქვეშ არის 6-დან 12°-მდე. ამ დროს მზის სხივები ატმოსფეროს მხოლოდ ზედა ფენებს ანათებს, სადაც 70-90 კმ სიმაღლეზე წარმოიქმნება ღამის ღრუბლები. ჩვეულებრივი ღრუბლებისაგან განსხვავებით, რომლებიც შებინდებისას ბნელად ჩნდება, ღამის შუქი ანათებს. ისინი შეინიშნება ცის ჩრდილოეთ მხარეს, ჰორიზონტზე არც თუ ისე მაღლა.

დამკვირვებელი ყოველ ღამე 15-წუთიანი ინტერვალით იკვლევს ბინდის სეგმენტს და ღრღნის ღრუბლების გამოჩენის შემთხვევაში აფასებს მათ სიკაშკაშეს, აღრიცხავს ფორმის ცვლილებებს და თეოდოლიტის ან სხვა გონიომეტრიული ინსტრუმენტის გამოყენებით ზომავს ღრუბლის ველის სიგრძეს. სიმაღლეში და აზიმუთში. გარდა ამისა, მიზანშეწონილია გადაიღოთ ღამის ღრუბლები. თუ ლინზის დიაფრაგმა არის 1:2 და ფილმის მგრძნობელობა არის 130-180 ერთეული GOST-ის მიხედვით, მაშინ კარგი სურათების მიღება შესაძლებელია 1-2 წამის ექსპოზიციით. სურათზე უნდა იყოს ნაჩვენები ღრუბლის ველის ძირითადი ნაწილი და შენობების ან ხეების სილუეტები.

ბინდის სეგმენტის პატრულირებისა და ღამის ღრუბლებზე დაკვირვების მიზანია ღრუბლების გაჩენის სიხშირის, გაბატონებული ფორმების, ღამის ღრუბლების ველის დინამიკის, აგრეთვე ცალკეული წარმონაქმნების დადგენა ღრუბლის ველში.

მეტეორების დაკვირვებები. ვიზუალური დაკვირვების ამოცანაა მეტეორების დათვლა და მეტეორის გამოსხივების განსაზღვრა. პირველ შემთხვევაში, დამკვირვებლები განლაგებულია წრიული ჩარჩოს ქვეშ, რომელიც ზღუდავს ხედვის ველს 60°-მდე და აღრიცხავს მხოლოდ იმ მეტეორებს, რომლებიც ჩანან ჩარჩოში. დაკვირვების ჟურნალი აღრიცხავს მეტეორის სერიულ ნომერს, გავლის მომენტს ერთი წამის სიზუსტით, სიდიდეს, კუთხის სიჩქარეს, მეტეორის მიმართულებას და მის პოზიციას ჩარჩოსთან მიმართებაში. ეს დაკვირვებები შესაძლებელს ხდის მეტეორული წვიმების სიმკვრივისა და მეტეორების სიკაშკაშის განაწილების შესწავლას.

მეტეორის გასხივოსნების განსაზღვრისას დამკვირვებელი ფრთხილად აღნიშნავს თითოეულ დაკვირვებულ მეტეორს ვარსკვლავური ცის რუქის ასლზე და აღნიშნავს მეტეორის სერიულ ნომერს, გავლის მომენტს, სიდიდეს, მეტეორის სიგრძე გრადუსებში, კუთხური სიჩქარე და ფერი. სუსტი მეტეორები შეინიშნება საველე სათვალეების, AT-1 მილების, TZK ბინოკლების დახმარებით. ამ პროგრამის ფარგლებში დაკვირვებები შესაძლებელს ხდის ციურ სფეროზე მცირე გამოსხივების განაწილების შესწავლას, შესწავლილი მცირე გამოსხივების პოზიციის და გადაადგილების დადგენას და ახალი გამოსხივების აღმოჩენას.

ცვლად ვარსკვლავებზე დაკვირვება. ცვლადი ვარსკვლავების დაკვირვების ძირითადი ინსტრუმენტები: საველე ბინოკლები, AT-1 ასტრონომიული მილები, TZK ბინოკლები, BMT-110, კომეტების დეტექტორები, რომლებიც უზრუნველყოფენ ხედვის დიდ ველს. ცვლად ვარსკვლავებზე დაკვირვება შესაძლებელს ხდის მათი სიკაშკაშის ცვლილების კანონების შესწავლას, სიკაშკაშის ცვლილების პერიოდებისა და ამპლიტუდების დაზუსტებას, მათი ტიპის განსაზღვრას და ა.შ.

თავდაპირველად შეინიშნება ცვლადი ვარსკვლავები - ცეფეიდები, რომლებსაც აქვთ სიკაშკაშის რეგულარული რყევები საკმარისად დიდი ამპლიტუდით და მხოლოდ ამის შემდეგ უნდა გაგრძელდეს ნახევრადრეგულარული და არარეგულარული ცვლადი ვარსკვლავების, მცირე სიკაშკაშის ამპლიტუდის მქონე ვარსკვლავების დაკვირვება, აგრეთვე ვარსკვლავების გამოკვლევა. ეჭვმიტანილი ცვალებადობაზე და პატრულირება ვარსკვლავების ანთებაზე.

კამერების დახმარებით შეგიძლიათ გადაიღოთ ვარსკვლავური ცა, რათა დააკვირდეთ გრძელვადიან ცვლადი ვარსკვლავებს და მოძებნოთ ახალი ცვლადი ვარსკვლავები.

მზის დაბნელებაზე დაკვირვება

მზის სრული დაბნელების სამოყვარულო დაკვირვების პროგრამა შეიძლება მოიცავდეს: მთვარის დისკის კიდესა და მზის დისკის კიდეს (ოთხი კონტაქტი) შეხების მომენტების ვიზუალურ აღრიცხვას; მზის გვირგვინის გარეგნობის ესკიზები - მისი ფორმა, სტრუქტურა, ზომა, ფერი; ტელესკოპური დაკვირვება ფენომენებზე, როდესაც მთვარის დისკის კიდე ფარავს მზის ლაქებს და ანთებებს; მეტეოროლოგიური დაკვირვებები - ტემპერატურის, წნევის, ჰაერის ტენიანობის კურსის, ქარის მიმართულებისა და სიძლიერის ცვლილების აღრიცხვა; ცხოველებისა და ფრინველების ქცევაზე დაკვირვება; დაბნელების ნაწილობრივი ფაზების გადაღება ტელესკოპით 60 სმ ან მეტი ფოკუსური მანძილით; მზის გვირგვინის გადაღება კამერის გამოყენებით ლინზებით, რომლის ფოკუსური სიგრძეა 20-30 სმ; ეგრეთ წოდებული ბეილის როზარიას გადაღება, რომელიც ჩნდება მზის გვირგვინის გავრცელებამდე; ცის სიკაშკაშის ცვლილებების რეგისტრაცია, რადგან დაბნელების ფაზა იზრდება ხელნაკეთი ფოტომეტრით.

მთვარის დაბნელებაზე დაკვირვება

მზის დაბნელების მსგავსად, მთვარის დაბნელებაც შედარებით იშვიათად ხდება და ამავდროულად, ყოველი დაბნელება ხასიათდება საკუთარი მახასიათებლებით. მთვარის დაბნელებაზე დაკვირვება შესაძლებელს ხდის მთვარის ორბიტის დახვეწას და ინფორმაციის მიწოდებას დედამიწის ატმოსფეროს ზედა ფენების შესახებ. მთვარის დაბნელებაზე დაკვირვების პროგრამა შეიძლება შედგებოდეს შემდეგი ელემენტებისაგან: მთვარის დისკის დაჩრდილული ნაწილების სიკაშკაშის განსაზღვრა მთვარის ზედაპირის დეტალების ხილვადობისგან 6x აღიარებული ბინოკლებით ან ტელესკოპით დაბალი გადიდებით; მთვარის სიკაშკაშის და მისი ფერის ვიზუალური შეფასება როგორც შეუიარაღებელი თვალით, ასევე ბინოკლებით (ტელესკოპი); დაკვირვება ტელესკოპით, ლინზის დიამეტრით მინიმუმ 10 სმ 90x გადიდებით ჰეროდოტეს, არისტარქეს, გრიმალდის, ატლასისა და რიჩიოლის კრატერების დაბნელების დროს, რომლის ტერიტორიაზეც შეიძლება მოხდეს ფერისა და სინათლის ფენომენი; მთვარის ზედაპირზე ზოგიერთი წარმონაქმნის დედამიწის ჩრდილით დაფარვის მომენტების ტელესკოპით რეგისტრაცია (ამ ობიექტების სია მოცემულია წიგნში „ასტრონომიული კალენდარი. მუდმივი ნაწილი“); მთვარის ზედაპირის სიკაშკაშის ფოტომეტრის დადგენა დაბნელების სხვადასხვა ფაზაზე.

დედამიწის ხელოვნურ თანამგზავრებზე დაკვირვება

დედამიწის ხელოვნურ თანამგზავრებზე დაკვირვებისას აღინიშნება თანამგზავრის გზა ვარსკვლავურ რუკაზე და მისი გავლის დრო შესამჩნევი კაშკაშა ვარსკვლავების გარშემო. დრო უნდა ჩაიწეროს 0,2 წამის სიზუსტით წამზომის გამოყენებით. ნათელი თანამგზავრების გადაღება შესაძლებელია.

თუ გსურთ საკუთარ თავთან მარტო დარჩენა, თავი აარიდეთ ყოველდღიურ რუტინას, თავისუფლად მიეცით თქვენში მიძინებული ფანტაზია, გამოდით პაემანზე ვარსკვლავებთან. გადადეთ სიზმრები დილის საათებისთვის. გაიხსენეთ ი.ილფის და ე.პეტროვის უკვდავი სტრიქონები: „სასიამოვნოა ღამით მოედანზე ჯდომა. ჰაერი სუფთაა და ჭკვიანური აზრები მიტრიალებს თავში.

და რა სასიამოვნოა დახვეწილი, მართლაც ჯადოსნური ზეციური ნახატის ჭვრეტა! გასაკვირი არ არის, რომ მონადირეებს, მეთევზეებს და ტურისტებს, რომლებიც ღამით დასახლდნენ, მოსწონთ ცაში დიდხანს ყურება. რამდენად ხშირად, ჩამქრალ ცეცხლთან წევენ და გაუთავებელ მანძილზე იყურებიან, გულწრფელად ნანობენ, რომ ვარსკვლავებთან მათი გაცნობა დიდი დიპერის ვედროთი შემოიფარგლება. ამავდროულად, ბევრს არც კი უფიქრია, რომ ეს ნაცნობობა შეიძლება გაფართოვდეს და მიაჩნიათ, რომ მათთვის ცა საიდუმლოა შვიდი ბეჭდით. საკმაოდ გავრცელებული მცდარი წარმოდგენა. დამიჯერეთ, პირველი ნაბიჯის გადადგმა მოყვარულ ასტრონომის გზაზე სულაც არ არის რთული. ის ხელმისაწვდომია როგორც უმცროსი სკოლის მოსწავლეებისთვის, ასევე სტუდენტებისთვის, დიზაინის ბიუროს ხელმძღვანელისთვის, მწყემსისთვის, ტრაქტორის მძღოლისთვის და პენსიონერისთვის.

ადამიანთა დიდ უმრავლესობას აქვს წინასწარ ჩაფიქრებული მოსაზრება, რომ სამოყვარულო ასტრონომია იწყება ტელესკოპით („მე გავაკეთებ პატარა ტელესკოპს და დავაკვირდები ვარსკვლავებს“). სწორი ლინზები სახლში დამზადებული რეფრაქტორული ტელესკოპისთვის თუ მინის აუცილებელი სისქე ამრეკლავი ტელესკოპისთვის სარკის დასამზადებლად? სამი-ოთხი უნაყოფო მცდელობა და დიალოგი ვარსკვლავურ ცაზე გადაიდება განუსაზღვრელი ვადით, ან თუნდაც სამუდამოდ. Სამწუხაროა! ყოველივე ამის შემდეგ, თუ გსურთ შეუერთდეთ ასტრონომიას ან დაეხმაროთ თქვენს შვილებს ამაში, მეტეორებზე დაკვირვების გზას ვერ იპოვით.

უბრალოდ გახსოვდეთ, რომ მიზანშეწონილია მათი დაწყება ზოგიერთი ინტენსიური მეტეორული წვიმის მაქსიმალური მოქმედების პერიოდში. ეს საუკეთესოდ კეთდება 11-12 აგვისტოს და 12-13 აგვისტოს ღამეებს, როდესაც პერსეიდის ნაკადი გააქტიურებულია. სკოლის მოსწავლეებისთვის ეს, როგორც წესი, ძალიან მოსახერხებელი დროა. ამ ეტაპზე დაკვირვებისთვის არ არის საჭირო ოპტიკური ინსტრუმენტები ან მოწყობილობები. თქვენ უბრალოდ უნდა აირჩიოთ ადგილი დაკვირვებისთვის, რომელიც მდებარეობს სინათლის წყაროებისგან მოშორებით და ცის საკმაოდ დიდ ხედს იძლევა. ეს შეიძლება იყოს მინდორში, გორაზე, მთაში, ტყის დიდ პირას, სახლის ბრტყელ სახურავზე, საკმაოდ განიერ ეზოში. თქვენ მხოლოდ უნდა გქონდეთ ბლოკნოტი (დაკვირვების ჟურნალი), ფანქარი და ნებისმიერი საათი, მაჯის, დესკტოპის ან თუნდაც კედლის საათი.

ამოცანაა დათვალოთ მეტეორების რაოდენობა, რომლებსაც ყოველ საათში ხედავთ და დაიმახსოვროთ ან ჩაწეროთ შედეგი. დაკვირვების ჩატარება სასურველია რაც შეიძლება დიდხანს, ვთქვათ 22 საათიდან გათენებამდე. შეგიძლიათ დააკვირდეთ წოლას, ჯდომას ან დგომას: თქვენთვის ყველაზე კომფორტულ პოზას აირჩევთ. ცის ყველაზე დიდი ფართობი შეიძლება იყოს: ზურგზე წოლისას დაფარული დაკვირვებებით. თუმცა, ასეთი პოზიცია საკმაოდ სარისკოა: ბევრ ახალბედა მოყვარულ ასტრონომს იძინებს ღამის მეორე ნახევარში, რის გამოც მეტეორები "უკონტროლოდ გარბიან" ცაზე.

დაკვირვების დასრულების შემდეგ შეადგინეთ ცხრილი, რომლის პირველ სვეტში შეიყვანეთ დაკვირვების საათობრივი ინტერვალები, მაგალითად, 2-დან 3 საათამდე, 3-დან 4 საათამდე და ა.შ., ხოლო მეორეში - მეტეორების შესაბამისი რაოდენობა. ნანახი: 10, 15, ... მეტი სიცხადისთვის, შეგიძლიათ დახაზოთ მეტეორების რაოდენობის დამოკიდებულება დღის დროზე - და გექნებათ სურათი, რომელიც აჩვენებს, თუ როგორ შეიცვალა მეტეორების რაოდენობა ღამის განმავლობაში. ეს იქნება თქვენი პატარა „მეცნიერული აღმოჩენა“. ეს შეიძლება გაკეთდეს დაკვირვების პირველივე ღამეს. ნება მიეცით საკუთარ თავს შთააგონოთ აზრი, რომ ყველა მეტეორი, რომელსაც ამ ღამით ხედავთ, უნიკალურია. ყოველივე ამის შემდეგ, თითოეული მათგანი სამუდამოდ გაუჩინარებული პლანეტათაშორისი ნაწილაკის წარმავალი გამოსამშვიდობებელი ავტოგრაფია. იღბლით, მეტეორებზე დაკვირვებით, შეგიძლიათ ნახოთ ერთი ან კიდევ რამდენიმე ცეცხლოვანი ბურთი. ბოლიდი შეიძლება დასრულდეს მეტეორიტის ამოვარდნით, ამიტომ მოემზადეთ შემდეგი მოქმედებებისთვის: დააყენეთ ბოლიდის ფრენის მომენტი საათის მიხედვით, შეეცადეთ დაიმახსოვროთ (დახაზოთ) მისი ტრაექტორია მიწის ან ციური ღირშესანიშნაობების გამოყენებით, მოუსმინეთ ნებისმიერ ბგერას (შოკი, აფეთქება, ღრიალი) მას შემდეგ, რაც ცეცხლოვანი ბურთი ჩაქრება ან გაქრება ჰორიზონტზე. ჩაწერეთ მონაცემები დაკვირვების ჟურნალში. თქვენ მიერ მიღებული ინფორმაცია შესაძლოა გამოადგეს სპეციალისტებს მეტეორიტის დაცემის ადგილის ძიების ორგანიზების შემთხვევაში.

უკვე პირველ ღამეს, დაკვირვებით, ყურადღებას მიაქცევთ ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავებს, მათ შედარებით პოზიციას. და თუ შემდგომში გააგრძელებთ დაკვირვებას, მაშინ რამდენიმე არასრულ ღამეში თქვენ შეეგუებით მათ და ამოიცნობთ მათ. ჯერ კიდევ უძველეს დროში, ვარსკვლავები იყო დაჯგუფებული თანავარსკვლავედებად. თანავარსკვლავედების ეტაპობრივი შესწავლა საჭიროა. ეს აღარ შეიძლება გაკეთდეს ვარსკვლავური ცის რუქის გარეშე. ის უნდა შეიძინოთ წიგნის მაღაზიაში. ცალკე, ვარსკვლავური ცის რუქები ან ატლასები იშვიათად იყიდება, უფრო ხშირად ისინი ერთვის სხვადასხვა წიგნებს, მაგალითად, ასტრონომიის სახელმძღვანელოს მე -10 კლასისთვის, სკოლის ასტრონომიული კალენდარი და პოპულარული სამეცნიერო ასტრონომიული ლიტერატურა.

ცაში ვარსკვლავების ამოცნობა რუკაზე მათი გამოსახულებებით არ არის რთული. თქვენ უბრალოდ უნდა მოერგოთ რუქის მასშტაბებს. რუქით გასვლისას თან წაიღეთ ფანარი. რუკის ზედმეტად განათების თავიდან ასაცილებლად, ფანრის შუქი შეიძლება ჩაქრეს ბინტით შეფუთვით. თანავარსკვლავედების გაცნობა უაღრესად საინტერესო აქტივობაა. "ვარსკვლავური კროსვორდების" ამოხსნა არასოდეს არის მოსაწყენი. უფრო მეტიც, გამოცდილება გვიჩვენებს, რომ ბავშვებს, მაგალითად, უყვართ ვარსკვლავური თამაში და ძალიან სწრაფად იმახსოვრებენ როგორც თანავარსკვლავედების სახელებს, ასევე მათ მდებარეობას ცაში.

ასე რომ, ერთ კვირაში თქვენ შეძლებთ საკმაოდ თავისუფლად ბანაოთ ზეციურ ზღვაში და ისაუბროთ "თქვენ" ბევრ ვარსკვლავთან. ცის კარგი ცოდნა გააფართოვებს მეტეორებზე დაკვირვების თქვენს სამეცნიერო პროგრამას. მართალია, ეს აღჭურვილობა გარკვეულწილად გართულდება. საათის, ჟურნალისა და ფანქრის გარდა, თქვენ უნდა აიღოთ ფანარი, რუკა, სახაზავი, საშლელი, ბარათის საყრდენი (რაღაც პლაივუდი ან პატარა მაგიდა). ახლა, როდესაც აკვირდებით ყველა მეტეორის ტრაექტორიას, რომელსაც ხედავთ, რუკაზე ფანქრით დებთ ისრებს. თუ დაკვირვებები განხორციელდა მაქსიმალური ნაკადის თარიღზე, მაშინ ზოგიერთი ისარი (და ზოგჯერ უმეტესობა) გამოჩნდება რუკაზე. გააგრძელეთ ისრები უკან წყვეტილი ხაზებით: ეს ხაზები გადაიკვეთება ვარსკვლავურ დიაგრამაზე რომელიმე უბანზე ან თუნდაც წერტილში. ეს ნიშნავს, რომ მეტეორები მიეკუთვნება მეტეორულ წვიმას და თქვენ მიერ ნაპოვნი წყვეტილი ხაზების გადაკვეთის წერტილი არის ამ წვიმის მიახლოებითი გასხივოსნება. დანარჩენი ისრები, რომლებიც თქვენ დახაზეთ, შეიძლება იყოს მეტეორის სპორადული ტრაექტორია.

აღწერილი დაკვირვებები ტარდება, როგორც უკვე აღინიშნა, ყოველგვარი ოპტიკური ინსტრუმენტის გამოყენების გარეშე. თუ თქვენს განკარგულებაში გაქვთ ბინოკლები, მაშინ შესაძლებელი გახდება არა მხოლოდ მეტეორებისა და ცეცხლოვანი ბურთების, არამედ მათი კვალის დაკვირვებაც. ძალიან მოსახერხებელია ბინოკლთან მუშაობა, თუ მას ამაგრებთ სამფეხზე. ცეცხლოვანი ბურთის გავლის შემდეგ, როგორც წესი, სუსტად მანათობელი ბილიკი ჩანს ცაზე. მიმართეთ ბინოკლს მისკენ. თქვენს თვალწინ, ჰაერის დინების გავლენის ქვეშ მყოფი ბილიკი ფორმას შეიცვლის, მასში თრომბები და იშვიათობა წარმოიქმნება. ძალიან სასარგებლოა ბილიკის რამდენიმე თანმიმდევრული ხედის დახატვა.

მეტეორების გადაღებაც არ წარმოადგენს მნიშვნელოვან სირთულეებს. ამ მიზნებისათვის შეგიძლიათ გამოიყენოთ ნებისმიერი კამერა. უმარტივესი გზაა კამერის შტატივზე დაყენება ან, ვთქვათ, სკამზე დადება და ზენიტისკენ მიმავალი. ამავდროულად დააყენეთ ჩამკეტი ხანგრძლივ ექსპოზიციაზე და გადაიღეთ ვარსკვლავური ცა 15-30 წუთის განმავლობაში. ამის შემდეგ გადაიტანეთ ფილმი ერთ ჩარჩოში და განაგრძეთ გადაღება. თითოეულ გამოსახულებაში ვარსკვლავები ჩნდებიან როგორც პარალელური რკალი, ხოლო მეტეორები - სწორი ხაზები, რომლებიც ჩვეულებრივ კვეთენ რკალებს. გასათვალისწინებელია, რომ ერთი ჩვეულებრივი ლინზის ხედვის ველი არც თუ ისე დიდია და, შესაბამისად, მეტეორის გადაღების ალბათობა საკმაოდ მცირეა. ამას მოთმინება და რა თქმა უნდა ცოტა იღბალი სჭირდება. ფოტოგრაფიული დაკვირვების დროს თანამშრომლობა კარგია: რამდენიმე კამერა მიმართულია ციური სფეროს სხვადასხვა უბნებზე ისე, როგორც ამას პროფესიონალი ასტრონომები აკეთებენ. თუმცა, თუ მოახერხებთ მეტეორებზე მონადირეთა მცირე ჯგუფის შექმნას, სასარგებლოა მისი ორ ჯგუფად დაყოფა. თითოეულმა ჯგუფმა უნდა აირჩიოს დაკვირვების ადგილი ერთმანეთისგან საკმარის მანძილზე და ჩაატაროს ერთობლივი დაკვირვებები წინასწარ შეთანხმებული პროგრამის მიხედვით.

თავად ფოტო დაკვირვება შედარებით მარტივი ამოცანაა: დააწკაპუნეთ ჟალუზებზე, გადაახვიეთ ფილმი, ჩაწერეთ ექსპოზიციის დაწყების და დასრულების დრო და მეტეორების გავლის მომენტები. მიღებული სურათების დამუშავება გაცილებით რთულია. თუმცა, არ უნდა შეგეშინდეთ სირთულეების. თუ უკვე გადაწყვიტეთ ცასთან მეგობრული ურთიერთობის დამყარება, მაშინ მოემზადეთ გარკვეული ინტელექტუალური დაძაბულობის საჭიროებისთვის.

მაგრამ რაც შეეხება კომეტებზე დაკვირვებას? თუ კომეტები ისეთივე ხშირად გამოჩნდებოდნენ, როგორც მეტეორები, მაშინ ასტრონომიის მოყვარულებს უკეთესს არ ისურვებდნენ. მაგრამ, სამწუხაროდ! შეგიძლია მთელი „მარადიულობა“ დაელოდო კომეტას და მაინც არაფერი დარჩე. პასიურობა აქ ნომერ პირველი მტერია. კომეტები უნდა მოიძებნოს. ძიება ენთუზიაზმით, დიდი სურვილით, წარმატების რწმენით. ბევრი კაშკაშა კომეტა აღმოაჩინეს მოყვარულებმა. მათი სახელები სამუდამოდ არის ჩაწერილი ისტორიის მატიანეში.

სად გჭირდებათ კომეტების ძებნა, ცის რომელ რეგიონში? არის რაიმე მინიშნება ახალბედა დამკვირვებლის შესახებ?

Იქ არის. კაშკაშა კომეტები უნდა ვეძებოთ მზესთან ახლოს, ანუ დილით მზის ამოსვლამდე აღმოსავლეთში, საღამოს მზის ჩასვლის შემდეგ დასავლეთში. წარმატების ალბათობა მნიშვნელოვნად გაიზრდება, თუ თანავარსკვლავედებს შეისწავლით, შეეგუებით ვარსკვლავების მდებარეობას, მათ ბრწყინვალებას. მაშინ „უცხო“ ობიექტის გამოჩენა თქვენს ყურადღებას არ გამოეპარება. თუ თქვენს განკარგულებაში გაქვთ ბინოკლები, თვალთვალი, ტელესკოპი ან სხვა ინსტრუმენტი, რომელიც საშუალებას გაძლევთ დააკვირდეთ უფრო მკრთალ ობიექტებს, ძალიან სასარგებლო იქნება ნისლეულებისა და გლობულური მტევნების რუქის გაკეთება, წინააღმდეგ შემთხვევაში თქვენი გული ერთზე მეტჯერ ცემს. თქვენი ცრუ კომეტის აღმოჩენის შემთხვევა. და ეს, მერწმუნეთ, ძალიან შეურაცხმყოფელია! დაკვირვების პროცესი თავისთავად არ არის რთული, თქვენ რეგულარულად უნდა შეამოწმოთ ცის დილის და საღამოს მახლობლად მზის ნაწილი, გააღვიძოთ საკუთარი თავი ნებისმიერ ფასად კომეტის პოვნის სურვილით.

კომეტაზე დაკვირვება უნდა განხორციელდეს მისი ხილვადობის მთელი პერიოდის დნობის დროს. თუ კომეტის გადაღება შეუძლებელია, მაშინ გააკეთეთ მისი გარეგნობის ნახატების სერია დროისა და თარიღის სავალდებულო მითითებით. განსაკუთრებით ფრთხილად დახაზეთ სხვადასხვა დეტალები კომეტის თავში და კუდში. ყოველ ჯერზე დააყენეთ კომეტის პოზიცია ვარსკვლავურ დიაგრამაზე, "დახაზეთ" მისი მარშრუტი.

თუ კამერა გაქვთ, ნუ დაზოგავთ ფოტოგრაფიას. კამერის ტელესკოპთან შერწყმით, თქვენ მიიღებთ სწრაფ ასტროგრაფს და თქვენი ფოტოები ორმაგად ღირებული იქნება.

გახსოვდეთ, რომ როგორც ბინოკლებით ან ტელესკოპით ვიზუალური დაკვირვების დროს, ასევე ფოტოგრაფიის დროს, ტელესკოპი და კამერა უნდა იყოს დამონტაჟებული სამფეხაზე, წინააღმდეგ შემთხვევაში ობიექტის გამოსახულება "სიცივით კანკალებს".

კარგია, თუ ტელესკოპით ან ბინოკლებით წმინდა ვიზუალური დაკვირვების დროსაც კი შესაძლებელია კომეტის სიკაშკაშის შეფასება. ფაქტია, რომ ძალიან აქტიურ კომეტებს შეუძლიათ ძლიერად "მოციმციმე", მათი სიკაშკაშის გაზრდა ან შემცირება. მიზეზები შეიძლება იყოს ბირთვში არსებული შიდა პროცესები (მატერიის უეცარი გამოდევნა) ან მზის ქარის ნაკადების გარეგანი გავლენა.

ალბათ გახსოვთ, რომ ვარსკვლავის ფორმის ობიექტის სიკაშკაშე შეგიძლიათ ცნობილი ვარსკვლავების სიკაშკაშესთან შედარებით განსაზღვროთ. ასე ფასდება, მაგალითად, ასტეროიდის სიდიდე. კომეტა უფრო რთულია. ყოველივე ამის შემდეგ, ის ჩანს არა როგორც ვარსკვლავი, არამედ როგორც დაბურული ლაქა. ამიტომ გამოიყენება შემდეგი საკმაოდ გენიალური მეთოდი. დამკვირვებელი აგრძელებს ტელესკოპის ოკულარს, კომეტისა და ვარსკვლავების გამოსახულებებს ფოკუსიდან გამოაქვს, რის შედეგადაც ვარსკვლავები წერტილებიდან ბუნდოვან ლაქებად იქცევა. დამკვირვებელი აგრძელებს ოკულარს მანამ, სანამ ვარსკვლავური ლაქების ზომა არ იქნება კომეტის ზომის ტოლი ან თითქმის ტოლი. შემდეგ შედარებისთვის ორი ვარსკვლავია შერჩეული - ერთი კომეტაზე გარკვეულწილად კაშკაშაა, მეორე უფრო მკრთალი. მათი ვარსკვლავური სიდიდეები განლაგებულია ვარსკვლავური კატალოგის მიხედვით.

უდავოა, აქამდე აღმოჩენილ კომეტებზე დაკვირვებაც საინტერესოა. ასეთი კომეტების სია, რომლებიც მოსალოდნელია მოცემულ წელს, გამოქვეყნებულია ასტრონომიულ კალენდარში (ცვლადი ნაწილი). ეს კალენდრები ყოველწლიურად ქვეყნდება. მართალია, ძალიან ხშირად, კომეტის ისტორიისა და მისი მომავალი დაკვირვების პირობების აღწერის შემდეგ, ემატება ძალიან უსიამოვნო ფრაზა:

"მიუწვდომელია სამოყვარულო დაკვირვებისთვის." ამრიგად, 1988 წელს დაფიქსირებული ხუთივე მოკლე პერიოდის კომეტა მიუწვდომელი იყო მოყვარულთათვის მათი დაბალი სიკაშკაშის გამო. დიახ, მართლაც, ადამიანმა უნდა აღმოაჩინოს საკუთარი კომეტები!

ძალიან სუსტი კომეტები, როგორც წესი, აღმოჩენილია ვარსკვლავური ცის ნეგატივების დათვალიერებით. თუ არ დაგავიწყდათ, ახალი ასტეროიდები იმავე გზით აღმოაჩინეს.

ასტეროიდებზე შეუიარაღებელი თვალით დაკვირვება თითქმის შეუძლებელია. მაგრამ მცირე ტელესკოპებში ეს შეიძლება გაკეთდეს. იგივე „ასტრონომიული კალენდარი“ აქვეყნებს ასტეროიდების სიას, რომლებიც ხელმისაწვდომია მოცემულ წელს დაკვირვებისთვის.

გაითვალისწინეთ ერთი რჩევა. არასოდეს დაეყრდნოთ მხოლოდ თქვენს მეხსიერებას, დარწმუნდით, რომ ჩაწერეთ თქვენი დაკვირვების შედეგები ჟურნალში და რაც შეიძლება დეტალურად. მხოლოდ ამ შემთხვევაში შეიძლება გქონდეთ იმედი იმისა, რომ თქვენი მშვენიერი ჰობი გამოადგება მეცნიერებას.

ასტრონომია არის მეცნიერება, რომელიც სწავლობს ციურ ობიექტებს და სამყაროს, რომელშიც ჩვენ ვცხოვრობთ.

შენიშვნა 1

ვინაიდან ასტრონომიას, როგორც მეცნიერებას, არ აქვს ექსპერიმენტის ჩატარების შესაძლებლობა, ინფორმაციის ძირითადი წყაროა ის ინფორმაცია, რომელსაც მკვლევარები იღებენ დაკვირვების დროს.

ამ მხრივ, ასტრონომიაში გამოიყოფა დარგი, რომელსაც დაკვირვებითი ასტრონომია ჰქვია.

დაკვირვებითი ასტრონომიის არსი არის კოსმოსში არსებული ობიექტების შესახებ საჭირო ინფორმაციის მოპოვება ისეთი ინსტრუმენტების გამოყენებით, როგორიცაა ტელესკოპები და სხვა აღჭურვილობა.

ასტრონომიაში დაკვირვებები შესაძლებელს ხდის, კერძოდ, შესწავლილი ობიექტების თვისებების ნიმუშების თვალყურის დევნება. ზოგიერთი ობიექტის შესწავლის მიღებული შედეგები შეიძლება გავრცელდეს მსგავსი თვისებების მქონე სხვა ობიექტებზეც.

დაკვირვებითი ასტრონომიის სექციები

დაკვირვების ასტრონომიაში, სექციებად დაყოფა დაკავშირებულია ელექტრომაგნიტური სპექტრის დიაპაზონებად დაყოფასთან.

ოპტიკური ასტრონომია - ხელს უწყობს დაკვირვებებს სპექტრის ხილულ ნაწილში. ამავდროულად, სარკეები, ლინზები და მყარი მდგომარეობის დეტექტორები გამოიყენება დაკვირვების მოწყობილობებში.

შენიშვნა 2

ამ შემთხვევაში, ხილული გამოსხივების რეგიონი დევს გამოკვლეული ტალღების დიაპაზონის შუაში. ხილული გამოსხივების ტალღის სიგრძე 400 ნმ-დან 700 ნმ-მდეა.

ინფრაწითელი ასტრონომია ეფუძნება ინფრაწითელი გამოსხივების ძიებას და შესწავლას. ამ შემთხვევაში, ტალღის სიგრძე აღემატება სილიკონის დეტექტორებით დაკვირვების შეზღუდულ მნიშვნელობას: დაახლოებით 1 μm. დიაპაზონის ამ ნაწილში შერჩეული ობიექტების შესასწავლად მკვლევარები ძირითადად ტელესკოპებს - რეფლექტორებს იყენებენ.

რადიო ასტრონომია ემყარება დაკვირვებებს რადიაციაზე ტალღის სიგრძით მილიმეტრიდან ათეულ მილიმეტრამდე. მათი მუშაობის პრინციპით, მიმღებები, რომლებიც იყენებენ რადიო ემისიას, შედარებულია იმ მიმღებებთან, რომლებიც გამოიყენება რადიო გადაცემების მაუწყებლობაში. თუმცა, რადიო მიმღებები უფრო მგრძნობიარეა.

რენტგენის ასტრონომია, გამა-სხივების ასტრონომია და ულტრაიისფერი ასტრონომია შედის მაღალი ენერგიის ასტრონომიაში.

დაკვირვების მეთოდები ასტრონომიაში

სასურველი მონაცემების მიღება შესაძლებელია, როდესაც ასტრონომები ელექტრომაგნიტურ გამოსხივებას დაარეგისტრირებენ. გარდა ამისა, მკვლევარები ატარებენ დაკვირვებას ნეიტრინოებზე, კოსმოსურ სხივებზე ან გრავიტაციულ ტალღებზე.

ოპტიკური და რადიო ასტრონომია თავის საქმიანობაში იყენებს მიწისზედა ობსერვატორიებს. ამის მიზეზი ის არის, რომ ამ დიაპაზონების ტალღის სიგრძეზე ჩვენი პლანეტის ატმოსფერო შედარებით გამჭვირვალობაა.

ობსერვატორიები ძირითადად განლაგებულია მაღალ სიმაღლეზე. ეს გამოწვეულია ატმოსფეროს შეწოვისა და დამახინჯების შემცირებით.

შენიშვნა 3

გაითვალისწინეთ, რომ ინფრაწითელი ტალღების რაოდენობა მნიშვნელოვნად შეიწოვება წყლის მოლეკულების მიერ. ამის გამო, ობსერვატორიებს ხშირად აშენებენ მშრალ ადგილებში მაღალ სიმაღლეზე ან სივრცეში.

ბუშტები ან კოსმოსური ობსერვატორიები ძირითადად გამოიყენება რენტგენის, გამა-სხივების და ულტრაიისფერი ასტრონომიის სფეროებში და რამდენიმე გამონაკლისის გარდა, შორეული IR ასტრონომიაში. ამავდროულად, ჰაერის შხაპებზე დაკვირვებით, შეგიძლიათ აღმოაჩინოთ გამა გამოსხივება, რომელმაც შექმნა ისინი. გაითვალისწინეთ, რომ კოსმოსური სხივების შესწავლა ამჟამად ასტრონომიული მეცნიერების სწრაფად განვითარებადი სფეროა.

მზესთან და დედამიწასთან ახლოს მდებარე ობიექტების დანახვა და გაზომვა შესაძლებელია სხვა ობიექტების ფონზე დაკვირვებისას. ასეთი დაკვირვებები გამოიყენებოდა პლანეტების ორბიტების მოდელების ასაგებად, ასევე მათი შედარებითი მასებისა და გრავიტაციული აშლილობის დასადგენად. შედეგი იყო ურანის, ნეპტუნის და პლუტონის აღმოჩენა.

რადიოასტრონომია - ასტრონომიის ამ დარგის განვითარება რადიოემისიის აღმოჩენის შედეგი იყო. ამ ტერიტორიის შემდგომმა განვითარებამ გამოიწვია ისეთი ფენომენის აღმოჩენა, როგორიცაა კოსმოსური ფონის რადიაცია.

ნეიტრინო ასტრონომია - ასტრონომიული მეცნიერების ეს სფერო იყენებს ნეიტრინო დეტექტორებს თავის არსენალში, რომელიც ძირითადად მიწისქვეშ მდებარეობს. ნეიტრინო ასტრონომიის ხელსაწყოები გვეხმარება იმ პროცესების შესახებ ინფორმაციის მოპოვებაში, რომლებსაც მკვლევარები ტელესკოპით ვერ აკვირდებიან. ამის მაგალითია ჩვენი მზის ბირთვში მიმდინარე პროცესები.

გრავიტაციული ტალღების მიმღებებს აქვთ უნარი ჩაწერონ ისეთი ფენომენების კვალიც კი, როგორიცაა ისეთი მასიური ობიექტების შეჯახება, როგორიცაა ნეიტრონული ვარსკვლავები და შავი ხვრელები.

ავტომატური კოსმოსური ხომალდები აქტიურად გამოიყენება მზის სისტემის პლანეტების ასტრონომიულ დაკვირვებებში. მათი დახმარებით განსაკუთრებით აქტიურად იკვლევენ პლანეტების გეოლოგიასა და მეტეოროლოგიას.

ასტრონომიული დაკვირვების ჩატარების პირობები.

ასტრონომიულ ობიექტებზე უკეთესი დაკვირვებისთვის მნიშვნელოვანია შემდეგი პირობები:

1. კვლევა ძირითადად სპექტრის ხილულ ნაწილში ოპტიკური ტელესკოპების გამოყენებით ტარდება.
2. დაკვირვებები ძირითადად ღამით ტარდება, ვინაიდან მკვლევარების მიერ მიღებული მონაცემების ხარისხი დამოკიდებულია ჰაერის გამჭვირვალობაზე და ხილვადობის პირობებზე. თავის მხრივ, ხილვადობის პირობები დამოკიდებულია ტურბულენტობაზე და ჰაერში სითბოს ნაკადების არსებობაზე.
3. სავსე მთვარის არარსებობა უპირატესობას ანიჭებს ასტრონომიულ ობიექტებზე დაკვირვებას. თუ სავსე მთვარე ცაშია, მაშინ ეს იძლევა დამატებით განათებას და ართულებს მკრთალ ობიექტებზე დაკვირვებას.
4. ოპტიკური ტელესკოპისთვის დაკვირვებისთვის ყველაზე შესაფერისი ადგილი ღია სივრცეა. გარე სივრცეში შესაძლებელია დაკვირვების გაკეთება, რომელიც არ არის დამოკიდებული ატმოსფეროს ცვალებადობაზე, სივრცეში ასეთის ნაკლებობის გამო. დაკვირვების ამ მეთოდის მინუსი არის ასეთი კვლევების მაღალი ფინანსური ღირებულება.

კოსმოსის შემდეგ, გარე სივრცეზე დასაკვირვებლად ყველაზე შესაფერისი ადგილი მთების მწვერვალებია. მთის მწვერვალებს აქვთ უღრუბლო დღეების დიდი რაოდენობა და აქვთ ხარისხიანი ხილვადობის პირობები, რომლებიც დაკავშირებულია კარგ ატმოსფერულ ხარისხთან.

მაგალითი 1

ასეთი ობსერვატორიების მაგალითია მაუნა კეას და ლა პალმას კუნძულების მწვერვალები.

ასტრონომიულ დაკვირვებებში ასევე დიდ როლს თამაშობს ღამის სიბნელის დონე. ადამიანის საქმიანობით შექმნილი ხელოვნური განათება ხელს უშლის მკრთალ ასტრონომიულ ობიექტებზე მაღალხარისხიან დაკვირვებას. თუმცა, ქუჩის ნათურების ირგვლივ პლაფონების გამოყენება პრობლემის მოგვარებაში გვეხმარება. შედეგად, დედამიწის ზედაპირზე მიმავალი სინათლის რაოდენობა იზრდება და ცისკენ მიმართული გამოსხივება მცირდება.

5. ატმოსფეროს გავლენა დაკვირვების ხარისხზე შეიძლება დიდი იყოს. უკეთესი სურათის მისაღებად გამოიყენება ტელესკოპები გამოსახულების დაბინდვის დამატებითი კორექტირებით. ხარისხის გასაუმჯობესებლად ასევე გამოიყენება ადაპტური ოპტიკა, ლაქების ინტერფერომეტრია, დიაფრაგმის სინთეზი ან კოსმოსში ტელესკოპების განთავსება.

წინასიტყვაობა
წიგნი ეძღვნება მოწინავე დონის ასტრონომიული დაკვირვებების ორგანიზაციას, შინაარსს და მეთოდოლოგიას, ასევე მათი დამუშავების უმარტივეს მათემატიკურ მეთოდებს. ის იწყება ასტრონომიის დაკვირვების მთავარი ინსტრუმენტის, ტელესკოპის გამოცდის თავით. ამ თავში მოცემულია ტელესკოპის უმარტივეს თეორიასთან დაკავშირებული ძირითადი საკითხები. მასწავლებლები აქ იპოვიან უამრავ ღირებულ პრაქტიკულ რჩევას ტელესკოპის სხვადასხვა მახასიათებლების განსაზღვრასთან, მისი ოპტიკის ხარისხის შემოწმებასთან, დაკვირვებისთვის ოპტიმალური პირობების არჩევასთან, ასევე აუცილებელ ინფორმაციას ტელესკოპის ყველაზე მნიშვნელოვანი აქსესუარების შესახებ და როგორ მოიქცეს. მათ ვიზუალური და ფოტოგრაფიული დაკვირვების დროს.
წიგნის ყველაზე მნიშვნელოვანი ნაწილია მეორე თავი, სადაც კონკრეტული მასალის საფუძველზე განხილულია ასტრონომიული დაკვირვების ორგანიზაციის, შინაარსისა და მეთოდების საკითხები. შემოთავაზებული დაკვირვებების მნიშვნელოვანი ნაწილი - მთვარის, მზის, პლანეტების, დაბნელების ვიზუალური დაკვირვებები - არ საჭიროებს მაღალ კვალიფიკაციას და მასწავლებლის გამოცდილი ხელმძღვანელობით, მისი ათვისება შესაძლებელია მოკლე დროში. ამავდროულად, რიგი სხვა დაკვირვებები - ფოტოგრაფიული დაკვირვებები, ცვლადი ვარსკვლავების ვიზუალური დაკვირვებები, მეტეორული წვიმების პროგრამული დაკვირვება და ზოგიერთი სხვა - უკვე მოითხოვს მნიშვნელოვან უნარს, გარკვეულ თეორიულ მომზადებას და დამატებით ინსტრუმენტებსა და აღჭურვილობას.
რა თქმა უნდა, ამ თავში ჩამოთვლილი ყველა დაკვირვება არ შეიძლება განხორციელდეს არცერთ სკოლაში. გაზრდილი სირთულის დაკვირვების ორგანიზება, სავარაუდოდ, ხელმისაწვდომია იმ სკოლებისთვის, სადაც არის ასტრონომიაში კლასგარეშე აქტივობების ორგანიზების კარგი ტრადიციები, არის შესაბამისი სამუშაოს გამოცდილება და, რაც ძალიან მნიშვნელოვანია, კარგი მატერიალური ბაზა.
და ბოლოს, მესამე თავში, კონკრეტულ მასალაზე დაფუძნებული, მარტივი და ვიზუალური სახით არის წარმოდგენილი დაკვირვების დამუშავების ძირითადი მათემატიკური მეთოდები: ინტერპოლაცია და ექსტრაპოლაცია, ემპირიული ფუნქციების სავარაუდო წარმოდგენა და შეცდომის თეორია. ეს თავი წიგნის განუყოფელი ნაწილია. ის ხელმძღვანელობს როგორც სკოლის მასწავლებლებს, ასევე სტუდენტებს და, ბოლოს, ასტრონომიის მოყვარულებს გააზრებული, სერიოზული დამოკიდებულებისკენ ასტრონომიული დაკვირვებების დაყენებისა და ჩატარების მიმართ, რომელთა შედეგებს გარკვეული მნიშვნელობა და ღირებულება მხოლოდ შესაბამისი მათემატიკური დამუშავების შემდეგ შეეძლებათ.
მასწავლებლების ყურადღებას იქცევს მიკროკალკულატორების, სამომავლოდ კი პერსონალური კომპიუტერების გამოყენების აუცილებლობა.
წიგნის მასალა შეიძლება გამოყენებულ იქნას სასწავლო გეგმით გათვალისწინებული ასტრონომიის პრაქტიკული გაკვეთილების ჩატარებისას, ასევე არჩევითი გაკვეთილების ჩატარებისა და ასტრონომიული წრის მუშაობაში.
ამ შესაძლებლობით, ავტორები ღრმა მადლიერებას გამოხატავენ მოსკოვის პლანეტარიუმის ასტრონომიული წრეების საბჭოს თავმჯდომარის მოადგილეს, SAI MSU-ს თანამშრომელს მ.იუ შევჩენკოს და ვლადიმირის პედაგოგიური ინსტიტუტის ასოცირებულ პროფესორს, ფიზიკა-მათემატიკის კანდიდატს Sciences E. P. Razbitnaya ღირებული წინადადებებისთვის, რამაც ხელი შეუწყო წიგნის შინაარსის გაუმჯობესებას.
ავტორები მადლიერებით მიიღებენ მკითხველთა ყველა კრიტიკულ კომენტარს.

თავი I ტელესკოპების ტესტირება

§ 1. შესავალი
ტელესკოპები არის ყველა ასტრონომიული ობსერვატორიის, მათ შორის საგანმანათლებლო ობსერვატორიის მთავარი ინსტრუმენტი. ტელესკოპების დახმარებით მოსწავლეები აკვირდებიან მზეს და მასზე მომხდარ ფენომენებს, მთვარეს და მის ტოპოგრაფიას, პლანეტებს და მათ ზოგიერთ თანამგზავრს, ვარსკვლავთა მრავალფეროვან სამყაროს, ღია და გლობულურ მტევნებს, დიფუზურ ნისლეულებს, ირმის ნახტომსა და გალაქტიკებს. .
პირდაპირი ტელესკოპური დაკვირვებისა და დიდი ტელესკოპით გადაღებული ფოტოების საფუძველზე მასწავლებელს შეუძლია მოსწავლეებში შექმნას ნათელი ბუნებრივ-მეცნიერული იდეები მათ გარშემო არსებული სამყაროს სტრუქტურის შესახებ და ამის საფუძველზე ჩამოაყალიბოს მტკიცე მატერიალისტური რწმენა.
სკოლის ასტრონომიულ ობსერვატორიაში დაკვირვების დაწყებისას მასწავლებელმა კარგად უნდა იცოდეს ტელესკოპური ოპტიკის შესაძლებლობები, მისი შემოწმების სხვადასხვა პრაქტიკული მეთოდები და მისი ძირითადი მახასიათებლების დადგენა. რაც უფრო სრულყოფილი და ღრმა იქნება მასწავლებლის ცოდნა ტელესკოპების შესახებ, მით უკეთესი იქნება ასტრონომიული დაკვირვებების ორგანიზება, უფრო ნაყოფიერი იქნება მოსწავლეების მუშაობა და უფრო დამაჯერებელი იქნება დაკვირვების შედეგები მათ წინაშე.
კერძოდ, მნიშვნელოვანია ასტრონომიის მასწავლებელმა იცოდეს ტელესკოპის მოკლე თეორია, გაეცნოს ყველაზე გავრცელებულ ოპტიკურ სისტემებს და ტელესკოპის დანადგარებს, ასევე ჰქონდეს საკმაოდ სრულყოფილი ინფორმაცია ოკულისტებისა და ტელესკოპის სხვადასხვა აქსესუარების შესახებ. ამავდროულად, მან უნდა იცოდეს სასკოლო და სასწავლებლის საგანმანათლებლო ასტრონომიული ობსერვატორიებისთვის განკუთვნილი მცირე ტელესკოპების ძირითადი მახასიათებლები, დადებითი და უარყოფითი მხარეები, ჰქონდეს ასეთი ტელესკოპების მუშაობის კარგი უნარები და შეეძლოს რეალისტურად შეაფასოს მათი შესაძლებლობები დაკვირვების ორგანიზებისას.
ასტრონომიული ობსერვატორიის მუშაობის ეფექტურობა დამოკიდებულია არა მხოლოდ მის აღჭურვილობაზე სხვადასხვა აღჭურვილობით და, კერძოდ, მასზე არსებული ტელესკოპების ოპტიკურ სიმძლავრეზე, არამედ დამკვირვებელთა მზადყოფნის ხარისხზეც. მხოლოდ კვალიფიციურ დამკვირვებელს, რომელსაც აქვს მის ხელთ არსებული ტელესკოპის მართვის კარგი უნარები და იცის მისი ძირითადი მახასიათებლები და შესაძლებლობები, შეუძლია მიიღოს მაქსიმალური ინფორმაცია ამ ტელესკოპზე.
მაშასადამე, მასწავლებელს მნიშვნელოვანი ამოცანა აქვს მოამზადოს აქტივისტები, რომლებსაც შეუძლიათ კარგი დაკვირვების გაკეთება, რაც მოითხოვს გამძლეობას, ფრთხილად შესრულებას, დიდ ყურადღებას და დროს.
კვალიფიციური დამკვირვებელთა ჯგუფის შექმნის გარეშე შეუძლებელია სასკოლო ობსერვატორიის ფართო უწყვეტი ფუნქციონირების იმედი და მისი დიდი დაბრუნება ყველა სხვა მოსწავლის განათლებასა და აღზრდაში.
ამ მხრივ, მასწავლებელმა არ კმარა იცოდეს თავად ტელესკოპები და მათი შესაძლებლობები, მას ასევე უნდა ჰქონდეს გააზრებული და გამოხატული ახსნის მეთოდი, რომელიც შორს არ სცილდება სკოლის სასწავლო გეგმებსა და სახელმძღვანელოებს და ეფუძნება მოსწავლეთა მიღებულ ცოდნას. ფიზიკის, ასტრონომიისა და მათემატიკის შესწავლა.
ამავდროულად, განსაკუთრებული ყურადღება უნდა მიექცეს ტელესკოპების შესახებ მოხსენებული ინფორმაციის გამოყენებით ხასიათს, რათა ამ უკანასკნელის შესაძლებლობები გამოვლინდეს დაგეგმილი დაკვირვებების განხორციელების პროცესში და გამოვლინდეს მიღებულ შედეგებში.
ზემოაღნიშნული მოთხოვნების გათვალისწინებით, წიგნის პირველ თავში მოცემულია თეორიული ინფორმაცია ტელესკოპების შესახებ იმ რაოდენობით, რაც საჭიროა კარგად გააზრებული დაკვირვებისთვის, ასევე რაციონალური პრაქტიკული მეთოდების აღწერას ტესტირებისა და მათი სხვადასხვა მახასიათებლების დადგენის გათვალისწინებით. სტუდენტების ცოდნა და შესაძლებლობები.

§ 2. ტელესკოპის ოპტიკის ძირითადი მახასიათებლების განსაზღვრა
იმისათვის, რომ ღრმად გავიგოთ ტელესკოპის ოპტიკის შესაძლებლობები, ჯერ უნდა მივცეთ რამდენიმე ოპტიკური მონაცემი ადამიანის თვალზე - სტუდენტების მთავარი „ინსტრუმენტი“ უმეტეს საგანმანათლებლო ასტრონომიულ დაკვირვებებში. მოდით ვისაუბროთ მის მახასიათებლებზე, როგორიცაა უკიდურესი მგრძნობელობა და მხედველობის სიმახვილე, მათი შინაარსის ილუსტრირება ციურ ობიექტებზე დაკვირვების მაგალითებზე.
თვალის შეზღუდვის (ზღურბლის) მგრძნობელობის ქვეშ არის გაგებული მინიმალური მანათობელი ნაკადი, რომელიც ჯერ კიდევ შეიძლება აღიქმებოდეს მთლიანად ბნელზე ადაპტირებული თვალით.
თვალის შემზღუდველი მგრძნობელობის დასადგენად მოსახერხებელი ობიექტები არის სხვადასხვა სიდიდის ვარსკვლავების ჯგუფები, ყურადღებით გაზომილი სიდიდეებით. ატმოსფეროს კარგ მდგომარეობაში, უღრუბლო ცა ქალაქიდან შორს მთვარე ღამეს, შეიძლება მე-6 სიდიდის ვარსკვლავების დაკვირვება. თუმცა, ეს არ არის ზღვარი. მაღალ მთებში, სადაც ატმოსფერო განსაკუთრებით სუფთა და გამჭვირვალეა, ხილული ხდება მე-8 სიდიდის ვარსკვლავები.
გამოცდილმა დამკვირვებელმა უნდა იცოდეს მისი თვალების საზღვრები და შეძლოს ატმოსფეროს გამჭვირვალობის მდგომარეობის დადგენა ვარსკვლავებზე დაკვირვებით. ამისათვის საჭიროა კარგად შევისწავლოთ ასტრონომიაში საყოველთაოდ მიღებული სტანდარტი - ჩრდილოეთ პოლარული სერია (ნახ. 1, ა) და მივიღოთ როგორც წესი: ტელესკოპური დაკვირვების განხორციელებამდე ჯერ შეუიარაღებელი თვალით უნდა დადგინდეს. ამ სერიიდან ზღვარზე ხილული ვარსკვლავები და ადგენენ მათგან ატმოსფეროს მდგომარეობას.
ბრინჯი. 1. ჩრდილოეთ პოლარული ქედის რუკა:
ა - შეუიარაღებელი თვალით დაკვირვებისთვის; ბ - ბინოკლებით ან პატარა ტელესკოპით; გ - საშუალო ტელესკოპი.
მიღებული მონაცემები აღირიცხება დაკვირვების ჟურნალში. ეს ყველაფერი მოითხოვს დაკვირვებას, მეხსიერებას, ავითარებს თვალის შეფასების ჩვევას და აჩვევს სიზუსტეს - ეს თვისებები ძალიან სასარგებლოა დამკვირვებლისთვის.
მხედველობის სიმახვილე გაგებულია, როგორც თვალის უნარი განასხვავოს მჭიდროდ დაშორებული ობიექტები ან მანათობელი წერტილები. ექიმებმა დაადგინეს, რომ ნორმალური ადამიანის თვალის სიმკვეთრე საშუალოდ 1 წუთს შეადგენს. ეს მონაცემები მიიღეს ლაბორატორიულ პირობებში კაშკაშა, კარგად განათებული ობიექტების და წერტილოვანი სინათლის წყაროების შესწავლით.
ვარსკვლავებზე დაკვირვებისას - გაცილებით ნაკლებად კაშკაშა ობიექტებზე - მხედველობის სიმახვილე გარკვეულწილად მცირდება და არის დაახლოებით 3 წუთი ან მეტი რკალი. ასე რომ, ნორმალური ხედვის მქონე, ადვილი შესამჩნევია, რომ მიზარის მახლობლად - შუა ვარსკვლავი ურსა მაიორის თაიგულის სახელურში - არის სუსტი ვარსკვლავი ალკორი. ყველას არ შეუძლია შეუიარაღებელი თვალით დაამყაროს e Lyra-ს ორმაგობა. კუთხოვანი მანძილი მიზარსა და ალკორს შორის არის 1 Г48", ხოლო ლირას ei და e2 კომპონენტებს შორის - 3"28".
ახლა განვიხილოთ, თუ როგორ აფართოებს ტელესკოპი ადამიანის ხედვის შესაძლებლობებს და გავაანალიზებთ ამ შესაძლებლობებს.
ტელესკოპი არის აფოკალური ოპტიკური სისტემა, რომელიც გარდაქმნის პარალელური სხივების სხივს D განივი კვეთით პარალელური სხივების სხივად d კვეთით. ეს აშკარად ჩანს რეფრაქტორში სხივის ბილიკის მაგალითზე (ნახ. 2), სადაც ობიექტივი წყვეტს შორეული ვარსკვლავიდან მოსულ პარალელურ სხივებს და ფოკუსირებს მათ ფოკუსური სიბრტყის წერტილამდე. გარდა ამისა, სხივები განსხვავდებიან, შედიან ოკულარში და გამოდიან მისგან უფრო მცირე დიამეტრის პარალელური სხივის სახით. შემდეგ სხივები შედიან თვალში და ფოკუსირებულია თვალის კაკლის ბოლოში.
თუ ადამიანის თვალის გუგის დიამეტრი ტოლია პარალელური სხივის დიამეტრის, რომელიც გამოდის ოკულარიდან, მაშინ ობიექტის მიერ შეგროვებული ყველა სხივი შევა თვალში. ამიტომ, ამ შემთხვევაში, ტელესკოპის ლინზისა და ადამიანის თვალის გუგის ფართობების თანაფარდობა გამოხატავს სინათლის ნაკადის გაზრდის სიმრავლეს, დაცემას.
თუ ვივარაუდებთ, რომ გუგის დიამეტრი 6 მმ-ია (სრულ სიბნელეში ის 7-8 მმ-საც კი აღწევს), მაშინ სკოლის რეფრაქტორს, რომლის ლინზის დიამეტრი 60 მმ-ია, შეუძლია 100-ჯერ მეტი სინათლის ენერგიის გაგზავნა თვალში, ვიდრე შეუიარაღებელი თვალი აღიქვამს. შედეგად, ასეთი ტელესკოპით, ვარსკვლავები შეიძლება გახდეს ხილული, გამოგვიგზავნეს სინათლის ნაკადები 100-ჯერ უფრო მცირე, ვიდრე შეუიარაღებელი თვალით ხილული ვარსკვლავების სინათლის ნაკადები.
პოგსონის ფორმულის მიხედვით, განათების ასჯერ მატება (მნათობი ნაკადი) შეესაბამება 5 ვარსკვლავის სიდიდეს:
ზემოთ მოყვანილი ფორმულა შესაძლებელს ხდის შეაფასოს შეღწევადი ძალა, რაც ტელესკოპის ყველაზე მნიშვნელოვანი მახასიათებელია. შეღწევის ძალა განისაზღვრება ყველაზე მკრთალი ვარსკვლავის შემზღუდველი სიდიდით (მ), რომელიც ჯერ კიდევ შესაძლებელია მოცემული ტელესკოპით საუკეთესო ატმოსფერულ პირობებში. ვინაიდან არც სინათლის დაკარგვა ოპტიკის გავლისას და არც ცის ფონის დაბნელება ტელესკოპის ხედვის ველში არ არის გათვალისწინებული ზემოხსენებულ ფორმულაში, ის მიახლოებითია.
ტელესკოპის შეღწევადობის უფრო ზუსტი მნიშვნელობა შეიძლება გამოითვალოს შემდეგი ემპირიული ფორმულის გამოყენებით, რომელიც აჯამებს ვარსკვლავებზე დაკვირვების შედეგებს სხვადასხვა დიამეტრის ინსტრუმენტებით:
სადაც D არის ლინზის დიამეტრი, გამოხატული მილიმეტრებში.
საორიენტაციო მიზნებისათვის, ცხრილი 1 გვიჩვენებს ტელესკოპების შეღწევადობის სიმძლავრის სავარაუდო მნიშვნელობებს, გამოითვლება ემპირიული ფორმულის გამოყენებით (1).
ტელესკოპის რეალური შეღწევადი სიმძლავრის დადგენა შესაძლებელია ჩრდილოეთ პოლარული სერიის ვარსკვლავებზე დაკვირვებით (ნახ. 1.6, გ). ამისათვის, ცხრილით 1 ან ემპირიული ფორმულით (1) ხელმძღვანელობით, დააყენეთ ტელესკოპის შეღწევადი სიმძლავრის სავარაუდო მნიშვნელობა. გარდა ამისა, მოცემული რუკებიდან (ნახ. 1.6, გ) შეირჩევა ვარსკვლავები, რომლებიც ოდნავ უფრო დიდი და რამდენადმე მცირე ზომისაა. ფრთხილად დააკოპირეთ ყველა უფრო დიდი ბრწყინვალების ვარსკვლავი და ყველა შერჩეული. ამ გზით კეთდება ვარსკვლავური სქემა, საგულდაგულოდ შესწავლილი და დაკვირვება. რუკაზე „დამატებითი“ ვარსკვლავების არარსებობა ხელს უწყობს ტელესკოპური სურათის სწრაფ იდენტიფიკაციას და ხილული ვარსკვლავების ვარსკვლავური სიდიდის დადგენას. შემდგომი დაკვირვებები ხდება მომდევნო საღამოებზე. თუ ამინდი და ატმოსფეროს გამჭვირვალობა გაუმჯობესდება, მაშინ შესაძლებელი გახდება უფრო მკრთალი ვარსკვლავების დანახვა და იდენტიფიცირება.
ამ გზით აღმოჩენილი ყველაზე მკრთალი ვარსკვლავის სიდიდე განსაზღვრავს გამოყენებული ტელესკოპის რეალურ შეღწევადობას. მიღებული შედეგები ფიქსირდება დაკვირვების ჟურნალში. მათგან შეიძლება ვიმსჯელოთ ატმოსფეროს მდგომარეობაზე და სხვა მნათობებზე დაკვირვების პირობებზე.
ტელესკოპის მეორე ყველაზე მნიშვნელოვანი მახასიათებელია მისი გარჩევადობა b, რაც გაგებულია, როგორც მინიმალური კუთხე ორ ვარსკვლავს შორის, რომლებიც ცალ-ცალკე ჩანს. თეორიულ ოპტიკაში დადასტურებულია, რომ იდეალური ლინზებით ხილულ შუქზე L = 5,5-10-7 მ, ჯერ კიდევ შესაძლებელია ორობითი ვარსკვლავის ამოხსნა, თუ მის კომპონენტებს შორის კუთხური მანძილი ტოლია კუთხის.
სადაც D არის ლინზის დიამეტრი მილიმეტრებში. (...)
ბრინჯი. 3. მჭიდრო ვარსკვლავური წყვილების დიფრაქციული ნიმუშები კომპონენტების სხვადასხვა კუთხური მანძილით.
ასევე ინსტრუქციულია განახორციელოს ტელესკოპური დაკვირვება კაშკაშა ვარსკვლავურ წყვილებზე ლინზას დიაფრაგმით. როდესაც ტელესკოპის შესასვლელი თანდათან დიაფრაგმდება, ვარსკვლავების დიფრაქციული დისკები იზრდება, ერწყმის და ერწყმის ერთ დიფრაქციულ დისკს უფრო დიდი დიამეტრის, მაგრამ გაცილებით დაბალი სიკაშკაშით.
ასეთი კვლევების ჩატარებისას ყურადღება უნდა მიექცეს ტელესკოპური გამოსახულების ხარისხს, რომელიც განისაზღვრება ატმოსფეროს მდგომარეობით.
ატმოსფერული დარღვევები უნდა დაფიქსირდეს კარგად გასწორებული ტელესკოპით (სასურველია რეფლექტორით), რომელიც შეისწავლის კაშკაშა ვარსკვლავების დიფრაქციულ გამოსახულებებს მაღალი გადიდებით. ოპტიკიდან ცნობილია, რომ მონოქრომატული სინათლის ნაკადით, ლინზებით გადაცემული ენერგიის 83,8% კონცენტრირებულია ცენტრალურ დიფრაქციულ დისკზე, 7,2% პირველ რგოლში, 2,8% მეორეში, 1,5% მესამეში და 1,5%. % მეოთხე რგოლში - 0,9% და ა.შ.
ვინაიდან ვარსკვლავებიდან შემომავალი გამოსხივება არ არის მონოქრომატული, მაგრამ შედგება სხვადასხვა ტალღის სიგრძისგან, დიფრაქციული რგოლები ფერადი და ბუნდოვანია. ბეჭდის გამოსახულების სიცხადე შეიძლება გაუმჯობესდეს ფილტრების, განსაკუთრებით ვიწროზოლიანი ფილტრების გამოყენებით. თუმცა, რგოლიდან რგოლში ენერგიის შემცირებისა და მათი არეების გაზრდის გამო, უკვე მესამე რგოლი შეუმჩნეველი ხდება.
ეს მხედველობაში უნდა იქნას მიღებული ატმოსფეროს მდგომარეობის შეფასებისას დაკვირვებული ვარსკვლავების ხილული დიფრაქციის ნიმუშებიდან. ასეთი დაკვირვების დროს შეგიძლიათ გამოიყენოთ პიკერინგის სკალა, რომლის მიხედვითაც საუკეთესო სურათები ფასდება 10 ქულით, ხოლო ძალიან ცუდი 1-ით.
ჩვენ ვაძლევთ ამ მასშტაბის აღწერას (ნახ. 4).
1. ვარსკვლავების გამოსახულებები ტალღოვანია და გაჟღენთილია ისე, რომ მათი დიამეტრი საშუალოდ ორჯერ აღემატება მესამე დიფრაქციის რგოლს.
2. გამოსახულება არის ტალღოვანი და ოდნავ გამოსულია მესამე დიფრაქციული რგოლიდან.
3. გამოსახულება არ სცილდება მესამე დიფრაქციულ რგოლს. გამოსახულების სიკაშკაშე იზრდება ცენტრისკენ.
4. დროდადრო ვარსკვლავის ცენტრალური დიფრაქციული დისკი ჩანს გარშემო მოკლე რკალებით.
5. დიფრაქციული დისკი ყოველთვის ჩანს და ხშირად ჩანს მოკლე რკალი.
6. დიფრაქციული დისკი და მოკლე რკალი ყოველთვის ჩანს.
7. რკალი მოძრაობს აშკარად ხილულ დისკზე.
8. რგოლები ხარვეზებით მოძრაობენ მკაფიოდ განსაზღვრულ დისკზე,
9. დისკთან ყველაზე ახლოს დიფრაქციული რგოლი უმოძრაოა.
10. ყველა დიფრაქციული რგოლი სტაციონარულია.
1 - 3 პუნქტები ახასიათებს ატმოსფეროს ცუდ მდგომარეობას ასტრონომიული დაკვირვებისთვის, 4 - 5 - საშუალო, 6 - 7 - კარგი, 8 - 10 - შესანიშნავი.
ტელესკოპის მესამე მნიშვნელოვანი მახასიათებელია მისი ლინზის დიაფრაგმა, რომელიც უდრის ლინზის დიამეტრის თანაფარდობის კვადრატს.
მის ფოკუსურ სიგრძემდე (...)

§ 3. ტელესკოპის ოპტიკის ხარისხის შემოწმება
ნებისმიერი ტელესკოპის, როგორც დაკვირვების ინსტრუმენტის პრაქტიკული ღირებულება განისაზღვრება არა მხოლოდ მისი ზომით, არამედ მისი ოპტიკის ხარისხით, ანუ მისი ოპტიკური სისტემის სრულყოფილების ხარისხით და ლინზების ხარისხით. მნიშვნელოვან როლს თამაშობს ტელესკოპზე დამაგრებული ოკულარების ხარისხი, ასევე მათი ნაკრების სისრულე.
ლინზა ტელესკოპის ყველაზე კრიტიკული ნაწილია. სამწუხაროდ, ყველაზე მოწინავე ტელესკოპურ ლინზებსაც კი აქვს მთელი რიგი ნაკლოვანებები, როგორც წმინდა ტექნიკური მიზეზების, ასევე სინათლის ბუნების გამო. მათგან ყველაზე მნიშვნელოვანია ქრომატული და სფერული აბერაცია, კომა და ასტიგმატიზმი. გარდა ამისა, სწრაფი ლინზები სხვადასხვა ხარისხით განიცდიან ველის გამრუდებას და დამახინჯებას.
მასწავლებელმა უნდა იცოდეს ყველაზე ხშირად გამოყენებული ტიპის ტელესკოპების ძირითადი ოპტიკური ნაკლოვანებების შესახებ, გამოხატულად და ნათლად აჩვენოს ეს ნაკლოვანებები და შეძლოს მათი გარკვეულწილად შემცირება.
მოდით, თანმიმდევრულად აღვწეროთ ტელესკოპების ყველაზე მნიშვნელოვანი ოპტიკური ნაკლოვანებები, განვიხილოთ, რა ტიპის მცირე ტელესკოპებში და რამდენად ვლინდება ისინი და მიუთითეთ მათი ხაზგასმის, ჩვენების და შემცირების უმარტივესი გზები.
მთავარი დაბრკოლება, რომელიც ხელს უშლიდა რეფრაქტორული ტელესკოპის გაუმჯობესებას დიდი ხნის განმავლობაში, იყო ქრომატული (ფერადი) აბერაცია, ანუ შემგროვებელი ლინზების შეუძლებლობა შეაგროვოს ყველა სინათლის სხივი სხვადასხვა ტალღის სიგრძით ერთ წერტილში. ქრომატულ აბერაციას იწვევს სხვადასხვა ტალღის სიგრძის სინათლის სხივების არათანაბარი გარდატეხა (წითელი სხივები ყვითელზე სუსტად ირღვევა, ხოლო ყვითელი სხივები ლურჯზე სუსტია).
ქრომატული აბერაცია განსაკუთრებით გამოხატულია ტელესკოპებში ერთლინზიანი სწრაფი ლინზებით. თუ ასეთი ტელესკოპი ნათელ ვარსკვლავზეა მიმართული, მაშინ ოკულარულის გარკვეულ პოზიციაზე
შეგიძლიათ იხილოთ კაშკაშა მეწამული ლაქა, რომელიც გარშემორტყმულია ფერადი ჰალოებით, ბუნდოვანი წითელი გარე რგოლით. როგორც ოკულარი გაფართოვდება, ცენტრალური ლაქის ფერი თანდათან შეიცვლება ლურჯი, შემდეგ მწვანე, ყვითელი, ნარინჯისფერი და ბოლოს წითელი. ამ უკანასკნელ შემთხვევაში, წითელი ლაქის გარშემო გამოჩნდება ფერადი ჰალო მეწამული რგოლის საზღვრით.
თუ პლანეტას ასეთი ტელესკოპით შეხედავთ, სურათი ძალიან ბუნდოვანი იქნება, მოლურჯო ლაქებით.
ორლინზიან ლინზებს, რომლებიც ძირითადად თავისუფალია ქრომატული აბერაციისგან, ეწოდება აქრომატული. რეფრაქტორის ფარდობითი დიაფრაგმა აქრომატული ლინზებით არის ჩვეულებრივ 715 ან მეტი (სკოლის რეფრაქტორული ტელესკოპებისთვის ის ტოვებს 7o-ს, რაც გარკვეულწილად ამცირებს გამოსახულების ხარისხს).
თუმცა, აქრომატული ლინზა არ არის სრულიად თავისუფალი ქრომატული აბერაციისგან და კარგად ერწყმის მხოლოდ გარკვეული ტალღის სიგრძის სხივებს. ამასთან დაკავშირებით, მიზნები აქრომატიზებულია მათი დანიშნულების შესაბამისად; ვიზუალური - იმ სხივებთან მიმართებაში, რომლებიც ყველაზე ძლიერად მოქმედებს თვალზე, ფოტოგრაფიული - იმ სხივებისთვის, რომლებიც ყველაზე ძლიერად მოქმედებს ფოტოგრაფიულ ემულსიაზე. კერძოდ, სასკოლო რეფრაქტორების ლინზები ვიზუალურია თავისი დანიშნულებით.
ნარჩენი ქრომატული აბერაციის არსებობა სასკოლო რეფრაქტორებში შეიძლება ვიმსჯელოთ კაშკაშა ვარსკვლავების დიფრაქციული გამოსახულების ძალიან მაღალი გადიდებით დაკვირვებების საფუძველზე, რომლებიც სწრაფად ცვლიან შემდეგ ფილტრებს: ყვითელ-მწვანე, წითელი, ლურჯი. შესაძლებელია სინათლის ფილტრების სწრაფი შეცვლის უზრუნველსაყოფად დისკის ან მოცურების ჩარჩოების გამოყენებით, აღწერილია ქვემოთ
წიგნის § 20 „სკოლის ასტრონომიული ობსერვატორია“1. ამ შემთხვევაში დაფიქსირებული დიფრაქციის შაბლონების ცვლილებები მიუთითებს იმაზე, რომ ყველა სხივი არ არის თანაბრად ორიენტირებული.
ქრომატული აბერაციის აღმოფხვრა უფრო წარმატებით იხსნება სამ ლინზიან აპოქრომატულ ობიექტებში. თუმცა, ჯერ ვერ მოხერხდა მისი სრული განადგურება ლინზების ობიექტებში.
რეფლექსური ლინზა არ არღვევს სინათლის სხივებს. ამიტომ, ეს ლინზები სრულიად თავისუფალია ქრომატული აბერაციისგან. ამ გზით, რეფლექსური ლინზები დადებითად ადარებს ლინზებს.
ტელესკოპური ლინზების კიდევ ერთი მთავარი მინუსი არის სფერული აბერაცია. ის გამოიხატება იმაში, რომ ოპტიკური ღერძის პარალელურად გამავალი მონოქრომატული სხივები ფოკუსირებულია ლინზიდან სხვადასხვა მანძილზე, იმისდა მიხედვით, თუ რომელ ზონაში გაიარეს. ასე რომ, ერთ ლინზაში, სხივები, რომლებიც გაიარა მის ცენტრთან, ფოკუსირებულია ყველაზე შორს, ხოლო უახლოესი - ის, ვინც გაიარა კიდეების ზონაში.
ეს ადვილად ჩანს, თუ ტელესკოპი ერთი ლინზიანი ობიექტივით არის მიმართული კაშკაშა ვარსკვლავზე და დაკვირვებულია ორი დიაფრაგმით: ერთ-ერთი მათგანი უნდა ხაზს უსვამს ცენტრალურ ზონაში გამავალ ნაკადს, ხოლო მეორე, რომელიც დამზადებულია რგოლის სახით. , უნდა გადასცეს ზღვარზე ზონის სხივები. დაკვირვება უნდა განხორციელდეს მსუბუქი ფილტრებით, თუ ეს შესაძლებელია, ვიწრო გამტარიანობით. პირველი დიაფრაგმის გამოყენებისას ვარსკვლავის მკვეთრი გამოსახულება მიიღება თვალის ოდნავ უფრო დიდ გაფართოებაზე, ვიდრე მეორე დიაფრაგმის გამოყენებისას, რაც ადასტურებს სფერული აბერაციის არსებობას.
კომპლექსურ ლინზებში სფერული აბერაცია, ქრომატულ აბერაციასთან ერთად, მცირდება საჭირო ზღვრამდე გარკვეული სისქის, გამრუდების და გამოყენებული მინის ტიპების ლინზების შერჩევით.
[ გაუსწორებელი სფერული აბერაციის ნარჩენები ლინზების კომპლექსურ ტელესკოპურ ობიექტებში შეიძლება გამოვლინდეს გამოყენებით (ზემოთ აღწერილი დიაფრაგმა, დიფრაქციის ნიმუშების დაკვირვება კაშკაშა ვარსკვლავებიდან მაღალი გადიდებით. ვიზუალური ლინზების შესწავლისას უნდა იქნას გამოყენებული ყვითელი-მწვანე ფილტრები და ფოტოგრაფიული ლინზების შესწავლისას , ლურჯი.
! სარკისებურ პარაბოლურ (უფრო ზუსტად, პარაბოლოიდულ) ლინზებში არ არის სფერული აბერაცია, ვინაიდან ლინზები | ერთ წერტილამდე ამცირებენ სხივების მთელ სხივს, რომელიც მოძრაობს ოპტიკური ღერძის პარალელურად. სფერულ სარკეებს აქვთ სფერული აბერაცია და რაც უფრო დიდია, მით უფრო დიდი და ნათელია თავად სარკე.
მცირე სიკაშკაშის მქონე პატარა სარკეებისთვის (1: 8-ზე ნაკლები ფარდობითი დიაფრაგმით), სფერული ზედაპირი ოდნავ განსხვავდება პარაბოლოიდურისგან - შედეგად, სფერული აბერაცია მცირეა.
ნარჩენი სფერული აბერაციის არსებობა შეიძლება გამოვლინდეს ზემოთ აღწერილი მეთოდით, სხვადასხვა დიაფრაგმის გამოყენებით. მიუხედავად იმისა, რომ სარკის ლინზები თავისუფალია ქრომატული აბერაციისგან, ფილტრები უნდა იქნას გამოყენებული სფერული აბერაციის უკეთ დიაგნოსტიკისთვის, რადგან სხვადასხვა დიაფრაგზე დაკვირვებული დიფრაქციის შაბლონების ფერი არ არის იგივე, რამაც შეიძლება გამოიწვიოს გაუგებრობა.
ახლა განვიხილოთ გადახრები, რომლებიც წარმოიქმნება, როდესაც სხივები ირიბად გადადიან ობიექტის ოპტიკურ ღერძზე. ესენია: კომა, ასტიგმატიზმი, ველის გამრუდება, დამახინჯება.
ვიზუალური დაკვირვებით პირველი ორი აბერაცია - კომა და ასტიგმატიზმი უნდა მიჰყვეს და პრაქტიკულად ვარსკვლავებზე დაკვირვებით შეისწავლოს.
კომა გამოიხატება იმაში, რომ ლინზის ოპტიკური ღერძიდან მოშორებული ვარსკვლავის გამოსახულება იღებს ბუნდოვანი ასიმეტრიული ლაქის ფორმას გადაადგილებული ბირთვით და დამახასიათებელი კუდით (სურ. 6). მეორეს მხრივ, ასტიგმატიზმი მდგომარეობს იმაში, რომ ობიექტივი აგროვებს სინათლის დახრილ სხივს ვარსკვლავიდან არა ერთ საერთო ფოკუსში, არამედ ორ ურთიერთ პერპენდიკულარულ სეგმენტში AB და CD, რომლებიც განლაგებულია სხვადასხვა სიბრტყეზე და ლინზიდან სხვადასხვა მანძილზე. (ნახ. 7).
ბრინჯი. 6. კომის წარმოქმნა ირიბი სხივებით. წრე გამოკვეთს ველს ოპტიკური ღერძის მახლობლად, სადაც კომა უმნიშვნელოა.
დაბალი დიაფრაგმის ობიექტის ტელესკოპის მილში კარგი განლაგებით და ოკულარული ხედის მცირე ველით, ძნელია შეამჩნიოთ ზემოთ ნახსენები ორივე აბერაცია. მათი ნათლად დანახვა შესაძლებელია, თუ ტრენინგის მიზნით ტელესკოპი გარკვეულწილად არასწორია ლინზის გარკვეული კუთხით შემობრუნებით. ასეთი ოპერაცია სასარგებლოა ყველა დამკვირვებლისთვის და განსაკუთრებით მათთვის, ვინც საკუთარ ტელესკოპებს აშენებს, რადგან ადრე თუ გვიან მათ აუცილებლად შეექმნებათ გასწორების პრობლემები და ბევრად უკეთესი იქნება, თუ ისინი შეგნებულად იმოქმედებენ.
რეფლექტორის არასწორად განლაგების მიზნით, უბრალოდ გაათავისუფლეთ და გამკაცრეთ ორი საპირისპირო ხრახნი, რომელიც სარკეს უჭირავს.
რეფრაქტორში ამის გაკეთება უფრო რთულია. იმისათვის, რომ ძაფი არ გაფუჭდეს, მუყაოსგან კუთხით ამოჭრილი გარდამავალი რგოლი უნდა დააწებოთ და ერთი მხრიდან ჩადეთ ტელესკოპის მილში, მეორეზე კი ლინზა ჩადოთ.
თუ ვარსკვლავებს არასწორად განლაგებული ტელესკოპით შეხედავთ, ისინი ყველა კუდიანად გამოჩნდებიან. ამის მიზეზი არის კომა (სურ. 6). თუმცა, თუ ტელესკოპის შესასვლელზე დაიდება დიაფრაგმა პატარა ცენტრალური ნახვრეტით და ოკულარი გადაადგილდება წინ და უკან, მაშინ დაინახავთ, როგორ გადაჭიმულია ვარსკვლავები ნათელ სეგმენტებად AB, შემდეგ გადაიქცევა სხვადასხვა შეკუმშვის ელიფებად, წრეებად. და ისევ სეგმენტებად CD და ელიფსებად (ნახ. 7).
კომა და ასტიგმატიზმი აღმოიფხვრება ლინზის შემობრუნებით. როგორც ადვილი გასაგებია, მორგების დროს ბრუნვის ღერძი მიმართულების პერპენდიკულარული იქნება. თუ სარკის მარეგულირებელი ხრახნის მობრუნებისას კუდი აგრძელებს, მაშინ ხრახნი უნდა შემობრუნდეს საპირისპირო მიმართულებით. კორექტირების დროს საბოლოო დაზუსტება უნდა განხორციელდეს მოკლე ფოკუსირებული ოკულარით მაღალი გადიდებით ისე, რომ დიფრაქციული რგოლები ნათლად ჩანს.
თუ ტელესკოპის ლინზა მაღალი ხარისხისაა და ოპტიკა სწორად არის გასწორებული, მაშინ ვარსკვლავის გამოსახულებები, რომლებიც ფოკუსირებული არ არის, რეფრაქტორის მეშვეობით ნახვისას, ჰგავს პატარა სინათლის დისკს, რომელიც გარშემორტყმულია ფერადი კონცენტრული დიფრაქციული რგოლების სისტემით ( სურ. 8, ალ). ამ შემთხვევაში, პრეფოკალური და ექსტრაფოკალური სურათების ნიმუშები ზუსტად იგივე იქნება (ნახ. 8, a 2, 3).
ვარსკვლავის ფოკუსს გარეთ გამოსახულებებს იგივე იერსახე ექნებათ, როცა რეფლექტორში ნახულობენ, მხოლოდ ცენტრალური ნათელი დისკის ნაცვლად გამოჩნდება მუქი ლაქა, რომელიც არის დამხმარე სარკიდან ან დიაგონალური მთლიანი არეკვლის პრიზმის ჩრდილი.
ტელესკოპის განლაგების უზუსტობა გავლენას მოახდენს დიფრაქციული რგოლების კონცენტრიულობაზე და ისინი თავად მიიღებენ წაგრძელებულ ფორმას (ნახ. 8, b 1, 2, 3, 4). ფოკუსირებისას ვარსკვლავი არ გამოჩნდება როგორც მკვეთრად გამოხატული კაშკაშა დისკი, არამედ ოდნავ ბუნდოვანი ნათელი ლაქა სუსტი კუდით გვერდზე გადაგდებული (კომის ეფექტი). თუ მითითებული ეფექტი გამოწვეულია ტელესკოპის მართლაც არაზუსტი რეგულირებით, მაშინ საკითხი ადვილად გამოსწორდება, საკმარისია მხოლოდ მისი პოზიცია გარკვეულწილად შეცვალოთ სასურველი მიმართულებით ლინზის (სარკის) ჩარჩოს მარეგულირებელი ხრახნებით მოქმედებით. გაცილებით უარესია, თუ მიზეზი თავად ლინზის ასტიგმატიზმს ან (ნიუტონის რეფლექტორის შემთხვევაში) დამხმარე დიაგონალური სარკის უხარისხობაში მდგომარეობს. ამ შემთხვევაში ნაკლი შეიძლება აღმოიფხვრას მხოლოდ დეფექტური ოპტიკური ზედაპირების დაფქვით და ხელახალი გაპრიალებით.
ვარსკვლავის ფოკუსირებული გამოსახულებებიდან, ტელესკოპური ლინზის სხვა ნაკლოვანებები, ასეთის არსებობის შემთხვევაში, ადვილად შეიძლება გამოვლინდეს. მაგალითად, ვარსკვლავის წინა-ფოკალური და არაფოკალური გამოსახულების შესაბამისი დიფრაქციული რგოლების ზომებში განსხვავება მიუთითებს სფერული აბერაციის არსებობაზე, ხოლო მათ ქრომატულობაში განსხვავება მნიშვნელოვან ქრომატიზმს (ხაზოვანი
ზარის ობიექტივი); რგოლების არათანაბარი განაწილების სიმკვრივე და მათი განსხვავებული ინტენსივობა მიუთითებს ლინზის ზონირებაზე, ხოლო რგოლების არარეგულარული ფორმა მიუთითებს ოპტიკური ზედაპირის ადგილობრივ მეტ-ნაკლებად მნიშვნელოვან გადახრებზე იდეალისგან.
თუ ყველა ჩამოთვლილი მინუსი, რომელიც გამოვლინდა ვარსკვლავის ფოკუსირებული გამოსახულების ნიმუშით, მცირეა, მაშინ მათი ატანა შეიძლება. სამოყვარულო ტელესკოპების სპეკულარული ლინზები, რომლებმაც წარმატებით გაიარეს ფუკოს ჩრდილის ტესტი, როგორც წესი, აქვთ უნაკლო ოპტიკური ზედაპირი და მშვენივრად უძლებენ ტესტებს ფოკუსირებული ვარსკვლავების სურათებზე.
გამოთვლები და პრაქტიკა აჩვენებს, რომ როდესაც ოპტიკა სრულყოფილად არის გასწორებული, კომა და ასტიგმატიზმი მცირე გავლენას ახდენს ვიზუალურ დაკვირვებაზე, როდესაც გამოიყენება დაბალი დიაფრაგმის ობიექტები (1:10-ზე ნაკლები). ეს თანაბრად ეხება ფოტოგრაფიულ დაკვირვებებს, როდესაც შედარებით მცირე კუთხოვანი ზომების მნათობები (პლანეტები, მზე, მთვარე) ერთი და იგივე ლინზებით არის გადაღებული.
კომა და ასტიგმატიზმი დიდად აფუჭებს სურათებს ვარსკვლავური ცის დიდი უბნების პარაბოლური სარკეებით ან ორლინზიანი ლინზებით გადაღებისას. დამახინჯება მკვეთრად იზრდება სწრაფი ლინზებით.
ქვემოთ მოყვანილი ცხრილი იძლევა წარმოდგენას კომისა და ასტიგმატიზმის ზრდის შესახებ, რაც დამოკიდებულია ოპტიკური ღერძიდან კუთხის გადახრებზე სხვადასხვა სიკაშკაშის პარაბოლური რეფლექტორებისთვის.
ბრინჯი. 9. ხედვის ველის გამრუდება და ვარსკვლავების გამოსახულებები მის ფოკუსურ სიბრტყეში (ყველა სხვა აბერაციის შესწორებით).
Tism, მაგრამ არის ველის გამრუდება. თუ თქვენ გადაიღებთ ვარსკვლავური ცის დიდ არეალს ასეთი ლინზით და ამავდროულად ფოკუსირდებით ცენტრალურ ზონაზე, მაშინ როცა ველის კიდეებს უკან იხევთ, ვარსკვლავების გამოსახულების სიმკვეთრე გაუარესდება. . და პირიქით, თუ ფოკუსირება შესრულებულია ველის კიდეებზე მდებარე ვარსკვლავებზე, მაშინ ცენტრში ვარსკვლავების გამოსახულების სიმკვეთრე გაუარესდება.
ასეთი ლინზებით მთელ ველზე მკვეთრი ფოტოს მისაღებად, ფილმი უნდა იყოს მოხრილი თავად ლინზის მკვეთრი გამოსახულების ველის გამრუდების შესაბამისად.
ველის გამრუდება ასევე აღმოიფხვრება პლანო-ამოზნექილი Piazzi-Smith ლინზის დახმარებით, რომელიც აქცევს მრუდი ტალღის ფრონტს ბრტყლად.
ველის გამრუდება ყველაზე მარტივად შეიძლება შემცირდეს ლინზის დიაფრაგმით. ფოტოგრაფიის პრაქტიკიდან ცნობილია, რომ დიაფრაგმის შემცირებით, ველის სიღრმე იზრდება - შედეგად, ბრტყელი ფირფიტის მთელ ველზე მიიღება ვარსკვლავების ნათელი გამოსახულებები. ამასთან, უნდა გვახსოვდეს, რომ დიაფრაგმა მნიშვნელოვნად ამცირებს ტელესკოპის ოპტიკურ ძალას და იმისათვის, რომ მკრთალი ვარსკვლავები გამოჩნდნენ ფირფიტაზე, ექსპოზიციის დრო მნიშვნელოვნად უნდა გაიზარდოს.
დამახინჯება გამოიხატება იმაში, რომ ობიექტივი ქმნის სურათს, რომელიც არ არის ორიგინალის პროპორციული, მაგრამ მისგან გარკვეული გადახრით. შედეგად, კვადრატის გადაღებისას, მისი გამოსახულება შეიძლება აღმოჩნდეს გვერდებით ჩაზნექილი შიგნით ან ამოზნექილი გარეთ (pincushion და ლულის დამახინჯება).
ნებისმიერი ლინზის შემოწმება დამახინჯებისთვის ძალიან მარტივია: ამისათვის საჭიროა მისი დიდი დიაფრაგმის გაღება ისე, რომ მხოლოდ ძალიან მცირე ცენტრალური ნაწილი დარჩეს დაუფარავი. ასეთი დიაფრაგმის მქონე ველის კომა, ასტიგმატიზმი და გამრუდება აღმოიფხვრება და დამახინჯება შეიძლება შეინიშნოს მისი სუფთა სახით.
თუ გადაიღებთ მართკუთხა გისოსებს, ფანჯრის ღიობებს, კარებს ასეთი ლინზებით, მაშინ, ნეგატივების შესწავლით, ადვილია დაადგინოთ ამ ლინზისთვის დამახინჯების ტიპი.
მზა ლინზის დამახინჯება არ შეიძლება აღმოიფხვრას ან შემცირდეს. იგი მხედველობაში მიიღება ფოტოების შესწავლისას, განსაკუთრებით ასტრომეტრული სამუშაოების ჩატარებისას.

§ 4. თვალები და ტელესკოპის შემზღუდველი გადიდება
ოკულარი ტელესკოპის აუცილებელი დანამატია. ადრე ჩვენ უკვე განვმარტეთ (§ 2) თვალის დანიშნულება გამადიდებელ ტელესკოპურ სისტემაში. ახლა აუცილებელია ვისაუბროთ სხვადასხვა ოკულარის მთავარ მახასიათებლებზე და დიზაინის მახასიათებლებზე. ერთი განსხვავებულ ლინზს რომ თავი დავანებოთ გალილეის ოკულარი, რომელიც დიდი ხანია არ გამოიყენება ასტრონომიულ პრაქტიკაში, მაშინვე მივმართოთ სპეციალურ ასტრონომიულ ოკულარებს.
ისტორიულად, პირველი ასტრონომიული ოკულარი, რომელმაც მაშინვე შეცვალა გალილეის ოკულარი, იყო კეპლერის ოკულარი ერთი მოკლე ფოკუსის ლინზიდან. გალილეოს ოკულართან შედარებით გაცილებით დიდი ხედვის არეალით, იმ დროს გავრცელებული გრძელფოკუსის რეფრაქტორებთან ერთად, ის საკმაოდ მკაფიო და ოდნავ ფერად სურათებს ქმნიდა. თუმცა, მოგვიანებით კეპლერის ოკულარი შეცვალა უფრო მოწინავე ჰაიგენსის და რამსდენის ოკულარებმა, რომლებიც დღესაც გვხვდება. ამჟამად ყველაზე ხშირად გამოყენებული ასტრონომიული ოკულარი არის კელნერის აქრომატული ოკულარი და აბეს ორთოსკოპული ოკულარი. სურათი 11 გვიჩვენებს ამ ოკულარების განლაგებას.
ჰაიგენსის და რამსდენის ოკულები ყველაზე მარტივად არის მოწყობილი. თითოეული მათგანი შედგება ორი პლანო-ამოზნექილი კონვერტაციული ლინზებისაგან. წინა (ობიექტისკენ მიმართულს) ეწოდება საველე ლინზა, ხოლო უკანა (დამკვირვებლის თვალისკენ) - თვალის ლინზა. ჰაიგენსის ოკულარში (ნახ. 12), ორივე ლინზა ასახავს ობიექტს თავისი ამოზნექილი ზედაპირებით, და თუ f \ და / 2 არის ლინზების ფოკუსური მანძილი და d არის მანძილი მათ შორის, მაშინ ურთიერთობა უნდა დაკმაყოფილდეს: (...)

KOHETS FRAGMEHTA სახელმძღვანელო