Seguiu o movimento das estrelas no céu. As observações astronômicas da época ajudaram a navegar pelo terreno e também foram necessárias para a construção de sistemas filosóficos e religiosos. Muita coisa mudou desde então. A astronomia finalmente se libertou da astrologia, acumulou amplo conhecimento e poder técnico. No entanto, as observações astronômicas feitas na Terra ou no espaço ainda são um dos principais métodos de obtenção de dados nessa ciência. Os métodos de coleta de informações mudaram, mas a essência da metodologia permaneceu inalterada.

O que são observações astronômicas?

Há evidências que sugerem que as pessoas possuíam conhecimento elementar sobre o movimento da Lua e do Sol mesmo na era pré-histórica. As obras de Hiparco e Ptolomeu testemunham que o conhecimento sobre os luminares também era exigido na Antiguidade, e muita atenção foi dada a eles. Naquela época e por um longo período depois, as observações astronômicas eram o estudo do céu noturno e a fixação do que era visto no papel, ou, mais simplesmente, um esboço.

Até o Renascimento, apenas os instrumentos mais simples auxiliavam os cientistas nessa questão. Uma quantidade significativa de dados tornou-se disponível após a invenção do telescópio. À medida que melhorou, a precisão das informações recebidas aumentou. No entanto, em qualquer nível de progresso tecnológico, as observações astronômicas são a principal maneira de coletar informações sobre objetos celestes. Curiosamente, esta é também uma das áreas de atividade científica em que os métodos utilizados na época anterior ao progresso científico, ou seja, a observação a olho nu ou com a ajuda dos equipamentos mais simples, não perderam a sua relevância.

Classificação

Hoje, as observações astronômicas são uma categoria bastante ampla de atividades. Eles podem ser classificados de acordo com vários critérios:

• qualificação dos participantes;
• a natureza dos dados registrados;
• localização.

No primeiro caso, distinguem-se observações profissionais e amadores. Os dados obtidos neste caso são na maioria das vezes o registro de luz visível ou outra radiação eletromagnética, incluindo infravermelho e ultravioleta. Nesse caso, as informações podem ser obtidas em alguns casos apenas da superfície do nosso planeta ou apenas do espaço fora da atmosfera: de acordo com a terceira característica, distinguem-se observações astronômicas feitas na Terra ou no espaço.

astronomia amadora

A beleza da ciência das estrelas e outros corpos celestes é que ela é uma das poucas que literalmente precisa de admiradores ativos e incansáveis ​​entre os não profissionais. Um grande número de objetos dignos de atenção constante, há um pequeno número de cientistas ocupados com as questões mais complexas. Portanto, as observações astronômicas do resto do espaço próximo recaem sobre os ombros dos amadores.

A contribuição de pessoas que consideram a astronomia seu hobby para essa ciência é bastante tangível. Até meados da última década do século passado, mais da metade dos cometas foram descobertos por amadores. Suas áreas de interesse também costumam incluir estrelas variáveis, observar novas e rastrear a cobertura de corpos celestes por asteróides. Este último é hoje o trabalho mais promissor e demandado. Quanto às Novas e Supernovas, via de regra, os astrônomos amadores são os primeiros a notá-las.

Opções para observações não profissionais

A astronomia amadora pode ser dividida em ramos intimamente relacionados:

• Astronomia visual. Isso inclui observações astronômicas com binóculos, um telescópio ou a olho nu. O principal objetivo de tais atividades, via de regra, é aproveitar a oportunidade de observar o movimento das estrelas, bem como o próprio processo. Um ramo interessante dessa direção é a astronomia "de calçada": alguns amadores levam seus telescópios para a rua e convidam todos a admirar as estrelas, os planetas e a Lua.
• Astrofotografia. O objetivo desta direção é obter imagens fotográficas de corpos celestes e seus elementos.
• Construção do telescópio. Às vezes, os instrumentos ópticos necessários, telescópios e acessórios para eles, são feitos por amadores quase do zero. Na maioria dos casos, no entanto, a construção do telescópio consiste em complementar o equipamento existente com novos componentes.
• Pesquisar. Alguns astrônomos amadores buscam, além do prazer estético, obter algo mais material. Eles estão envolvidos no estudo de asteróides, variáveis, novas e supernovas, cometas e chuvas de meteoros. Periodicamente, no processo de observações constantes e minuciosas, são feitas descobertas. É esta atividade de astrônomos amadores que faz a maior contribuição para a ciência.

Atividades dos profissionais

Astrônomos especialistas em todo o mundo têm equipamentos mais sofisticados do que amadores. As tarefas que enfrentam exigem alta precisão na coleta de informações, um aparato matemático funcional para interpretação e previsão. Como regra, objetos e fenômenos bastante complexos, muitas vezes distantes, estão no centro do trabalho dos profissionais. Muitas vezes, o estudo das extensões do espaço permite esclarecer certas leis do universo, esclarecer, complementar ou refutar construções teóricas sobre sua origem, estrutura e futuro.

Classificação por tipo de informação

As observações em astronomia, como já mencionado, podem estar associadas à fixação de diversas radiações. Com base nisso, as seguintes direções são distinguidas:

• a astronomia óptica estuda a radiação na faixa do visível;
• astronomia infravermelha;
• astronomia ultravioleta;
• radioastronomia;
• astronomia de raios-x;
• astronomia gama.

Além disso, são destacados os rumos desta ciência e as observações correspondentes que não estão relacionadas à radiação eletromagnética. Isso inclui neutrinos, estudando a radiação de neutrinos de fontes extraterrestres, ondas gravitacionais e astronomia planetária.

Da superfície

Alguns dos fenômenos estudados em astronomia estão disponíveis para pesquisa em laboratórios terrestres. As observações astronômicas na Terra estão associadas ao estudo de trajetórias de movimento, medindo a distância no espaço até as estrelas, fixando certos tipos de radiação e ondas de rádio e assim por diante. Até o início da era da astronáutica, os astrônomos só podiam se contentar com informações obtidas nas condições do nosso planeta. E isso foi o suficiente para construir uma teoria da origem e desenvolvimento do Universo, para descobrir muitos padrões que existem no espaço.

Bem acima da terra

Com o lançamento do primeiro satélite, iniciou-se uma nova era na astronomia. Os dados coletados são inestimáveis. Eles contribuíram para o aprofundamento da compreensão dos cientistas sobre os mistérios do universo.

Observações astronômicas no espaço permitem detectar todos os tipos de radiação, desde a luz visível até os raios gama e X. A maioria deles não está disponível para pesquisa da Terra, porque a atmosfera do planeta os absorve e não permite que eles cheguem à superfície. Os pulsares de raios-X são um exemplo de descobertas que só se tornaram possíveis depois disso.

Mineradores de informação

As observações astronômicas no espaço são realizadas usando vários equipamentos instalados em naves espaciais e satélites em órbita. Muitos estudos desta natureza são realizados sobre a inestimável contribuição dos telescópios ópticos lançados várias vezes no século passado. O famoso Hubble se destaca entre eles. Para o leigo, é principalmente uma fonte de imagens fotográficas incrivelmente belas do espaço profundo. No entanto, isso não é tudo o que ele "pode ​​fazer". Com sua ajuda, foi obtida uma grande quantidade de informações sobre a estrutura de muitos objetos, os padrões de seu "comportamento". O Hubble e outros telescópios são uma fonte inestimável de dados necessários para a astronomia teórica, trabalhando nos problemas do desenvolvimento do universo.

As observações astronômicas - terrestres e espaciais - são as únicas para a ciência dos corpos celestes e fenômenos. Sem eles, os cientistas só poderiam desenvolver várias teorias sem poder compará-las com a realidade.

PREFÁCIO
O livro é dedicado à organização, conteúdo e metodologia de observações astronômicas avançadas, bem como os métodos matemáticos mais simples para seu processamento. Começa com um capítulo sobre o teste do telescópio, o principal instrumento da astronomia observacional. Este capítulo descreve as principais questões relacionadas à teoria mais simples do telescópio. Os professores encontrarão aqui muitos conselhos práticos valiosos relacionados à determinação das várias características de um telescópio, verificação da qualidade de sua óptica, escolha das condições ideais para observação, bem como as informações necessárias sobre os acessórios mais importantes do telescópio e como manusear ao fazer observações visuais e fotográficas.
A parte mais importante do livro é o segundo capítulo, que considera, com base em material concreto, as questões de organização, conteúdo e métodos de realização de observações astronômicas. Uma parte significativa das observações propostas - observações visuais da Lua, Sol, planetas, eclipses - não requer alta qualificação e, com orientação hábil do professor, pode ser dominada em pouco tempo. Ao mesmo tempo, várias outras observações - observações fotográficas, observações visuais de estrelas variáveis, observações de programa de chuvas de meteoros e algumas outras - já exigem habilidade considerável, certo treinamento teórico e instrumentos e equipamentos adicionais.
É claro que nem todas as observações listadas neste capítulo podem ser implementadas em qualquer escola. A organização de observações de maior dificuldade está provavelmente disponível para as escolas onde há boas tradições de organização de atividades extracurriculares em astronomia, há experiência no trabalho relevante e, o que é muito importante, uma boa base material.
Por fim, no terceiro capítulo, com base em material específico, os principais métodos matemáticos de processamento de observações são apresentados de forma simples e visual: interpolação e extrapolação, representação aproximada de funções empíricas e teoria do erro. Este capítulo é parte integrante do livro. Ele orienta tanto os professores como os alunos e, finalmente, os amantes da astronomia a uma atitude ponderada e séria em relação à criação e condução de observações astronômicas, cujos resultados podem adquirir um certo significado e valor somente após terem sido submetidos a um processamento matemático apropriado.
Chama-se a atenção dos professores para a necessidade de usar microcalculadoras e, no futuro, computadores pessoais.
O material do livro pode ser utilizado na realização de aulas práticas de astronomia, previstas no currículo, bem como na realização de aulas optativas e no trabalho de círculo astronômico.
Aproveitando esta oportunidade, os autores expressam sua profunda gratidão ao Vice-Presidente do Conselho de Círculos Astronômicos do Planetário de Moscou, funcionário do SAI MSU M. Yu. Shevchenko e Professor Associado do Instituto Pedagógico Vladimir, Candidato de Física e Matemática Sciences E. P. Razbitnaya pelas valiosas sugestões que contribuíram para melhorar o conteúdo do livro.
Os autores aceitarão com gratidão todos os comentários críticos dos leitores.

Capítulo I TESTE DE TELESCÓPIO

§ 1. Introdução
Os telescópios são os principais instrumentos de todo observatório astronômico, inclusive o educacional. Com a ajuda de telescópios, os alunos observam o Sol e os fenômenos que nele ocorrem, a Lua e sua topografia, os planetas e alguns de seus satélites, o mundo diverso das estrelas, aglomerados abertos e globulares, nebulosas difusas, Via Láctea e galáxias .
Com base em observações telescópicas diretas e em fotografias tiradas com grandes telescópios, o professor pode criar nos alunos ideias vívidas da ciência natural sobre a estrutura do mundo ao seu redor e, com base nisso, formar firmes convicções materialistas.
Iniciando as observações no observatório astronômico da escola, o professor deve estar bem ciente das possibilidades da ótica telescópica, vários métodos práticos para testá-la e estabelecer suas principais características. Quanto mais completo e profundo o conhecimento do professor sobre telescópios, melhor ele será capaz de organizar as observações astronômicas, mais proveitoso será o trabalho dos alunos e mais convincentes os resultados das observações aparecerão diante deles.
Em particular, é importante que um professor de astronomia conheça uma breve teoria do telescópio, esteja familiarizado com os sistemas ópticos e instalações de telescópios mais comuns e também tenha informações bastante completas sobre oculares e vários acessórios do telescópio. Ao mesmo tempo, ele deve conhecer as principais características, bem como as vantagens e desvantagens de pequenos telescópios destinados a observatórios astronômicos educacionais de escolas e institutos, ter boas habilidades no manuseio de tais telescópios e ser capaz de avaliar realisticamente suas capacidades ao organizar observações.
A eficácia do trabalho de um observatório astronômico depende não apenas de seu equipamento com vários equipamentos e, em particular, da potência óptica dos telescópios disponíveis nele, mas também do grau de preparação dos observadores. Somente um observador qualificado, que tenha boas habilidades no manuseio do telescópio à sua disposição e que conheça suas principais características e capacidades, é capaz de obter o máximo de informações possíveis sobre este telescópio.
Portanto, o professor enfrenta a importante tarefa de preparar ativistas capazes de fazer boas observações que exigem perseverança, execução cuidadosa, muita atenção e tempo.
Sem a criação de um grupo de observadores qualificados, é impossível contar com o amplo funcionamento contínuo do observatório escolar e com seu grande retorno na educação e formação de todos os demais alunos.
Nesse sentido, não basta que o professor conheça os próprios telescópios e suas capacidades, ele também deve possuir um método explicativo ponderado e expressivo que não vá muito além dos currículos escolares e livros didáticos e se baseie no conhecimento dos alunos obtido em o estudo da física, astronomia e matemática.
Ao mesmo tempo, atenção especial deve ser dada à natureza aplicada das informações relatadas sobre os telescópios, para que as capacidades destes sejam reveladas no processo de realização das observações planejadas e se manifestem nos resultados obtidos.
Levando em conta os requisitos acima, o primeiro capítulo do livro inclui informações teóricas sobre telescópios na quantidade necessária para fazer observações bem pensadas, bem como descrições de métodos práticos racionais para testar e estabelecer suas várias características, levando em consideração o conhecimento e a capacidade dos alunos.

§ 2. Determinação das principais características da óptica do telescópio
Para entender profundamente as possibilidades da óptica do telescópio, deve-se primeiro fornecer alguns dados ópticos sobre o olho humano - a principal "ferramenta" dos alunos na maioria das observações astronômicas educacionais. Detenhamo-nos em suas características como extrema sensibilidade e acuidade visual, ilustrando seu conteúdo em exemplos de observações de objetos celestes.
Sob a sensibilidade limite (limiar) do olho entende-se o fluxo luminoso mínimo que ainda pode ser percebido pelo olho totalmente adaptado ao escuro.
Objetos convenientes para determinar a sensibilidade limite do olho são grupos de estrelas de diferentes magnitudes com magnitudes cuidadosamente medidas. Em um bom estado da atmosfera, um céu sem nuvens em uma noite sem lua longe da cidade, pode-se observar estrelas de até 6ª magnitude. No entanto, este não é o limite. No alto das montanhas, onde a atmosfera é especialmente limpa e transparente, estrelas de até 8ª magnitude tornam-se visíveis.
Um observador experiente deve conhecer os limites de seus olhos e ser capaz de determinar o estado de transparência da atmosfera a partir da observação das estrelas. Para fazer isso, você precisa estudar bem o padrão geralmente aceito em astronomia - a linha Polar Norte (Fig. 1, a) e tomá-lo como regra: antes de realizar observações telescópicas, primeiro você precisa determinar a olho nu o estrelas visíveis no limite desta série e estabelecer o estado da atmosfera a partir delas.
Arroz. 1. Mapa da Cordilheira Polar Norte:
a - para observações a olho nu; b - com binóculos ou um pequeno telescópio; c - telescópio médio.
Os dados obtidos são registrados no diário de observação. Tudo isso requer observação, memória, desenvolve o hábito de avaliações oculares e se acostuma à precisão - essas qualidades são muito úteis para o observador.
A acuidade visual é entendida como a capacidade do olho de distinguir objetos próximos ou pontos luminosos. Os médicos descobriram que a nitidez média de um olho humano normal é de 1 minuto de arco. Esses dados foram obtidos examinando objetos brilhantes e bem iluminados e fontes de luz pontuais em condições de laboratório.
Ao observar estrelas - muito menos objetos brilhantes - a acuidade visual é um pouco reduzida e é de cerca de 3 minutos de arco ou mais. Assim, tendo visão normal, é fácil notar que perto de Mizar - a estrela do meio na alça do balde da Ursa Maior - há uma estrela fraca Alcor. Longe de todos conseguem estabelecer a dualidade de e Lyra a olho nu. A distância angular entre Mizar e Alcor é 1 Г48", e entre os componentes ei e e2 de Lyra - 3"28".
Vamos agora considerar como o telescópio expande as possibilidades da visão humana e analisar essas possibilidades.
Um telescópio é um sistema óptico afocal que converte um feixe de feixes paralelos com seção transversal D em um feixe de feixes paralelos com seção transversal d. Isso é claramente visto no exemplo do caminho do feixe em um refrator (Fig. 2), onde a lente intercepta feixes paralelos vindos de uma estrela distante e os focaliza em um ponto no plano focal. Além disso, os raios divergem, entram na ocular e saem dela como um feixe paralelo de menor diâmetro. Os feixes então entram no olho e são focados em um ponto na parte inferior do globo ocular.
Se o diâmetro da pupila do olho humano for igual ao diâmetro do feixe paralelo que emerge da ocular, todos os raios coletados pela objetiva entrarão no olho. Portanto, neste caso, a razão entre as áreas da lente do telescópio e a pupila do olho humano expressa a multiplicidade do aumento do fluxo de luz, caindo
Se assumirmos que o diâmetro da pupila é de 6 mm (na escuridão completa, chega a 7 - 8 mm), então um refrator escolar com um diâmetro de lente de 60 mm pode enviar 100 vezes mais energia luminosa para o olho do que o olho nu percebe. Como resultado, com esse telescópio, as estrelas podem se tornar visíveis, enviando-nos fluxos de luz 100 vezes menores do que os fluxos de luz das estrelas visíveis no limite a olho nu.
De acordo com a fórmula de Pogson, um aumento de cem vezes na iluminação (fluxo luminoso) corresponde a magnitudes de 5 estrelas:
A fórmula acima permite estimar o poder de penetração, que é a característica mais importante de um telescópio. O poder de penetração é determinado pela magnitude limite (m) da estrela mais fraca que ainda pode ser vista com um determinado telescópio nas melhores condições atmosféricas. Como nem a perda de luz durante a passagem da óptica nem o escurecimento do fundo do céu no campo de visão do telescópio são levados em consideração na fórmula acima, é aproximado.
Um valor mais preciso do poder de penetração de um telescópio pode ser calculado usando a seguinte fórmula empírica, que resume os resultados de observações de estrelas com instrumentos de diferentes diâmetros:
onde D é o diâmetro da lente, expresso em milímetros.
Para fins de orientação, a Tabela 1 mostra os valores aproximados do poder de penetração dos telescópios, calculados usando a fórmula empírica (1).
O poder de penetração real do telescópio pode ser determinado observando as estrelas da série Polar Norte (Fig. 1.6, c). Para isso, guiado pela tabela 1 ou pela fórmula empírica (1), defina o valor aproximado do poder de penetração do telescópio. Além disso, a partir dos mapas fornecidos (Fig. 1.6, c), estrelas com magnitudes um pouco maiores e um pouco menores são selecionadas. Copie com cuidado todas as estrelas de maior brilho e todas as selecionadas. Desta forma, um mapa estelar é feito, cuidadosamente estudado e observações são feitas. A ausência de estrelas "extras" no mapa contribui para a rápida identificação da imagem telescópica e o estabelecimento das magnitudes estelares das estrelas visíveis. Observações de acompanhamento são feitas nas noites subsequentes. Se o clima e a transparência da atmosfera melhorarem, será possível ver e identificar estrelas mais fracas.
A magnitude da estrela mais fraca encontrada desta forma determina o poder de penetração real do telescópio utilizado. Os resultados obtidos são registrados no diário de observação. A partir deles pode-se julgar o estado da atmosfera e as condições para observar outros luminares.
A segunda característica mais importante de um telescópio é sua resolução b, que é entendida como o ângulo mínimo entre duas estrelas vistas separadamente. Em óptica teórica, está provado que com uma lente ideal em luz visível L = 5,5-10-7 m, ainda é possível resolver uma estrela binária se a distância angular entre seus componentes for igual ao ângulo
onde D é o diâmetro da lente em milímetros. (...)
Arroz. 3. Padrões de difração de pares estelares próximos com diferentes distâncias angulares dos componentes.
Também é instrutivo realizar observações telescópicas de pares estelares brilhantes com a lente aberta. À medida que a entrada do telescópio é gradualmente aberta, os discos de difração das estrelas aumentam, se fundem e se fundem em um único disco de difração de diâmetro maior, mas com um brilho muito menor.
Ao realizar tais estudos, deve-se prestar atenção à qualidade das imagens telescópicas, que são determinadas pelo estado da atmosfera.
Distúrbios atmosféricos devem ser observados com um telescópio bem alinhado (de preferência um refletor), examinando imagens de difração de estrelas brilhantes em altas ampliações. Sabe-se da ótica que com um fluxo de luz monocromático, 83,8% da energia transmitida através da lente concentra-se no disco de difração central, 7,2% no primeiro anel, 2,8% no segundo, 1,5% no terceiro e 1,5 % no quarto anel. - 0,9%, etc.
Como a radiação recebida das estrelas não é monocromática, mas consiste em diferentes comprimentos de onda, os anéis de difração são coloridos e borrados. A clareza das imagens em anel pode ser melhorada usando filtros, especialmente os de banda estreita. Porém, devido à diminuição da energia de anel para anel e o aumento de suas áreas, já o terceiro anel torna-se quase imperceptível.
Isso deve ser mantido em mente ao estimar o estado da atmosfera a partir de padrões de difração visíveis de estrelas observadas. Ao fazer tais observações, você pode usar a escala de Pickering, segundo a qual as melhores imagens são classificadas com nota 10 e as muito ruins com nota 1.
Damos uma descrição desta escala (Fig. 4).
1. As imagens das estrelas são onduladas e manchadas de modo que seus diâmetros são, em média, duas vezes o tamanho do terceiro anel de difração.
2. A imagem é ondulada e ligeiramente fora do terceiro anel de difração.
3. A imagem não ultrapassa o terceiro anel de difração. O brilho da imagem aumenta em direção ao centro.
4. De vez em quando, o disco de difração central da estrela é visível com arcos curtos aparecendo ao redor.
5. O disco de difração é visível o tempo todo, e arcos curtos geralmente são visíveis.
6. O disco de difração e os arcos curtos são visíveis o tempo todo.
7. Os arcos se movem em torno de um disco claramente visível.
8. Anéis com lacunas se movem em torno de um disco claramente definido,
9. O anel de difração mais próximo do disco está imóvel.
10. Todos os anéis de difração são estacionários.
Os pontos 1 - 3 caracterizam o mau estado da atmosfera para observações astronômicas, 4 - 5 - medíocre, 6 - 7 - bom, 8 - 10 - excelente.
A terceira característica importante de um telescópio é a abertura da lente, que é igual ao quadrado da razão entre o diâmetro da lente
à sua distância focal (...)

§ 3. Verificação da qualidade da óptica do telescópio
O valor prático de qualquer telescópio como instrumento de observação é determinado não apenas pelo seu tamanho, mas também pela qualidade de sua ótica, ou seja, o grau de perfeição de seu sistema ótico e a qualidade da lente. Um papel importante é desempenhado pela qualidade das oculares conectadas ao telescópio, bem como pela integridade de seu conjunto.
A lente é a parte mais crítica do telescópio. Infelizmente, mesmo as lentes telescópicas mais avançadas têm várias desvantagens devido a razões puramente técnicas e à natureza da luz. Os mais importantes são a aberração cromática e esférica, coma e astigmatismo. Além disso, lentes rápidas sofrem em graus variados de curvatura de campo e distorção.
O professor precisa conhecer as principais deficiências ópticas dos tipos de telescópios mais utilizados, demonstrar de forma expressiva e clara essas deficiências e ser capaz de reduzi-las até certo ponto.
Vamos descrever sucessivamente as deficiências ópticas mais importantes dos telescópios, considerar em que tipos de pequenos telescópios e em que medida eles se manifestam e indicar as maneiras mais simples de realçá-los, exibi-los e reduzi-los.
O principal obstáculo que impediu por muito tempo o aprimoramento do telescópio refrator foi a aberração cromática (de cor), ou seja, a incapacidade de uma lente coletora de coletar todos os raios de luz com diferentes comprimentos de onda em um ponto. A aberração cromática é causada pela refração desigual de raios de luz de diferentes comprimentos de onda (os raios vermelhos são refratados mais fracamente que os amarelos e os raios amarelos são mais fracos que os azuis).
A aberração cromática é especialmente pronunciada em telescópios com lentes rápidas de lente única. Se esse telescópio estiver apontado para uma estrela brilhante, então em uma certa posição da ocular
você pode ver uma mancha roxa brilhante cercada por um halo colorido com um anel externo vermelho borrado. À medida que a ocular se estende, a cor do ponto central mudará gradualmente para azul, depois verde, amarelo, laranja e, finalmente, vermelho. Neste último caso, uma auréola colorida com uma borda de anel roxa será visível ao redor do ponto vermelho.
Se você olhar para o planeta através desse telescópio, a imagem ficará muito embaçada, com manchas iridescentes.
Lentes de duas lentes que são amplamente livres de aberração cromática são chamadas de acromáticas. A abertura relativa de um refrator com uma lente acromática é geralmente 715 ou mais (para telescópios refratores escolares, deixa 7o, o que degrada um pouco a qualidade da imagem).
No entanto, uma lente acromática não está completamente livre de aberrações cromáticas e converge bem apenas raios de certos comprimentos de onda. Nesse sentido, os objetivos são acromatizados de acordo com sua finalidade; visual - em relação aos raios que atuam mais fortemente no olho, fotográfico - para os raios que atuam mais fortemente na emulsão fotográfica. Em particular, as lentes dos refratores escolares são visuais em sua finalidade.
A presença de aberração cromática residual em refratores escolares pode ser julgada com base em observações com ampliações muito altas de imagens de difração de estrelas brilhantes, alterando rapidamente os seguintes filtros: amarelo-verde, vermelho, azul. É possível garantir uma troca rápida de filtros de luz usando disco ou molduras deslizantes, descritas em
§ 20 do livro "Observatório Astronômico Escolar"1. As mudanças nos padrões de difração observadas neste caso indicam que nem todos os raios são igualmente focados.
A eliminação da aberração cromática é resolvida com mais sucesso em objetivas apocromáticas de três lentes. No entanto, ainda não foi possível destruí-lo completamente em nenhuma objetiva.
Uma lente reflexa não refrata os raios de luz. Portanto, essas lentes são completamente livres de aberração cromática. Desta forma, as lentes reflex se comparam favoravelmente com as lentes.
Outra grande desvantagem das lentes telescópicas é a aberração esférica. Manifesta-se no fato de que os raios monocromáticos que viajam paralelamente ao eixo óptico são focalizados a diferentes distâncias da lente, dependendo de qual zona eles passaram. Assim, em uma única lente, os raios que passaram perto de seu centro são focados mais longe e mais próximos - aqueles que passaram pela zona da borda.
Isso pode ser visto facilmente se um telescópio com objetiva de lente única for direcionado para uma estrela brilhante e observado com dois diafragmas: um deles deve destacar o fluxo que passa pela zona central e o segundo, feito em forma de anel , deve transmitir os raios da zona de borda. As observações devem ser realizadas com filtros de luz, se possível, com larguras de banda estreitas. Ao usar a primeira abertura, uma imagem nítida da estrela é obtida em uma extensão ligeiramente maior da ocular do que ao usar a segunda abertura, o que confirma a presença de aberração esférica.
Em lentes complexas, a aberração esférica, juntamente com a aberração cromática, é reduzida ao limite exigido pela seleção de lentes de uma certa espessura, curvatura e tipos de vidro usados.
[ Os restos de aberração esférica não corrigida em objetivas telescópicas de lentes complexas podem ser detectados usando (as aberturas descritas acima, observando padrões de difração de estrelas brilhantes em altas ampliações. Ao estudar lentes visuais, filtros verde-amarelos devem ser usados ​​e ao estudar lentes fotográficas , azul.
! Não há aberração esférica em lentes espelhadas parabólicas (mais precisamente, parabolóides), pois as lentes reduzem a um ponto todo o feixe de raios que viajam paralelamente ao eixo óptico. Espelhos esféricos têm aberração esférica, e é quanto maior, maior e mais brilhante o próprio espelho.
Para espelhos pequenos com pouca luminosidade (com uma abertura relativa inferior a 1: 8), a superfície esférica difere pouco da paraboloidal - como resultado, a aberração esférica é pequena.
A presença de aberração esférica residual pode ser detectada pelo método descrito acima, usando diferentes diafragmas. Embora as lentes espelhadas estejam livres de aberração cromática, filtros devem ser usados ​​para melhor diagnosticar a aberração esférica, pois a cor dos padrões de difração observados em diferentes aberturas não é a mesma, o que pode levar a mal-entendidos.
Consideremos agora as aberrações que surgem quando os raios passam obliquamente ao eixo óptico da objetiva. Estes incluem: coma, astigmatismo, curvatura de campo, distorção.
Com observações visuais, deve-se seguir as duas primeiras aberrações - coma e astigmatismo, e estudá-las praticamente observando as estrelas.
A coma se manifesta no fato de que a imagem da estrela afastada do eixo óptico da objetiva toma a forma de um ponto assimétrico borrado com um núcleo deslocado e uma cauda característica (Fig. 6). O astigmatismo, por outro lado, consiste no fato de que a lente coleta um feixe inclinado de luz da estrela não em um foco comum, mas em dois segmentos mutuamente perpendiculares AB e CD, localizados em diferentes planos e a diferentes distâncias da lente. (Fig. 7).
Arroz. 6. Formação de coma em raios oblíquos. O círculo delineia o campo próximo ao eixo óptico, onde o coma é insignificante.
Com um bom alinhamento no tubo do telescópio de uma objetiva de baixa abertura e com um pequeno campo de visão da ocular, é difícil notar ambas as aberrações mencionadas acima. Eles podem ser vistos claramente se, para fins de treinamento, o telescópio estiver um pouco desalinhado ao girar a lente em um determinado ângulo. Tal operação é útil para todos os observadores, e especialmente para aqueles que constroem seus telescópios, porque mais cedo ou mais tarde eles definitivamente enfrentarão problemas de alinhamento, e será muito melhor se agirem conscientemente.
Para desalinhar o refletor, basta soltar e apertar os dois parafusos opostos que prendem o espelho.
Em um refrator, isso é mais difícil de fazer. Para não estragar o fio, você deve colar um anel de transição truncado em um ângulo do papelão e inseri-lo com um lado no tubo do telescópio e colocar a lente no outro.
Se você olhar para as estrelas através de um telescópio desalinhado, todas elas aparecerão com cauda. A razão para isso é o coma (Fig. 6). Se, no entanto, um diafragma com um pequeno orifício central for colocado na entrada do telescópio e a ocular for movida para frente e para trás, pode-se ver como as estrelas são esticadas em segmentos brilhantes AB, depois se transformam em elipses de diferentes compressão, círculos, e novamente em segmentos CD e elipses (Fig. 7).
Coma e astigmatismo são eliminados girando a lente. Como é fácil de entender, o eixo de rotação durante o ajuste será perpendicular à direção. Se a cauda se alongar quando o parafuso de ajuste do espelho for girado, o parafuso deve ser girado na direção oposta. O ajuste fino final durante o ajuste deve ser realizado com uma ocular de foco curto em altas ampliações para que os anéis de difração sejam claramente visíveis.
Se a lente do telescópio for de alta qualidade e a ótica estiver alinhada corretamente, as imagens desfocadas da estrela, quando vistas através de um refrator, parecerão um pequeno disco de luz cercado por um sistema de anéis de difração concêntricos coloridos ( Fig. 8, ai). Neste caso, os padrões das imagens pré-focais e extrafocais serão exatamente os mesmos (Fig. 8, a 2, 3).
As imagens desfocadas de uma estrela terão a mesma aparência quando vistas através de um refletor, só que em vez de um disco brilhante central, será vista uma mancha escura, que é uma sombra de um espelho auxiliar ou um prisma de reflexão total diagonal.
A imprecisão do alinhamento do telescópio afetará a concentricidade dos anéis de difração, e eles mesmos terão uma forma alongada (Fig. 8, b 1, 2, 3, 4). Ao focar, a estrela aparecerá não como um disco brilhante nitidamente definido, mas como um ponto brilhante levemente borrado com uma cauda fraca jogada para o lado (efeito de coma). Se o efeito indicado for causado por um ajuste realmente impreciso do telescópio, então o problema pode ser facilmente corrigido, basta apenas mudar sua posição um pouco na direção desejada, agindo com os parafusos de ajuste da armação da lente (espelho). É muito pior se o motivo estiver no astigmatismo da própria lente ou (no caso de um refletor Newton) na má qualidade do espelho diagonal auxiliar. Neste caso, a desvantagem pode ser eliminada apenas lixando e repolindo as superfícies ópticas defeituosas.
A partir de imagens desfocadas de uma estrela, outras deficiências da lente telescópica, se houver, podem ser facilmente detectadas. Por exemplo, a diferença nos tamanhos dos anéis de difração correspondentes das imagens pré-focais e extrafocais de uma estrela indica a presença de aberração esférica, e a diferença em sua cromaticidade indica cromaticidade significativa (para linear
lente de chamada); a densidade de distribuição desigual dos anéis e suas diferentes intensidades indicam o zoneamento da lente, e a forma irregular dos anéis indica desvios locais mais ou menos significativos da superfície óptica do ideal.
Se todas as desvantagens listadas reveladas pelo padrão de imagens desfocadas de uma estrela forem pequenas, elas poderão ser toleradas. Lentes especulares de telescópios amadores que passaram com sucesso no teste de sombra de Foucault, como regra, têm uma superfície óptica impecável e resistem perfeitamente a testes em imagens de estrelas fora de foco.
Cálculos e prática mostram que com alinhamento perfeito da ótica, coma e astigmatismo têm pouco efeito nas observações visuais quando são usadas objetivas de baixa abertura (menos de 1:10). Isso se aplica igualmente às observações fotográficas, quando luminárias com tamanhos angulares relativamente pequenos (planetas, o Sol, a Lua) são fotografadas com as mesmas lentes.
O coma e o astigmatismo estragam muito as imagens ao fotografar grandes áreas do céu estrelado com espelhos parabólicos ou lentes de duas lentes. A distorção aumenta acentuadamente com lentes rápidas.
A tabela abaixo dá uma ideia do crescimento do coma e do astigmatismo dependendo dos desvios angulares do eixo óptico para refletores parabólicos de luminosidade diferente.
Arroz. 9. Curvatura do campo de visão e imagens de estrelas em seu plano focal (com todas as outras aberrações corrigidas).
tismo, mas há uma curvatura do campo. Se você tirar uma foto de uma grande área do céu estrelado com essa lente e, ao mesmo tempo, focar na zona central, à medida que se retira para as bordas do campo, a nitidez das imagens das estrelas se deteriorará . E vice-versa, se o foco for realizado nas estrelas localizadas nas bordas do campo, a nitidez das imagens das estrelas se deteriorará no centro.
Para obter uma fotografia nítida em todo o campo com essa lente, o filme deve ser dobrado de acordo com a curvatura do campo de imagens nítidas da própria lente.
A curvatura do campo também é eliminada com a ajuda de uma lente Piazzi-Smith plano-convexa, que transforma a frente de onda curva em plana.
A curvatura do campo pode ser reduzida de forma mais simples pela abertura da lente. A partir da prática da fotografia, sabe-se que, com a diminuição da abertura, a profundidade de campo aumenta - como resultado, são obtidas imagens nítidas de estrelas em todo o campo de uma placa plana. No entanto, deve-se lembrar que a abertura reduz muito a potência óptica do telescópio e, para que estrelas fracas apareçam na placa, o tempo de exposição deve ser aumentado significativamente.
A distorção se manifesta no fato de a lente construir uma imagem que não é proporcional à original, mas com alguns desvios dela. Como resultado, ao fotografar um quadrado, sua imagem pode ficar com os lados côncavos para dentro ou convexos para fora (distorção de almofada de alfinetes e barril).
Examinar qualquer lente quanto à distorção é muito simples: para fazer isso, você precisa abri-la bastante para que apenas uma parte central muito pequena permaneça descoberta. Coma, astigmatismo e curvatura do campo com esse diafragma serão eliminados e a distorção poderá ser observada em sua forma mais pura
Se você tirar fotos de grades retangulares, aberturas de janelas, portas com essa lente, examinando os negativos, é fácil estabelecer o tipo de distorção inerente a essa lente.
A distorção da lente acabada não pode ser eliminada ou reduzida. É levado em consideração no estudo de fotografias, especialmente ao realizar trabalhos astrométricos.

§ 4. Oculares e ampliações limitantes do telescópio
O conjunto ocular é uma adição necessária ao telescópio. Anteriormente já esclarecemos (§ 2) a finalidade da ocular em um sistema telescópico de aumento. Agora é necessário se debruçar sobre as principais características e características de design de várias oculares. Deixando de lado a ocular galileana de uma lente divergente, que não é usada na prática astronômica há muito tempo, passemos imediatamente às oculares astronômicas especiais.
Historicamente, a primeira ocular astronômica, que substituiu imediatamente a ocular galileana, foi a ocular Kepler de uma única lente de foco curto. Possuindo um campo de visão muito maior em comparação com a ocular de Galileu, em combinação com os refratores de foco longo comuns na época, produzia imagens bastante claras e levemente coloridas. No entanto, mais tarde, a ocular Kepler foi substituída pelas oculares Huygens e Ramsden mais avançadas, que ainda são encontradas hoje. As oculares astronômicas mais usadas atualmente são a ocular acromática Kellner e a ocular ortoscópica Abbe. A Figura 11 mostra a disposição dessas oculares.
As oculares Huygens e Ramsden são dispostas de forma mais simples. Cada um deles é composto por duas lentes convergentes plano-convexas. O frontal (voltado para a objetiva) é chamado de lente de campo, e o de trás (voltado para o olho do observador) é chamado de lente ocular. Na ocular Huygens (Fig. 12), ambas as lentes estão voltadas para a objetiva com suas superfícies convexas, e se f \ e / 2 são as distâncias focais das lentes e d é a distância entre elas, então a relação deve ser satisfeita: (...)

LIVRO DE TEXTO KOHETS FRAGMEHTA

Entre os métodos de astronomia, caso contrário, os métodos de pesquisa astronômica, três grupos principais podem ser distinguidos:

• observação,
• medição,
• experimento espacial.

Vamos dar uma olhada nesses métodos.

Observações astronômicas

Observação 1

As observações astronômicas são a principal forma de estudar corpos celestes e eventos. É com a ajuda deles que o que está acontecendo no espaço próximo e distante é registrado. As observações astronômicas são a principal fonte de conhecimento obtido experimentalmente

As observações astronômicas e o processamento de seus dados, como regra, são realizados em instituições de pesquisa especializadas (observatórios astronômicos).

O primeiro observatório russo foi construído em Pulkovo, perto de São Petersburgo. A compilação de catálogos de estrelas com a mais alta precisão é o mérito do Observatório Pulkovo. Podemos dizer que na segunda metade do século XIX, nos bastidores, ela recebeu o título de "capital astronômica do mundo", e em 1884 Pulkovo reivindicou o meridiano zero (Greenwich venceu).

Os observatórios modernos estão equipados com instrumentos de observação (telescópios), equipamentos de recepção e análise de luz, vários dispositivos auxiliares, computadores de alto desempenho e assim por diante.

Vamos nos debruçar sobre as características das observações astronômicas:

• Recurso #1. As observações são muito inertes, portanto, como regra, requerem períodos de tempo bastante longos. A influência ativa em objetos espaciais, com raras exceções que são fornecidas pela astronáutica tripulada e não tripulada, é difícil. Basicamente, muitos fenômenos, por exemplo, a transformação do ângulo de inclinação do eixo da Terra para o plano orbital, só podem ser registrados através de observações ao longo de vários milhares de anos. Consequentemente, a herança astronômica da Babilônia e da China de mil anos atrás, apesar de algumas inconsistências com os requisitos modernos, ainda é relevante.
• Recurso #2. O processo de observação, via de regra, ocorre a partir da superfície da Terra, ao mesmo tempo em que a Terra realiza um movimento complexo, de modo que o observador terrestre vê apenas uma certa parte do céu estrelado.
• Recurso número 3. As medições angulares realizadas com base em observações são a base dos cálculos que determinam as dimensões lineares dos objetos e as distâncias a eles. E como os tamanhos angulares de estrelas e planetas, medidos usando óptica, não dependem da distância até eles, os cálculos podem ser bastante imprecisos.

Observação 2

O principal instrumento de observações astronômicas é um telescópio óptico.

Um telescópio óptico tem um princípio de funcionamento determinado pelo seu tipo. Mas, independentemente do tipo, seu principal objetivo e tarefa é coletar a quantidade máxima de luz emitida por objetos luminosos (estrelas, planetas, cometas etc.)

Tipos de telescópios ópticos:

• refratores (lente),
• refletores (espelho),
• bem como lentes espelhadas.

Em um telescópio refrator (lente), a imagem é obtida pela refração da luz na lente objetiva. A desvantagem dos refratores é um erro resultante do desfoque da imagem.

Uma característica dos refletores é seu uso em astrofísica. Neles, o principal não é como a luz é refratada, mas como ela é refletida. Eles são mais perfeitos que as lentes e mais precisos.

Os telescópios de lentes espelhadas combinam as funções de refratores e refletores.

Figura 1. Pequeno telescópio óptico. Author24 - intercâmbio online de trabalhos de estudantes

Medições astronômicas

Como as medições em pesquisas astronômicas são realizadas usando vários instrumentos e instrumentos, vamos revisá-las brevemente.

Observação 3

Os principais instrumentos de medição astronômica são as máquinas de medição por coordenadas.

Essas máquinas medem uma ou duas coordenadas retangulares de uma imagem fotográfica ou diagrama de espectro. As máquinas de medição por coordenadas estão equipadas com uma mesa sobre a qual são colocadas fotografias e um microscópio com funções de medição utilizadas para apontar um corpo luminoso ou o seu espectro. Dispositivos modernos podem ter uma precisão de leitura de até 1 mícron.

Podem ocorrer erros durante o processo de medição:

• o próprio instrumento
• operador (fator humano),
• arbitrário.

Os erros do instrumento surgem de sua imperfeição, portanto, sua precisão deve ser verificada previamente. Em particular, estão sujeitos a verificação: escalas, parafusos micrométricos, guias na mesa de objetos e o microscópio de medição, micrômetros de referência.

Erros associados ao fator humano e aleatoriedade são interrompidos pela multiplicidade de medições.

Nas medições astronômicas, há uma ampla introdução de instrumentos de medição automáticos e semiautomáticos.

Dispositivos automáticos funcionam uma ordem de grandeza mais rápido do que os convencionais e têm metade do erro quadrado médio.

experimento espacial

Definição 1

Um experimento espacial é um conjunto de interações e observações interligadas que possibilitam obter as informações necessárias sobre o corpo celeste ou fenômeno estudado, realizado em um voo espacial (tripulado ou não tripulado) para confirmar teorias, hipóteses, bem como aprimorar diversas tecnologias que possam contribuir para o desenvolvimento do conhecimento científico.

As principais tendências de experimentos no espaço:

1. O estudo do curso dos processos físicos e químicos e o comportamento dos materiais no espaço exterior.
2. O estudo das propriedades e comportamento dos corpos celestes.
3. A influência do espaço no homem.
4. Confirmação de teorias de biologia espacial e biotecnologia.
5. Formas de exploração espacial.

Aqui é apropriado dar exemplos de experimentos realizados na ISS por cosmonautas russos.

Experimento de crescimento de plantas (Veg-01).

O objetivo do experimento é estudar o comportamento de plantas em condições orbitais.

Experiência "Cristal de Plasma"- estudo de cristais de pó de plasma e substâncias líquidas sob parâmetros de microgravidade.

Foram realizadas quatro etapas:

1. A estrutura de pó de plasma em um plasma de descarga de gás em uma descarga capacitiva de alta frequência foi estudada.
2. A estrutura de pó de plasma em um plasma foi estudada em uma descarga incandescente com corrente contínua.
3. Foi investigado como o espectro ultravioleta da radiação cósmica afeta macropartículas, que podem ser carregadas com fotoemissão.
4. Estruturas de pó de plasma foram estudadas em espaço aberto sob a ação do ultravioleta solar e da radiação ionizante.

Figura 2. Experimento "Cristal Plasma". Author24 - intercâmbio online de trabalhos de estudantes

No total, mais de 100 experimentos espaciais foram realizados por cosmonautas russos na ISS.

Introdução

Observações da atividade solar

Observações de Júpiter e suas luas

Procure cometas e suas observações

Observações de nuvens noctilucentes

Observações de meteoros

Observações de eclipses solares

Observações de eclipses lunares

Observações de satélites artificiais da Terra e a influência do Sol na vida na Terra

Meteoritos e asteróides

Conclusão

Lista de literatura usada

Introdução

O objetivo deste trabalho do curso é estudar os métodos de observações astronômicas, descobrir a influência do sol na vida terrestre, bem como considerar e estudar asteróides e meteoritos em detalhes.

As observações astronômicas são a principal maneira de estudar objetos e fenômenos celestes. As observações podem ser feitas a olho nu ou com a ajuda de instrumentos ópticos: telescópios equipados com vários receptores de radiação (espectrógrafos, fotômetros, etc.), astrógrafos e instrumentos especiais (em particular, binóculos).

Os propósitos das observações são muito diversos. Medições precisas das posições de estrelas, planetas e outros corpos celestes fornecem material para determinar suas distâncias (veja Paralaxe), os movimentos próprios das estrelas e estudar as leis do movimento de planetas e cometas. Os resultados das medições do brilho aparente das luminárias (visualmente ou usando astrofotômetros) permitem estimar as distâncias a estrelas, aglomerados de estrelas, galáxias, estudar os processos que ocorrem em estrelas variáveis, etc.

Os estudos dos espectros dos corpos celestes com a ajuda de instrumentos espectrais permitem medir a temperatura das luminárias, as velocidades radiais e fornecem um material inestimável para um estudo profundo da física das estrelas e outros objetos.

Mas os resultados das observações astronômicas são de importância científica apenas quando as disposições das instruções que determinam o procedimento para o observador, os requisitos para instrumentos, o local de observação e a forma de registro dos dados de observação são cumpridas incondicionalmente.

Os métodos de observação disponíveis para jovens astrônomos incluem a observação visual sem instrumentos, a observação telescópica visual, fotográfica e fotoelétrica de objetos e fenômenos celestes. Dependendo da base instrumental, da posição dos pontos de observação (cidade, vila, vila), condições climáticas extremas e interesses de um amador, qualquer (ou vários) dos tópicos propostos podem ser escolhidos para observações.

1. Observações da atividade solar

observação astronômica sol celestial cometa

Ao observar a atividade solar, as manchas solares são desenhadas diariamente e suas coordenadas são determinadas usando uma grade goniométrica pré-preparada. É melhor fazer observações com um grande telescópio refrator escolar ou um telescópio caseiro em um tripé paralático.

Você deve sempre lembrar que nunca deve olhar para o Sol sem um filtro escuro (protetor). É conveniente observar o Sol projetando sua imagem em uma tela especialmente adaptada ao telescópio. Em um modelo de papel, delineie os contornos de grupos de manchas e manchas individuais, marque os poros. Em seguida, suas coordenadas são calculadas, o número de manchas solares nos grupos é contado e, no momento das observações, o índice de atividade solar - os números de Wolf - é exibido.

O observador também estuda todas as mudanças que ocorrem dentro de um grupo de pontos, tentando transmitir sua forma, tamanho e posição relativa dos detalhes com a maior precisão possível. O Sol também pode ser observado fotograficamente com o uso de óticas adicionais no telescópio, o que aumenta a distância focal equivalente do instrumento e, portanto, possibilita fotografar formações individuais maiores em sua superfície. Placas e filmes para fotografar o Sol devem ter a menor sensibilidade possível.

2. Observações de Júpiter e seus satélites

Ao observar planetas, em particular Júpiter, é usado um telescópio com uma lente ou diâmetro de espelho de pelo menos 150 mm. O observador esboça cuidadosamente os detalhes das bandas de Júpiter e as próprias bandas e determina suas coordenadas. Ao fazer observações durante várias noites, pode-se estudar o padrão de mudanças na cobertura de nuvens do planeta. Interessante observar no disco de Júpiter é a Mancha Vermelha, cuja natureza física ainda não foi totalmente estudada. O observador desenha a posição da Mancha Vermelha no disco do planeta, determina suas coordenadas, descreve a cor, o brilho da mancha, registra as feições observadas na camada de nuvens ao seu redor.

Para observar as luas de Júpiter, é usado um telescópio refrator escolar. O observador determina a posição exata dos satélites em relação à borda do disco do planeta usando um micrômetro ocular. Além disso, é interessante observar fenômenos em um sistema de satélites e registrar os momentos desses fenômenos. Estes incluem o eclipse dos satélites, a entrada e saída do disco do planeta, a passagem do satélite entre o Sol e o planeta, entre a Terra e o planeta.

. Procure cometas e suas observações

As pesquisas de cometas são realizadas com a ajuda de instrumentos ópticos de alta abertura com um grande campo de visão (3-5 °). Binóculos de campo, tubo astronômico AT-1, binóculos TZK, BMT-110, bem como detectores de cometas podem ser usados ​​para esta finalidade.

O observador examina sistematicamente a parte oeste do céu após o pôr do sol, as regiões norte e zênite do céu à noite e a parte leste antes do nascer do sol. O observador deve conhecer muito bem a localização de objetos nebulosos estacionários no céu - nebulosas gasosas, galáxias, aglomerados de estrelas, que na aparência lembram um cometa com um brilho fraco.

Neste caso, ele será assistido por atlas do céu estrelado, em particular, o "Educational Star Atlas" de A. D. Marlensky e o "Star Atlas" de A. A. Mikhailov. Um telegrama é imediatamente enviado ao Instituto Astronômico com o nome de P. K. ., Sternberg em Moscou .É necessário informar a hora de detecção do cometa, suas coordenadas aproximadas, o nome e sobrenome do observador, seu endereço postal.

O observador deve traçar a posição do cometa entre as estrelas, estudar a estrutura visível da cabeça e cauda do cometa (se houver) e determinar seu brilho. Fotografar a região do céu onde o cometa está localizado permite determinar suas coordenadas com mais precisão do que no esboço e, consequentemente, calcular a órbita do cometa com mais precisão. Ao fotografar um cometa, o telescópio deve estar equipado com um mecanismo de relógio que o conduza atrás das estrelas em movimento devido à rotação aparente do céu.

. Observações de nuvens noctilucentes

Nuvens noctilucentes são um fenômeno da natureza interessante, mas ainda pouco estudado. Na Rússia são observados no verão ao norte de 50° de latitude. Eles podem ser vistos contra o fundo do segmento crepuscular, quando o ângulo de imersão do Sol sob o horizonte é de 6 a 12°. Neste momento, os raios do sol iluminam apenas as camadas superiores da atmosfera, onde as nuvens noctilucentes se formam a uma altitude de 70-90 km. Ao contrário das nuvens comuns, que parecem escuras ao anoitecer, as nuvens noctilucentes brilham.

Eles são observados no lado norte do céu, não muito acima do horizonte. O observador todas as noites examina o segmento crepuscular em intervalos de 15 minutos e, no caso de aparecimento de nuvens noctilucentes, avalia seu brilho, registra as mudanças de forma e, usando um teodolito ou outro instrumento goniométrico, mede o comprimento do campo de nuvens em altura e azimute. Além disso, é aconselhável fotografar nuvens noctilucentes. Se a abertura da lente for 1:2 e a sensibilidade do filme for 130-180 unidades de acordo com GOST, então boas fotos podem ser obtidas com uma exposição de I-2 s. A imagem deve mostrar a parte principal do campo de nuvens e silhuetas de edifícios ou árvores.

O objetivo de patrulhar o segmento crepuscular e observar nuvens noctilucentes é determinar a frequência de ocorrência de nuvens, as formas predominantes, a dinâmica do campo de nuvens noctilucentes, bem como as formações individuais dentro do campo de nuvens.

. Observações de meteoros

As tarefas das observações visuais são contar meteoros e determinar os radiantes dos meteoros. No primeiro caso, os observadores são posicionados sob um quadro circular que limita o campo de visão a 60° e registram apenas os meteoros que aparecem dentro do quadro. O registro de observação registra o número de série do meteoro, o momento de passagem com precisão de um segundo, a magnitude, velocidade angular, direção do meteoro e sua posição em relação ao quadro.

Essas observações permitem estudar a densidade das chuvas de meteoros e a distribuição do brilho dos meteoros.

Ao determinar os radiantes do meteoro, o observador marca cuidadosamente cada meteoro observado em uma cópia do mapa do céu estrelado e anota o número de série do meteoro, momento de passagem, magnitude, comprimento do meteoro em graus, velocidade angular e cor.

Meteoros fracos são observados com a ajuda de óculos de campo, tubos AT-1, binóculos TZK. As observações no âmbito deste programa permitem estudar a distribuição de pequenos radiantes na esfera celeste, determinar a posição e deslocamento dos pequenos radiantes estudados e conduzir à descoberta de novos radiantes.

Observações de estrelas variáveis. Os principais instrumentos para observar estrelas variáveis: binóculos de campo, tubos astronômicos AT-1, binóculos TZK, BMT-110, detectores de cometas que fornecem um grande campo de visão. Observações de estrelas variáveis ​​permitem estudar as leis de mudança em seu brilho, especificar os períodos e amplitudes de mudança de brilho, determinar seu tipo, etc.

Inicialmente, são observadas estrelas variáveis ​​Cefeidas, que apresentam flutuações regulares de brilho com amplitude suficientemente grande, e somente depois disso deve-se proceder à observação de estrelas variáveis ​​semi-regulares e irregulares, estrelas com baixa amplitude de brilho, bem como investigar estrelas suspeitas de variabilidade e patrulhar estrelas flamejantes.

Com a ajuda de câmeras, você pode fotografar o céu estrelado para observar estrelas variáveis ​​de longo prazo e procurar novas estrelas variáveis.

. Observações de eclipses solares

O programa de observações amadoras de um eclipse solar total pode incluir: registro visual dos momentos de contato entre a borda do disco lunar e a borda do disco solar (quatro contatos); esboços da aparência da coroa solar - sua forma, estrutura, tamanho, cor; observações telescópicas de fenômenos quando a borda do disco lunar cobre manchas solares e erupções; observações meteorológicas - registro do curso de temperatura, pressão, umidade do ar, mudanças de direção e força do vento; observar o comportamento de animais e pássaros; fotografar fases parciais do eclipse através de um telescópio com distância focal de 60 cm ou mais; foto-, enxerto da coroa solar usando uma câmera com uma lente com distância focal de 20-30 cm; fotografar o chamado rosário de Bailey, que aparece antes da eclosão da coroa solar; registro de mudanças no brilho do céu à medida que a fase do eclipse aumenta com um fotômetro caseiro.

7. Observações de eclipses lunares

Como os eclipses solares, os eclipses lunares ocorrem relativamente raramente e, ao mesmo tempo, cada eclipse é caracterizado por suas próprias características. As observações de eclipses lunares permitem refinar a órbita da lua e fornecer informações sobre as camadas superiores da atmosfera terrestre.

Um programa de observação do eclipse lunar pode consistir nos seguintes elementos: determinação do brilho das partes sombreadas do disco lunar a partir da visibilidade dos detalhes da superfície lunar quando observados através de binóculos reconhecidos 6x ou um telescópio com baixa ampliação; estimativas visuais do brilho da Lua e sua cor tanto a olho nu quanto com binóculos (telescópio); observações através de um telescópio com um diâmetro de lente de pelo menos 10 cm com ampliação de 90x ao longo do eclipse das crateras Heródoto, Aristarco, Grimaldi, Atlas e Riccioli, na área em que podem ocorrer fenômenos de cor e luz; registro com um telescópio dos momentos de cobertura pela sombra da terra de algumas formações na superfície lunar (a lista desses objetos é dada no livro "Calendário astronômico. Parte permanente"); determinação usando um fotômetro do brilho da superfície da lua em várias fases do eclipse.

8. Observações de satélites artificiais da Terra e a influência do Sol na vida na Terra

Ao observar satélites artificiais da Terra, o caminho do satélite no mapa estelar e o tempo de sua passagem em torno de estrelas brilhantes perceptíveis são observados. O tempo deve ser registrado com precisão de 0,2 s usando um cronômetro. Satélites brilhantes podem ser fotografados.

A radiação solar - eletromagnética e corpuscular - é o poderoso fator que desempenha um grande papel na vida da Terra como planeta. A luz do sol e o calor solar criaram as condições para a formação da biosfera e continuam a sustentar sua existência. Com incrível sensibilidade, tudo o que é terreno - vivo e não vivo - reage às mudanças na radiação solar, ao seu ritmo único e complexo. Assim foi, assim é, e assim será até que uma pessoa seja capaz de fazer seus próprios ajustes nas relações solar-terrestre.

Vamos comparar o Sol com... uma corda. Isso permitirá compreender a essência física do ritmo do Sol e o reflexo desse ritmo e da história da Terra.

Você puxou o meio da corda e a soltou. As vibrações da corda, amplificadas pelo ressonador (o tampo do instrumento), deram origem ao som. A composição desse som é complexa: afinal, como você sabe, não apenas a corda inteira como um todo vibra, mas também suas partes ao mesmo tempo. A corda como um todo gera o tom fundamental. As metades da corda, vibrando mais rápido, emitem um som mais alto, mas menos forte - o chamado primeiro sobretom. As metades das metades, ou seja, os quartos da corda, por sua vez, dão origem a um som ainda mais alto e ainda mais fraco - o segundo sobretom e assim por diante. O som completo de uma corda é composto pelo tom fundamental e pelos harmônicos, que em diferentes instrumentos musicais conferem ao som um timbre, tonalidade diferente.

De acordo com a hipótese do famoso astrofísico soviético Professor M.S. Eigenson, uma vez, bilhões de anos atrás, nas profundezas do Sol, começou a operar o mesmo ciclo próton-próton de reações nucleares, que sustenta a radiação do Sol na era moderna; a transição para esse chicle provavelmente foi acompanhada por algum tipo de reestruturação interna do Sol. Do estado de equilíbrio anterior, passou abruptamente para um novo. E com este salto, o Sol soou como uma corda. A palavra "soou" deve ser rebaixada, é claro, no sentido de que no Sol, em sua massa gigantesca, surgiu algum tipo de processo oscilatório rítmico. As transições cíclicas da atividade para a passividade e vice-versa começaram. Talvez essas flutuações que sobreviveram até hoje sejam expressas em ciclos de atividade solar.

Externamente, pelo menos a olho nu, o Sol sempre parece ser o mesmo. No entanto, essa constância externa esconde mudanças relativamente lentas, mas significativas.

Em primeiro lugar, eles são expressos em flutuações no número de manchas solares, essas regiões locais e mais escuras da superfície solar, onde, devido à convecção enfraquecida, os gases solares são um pouco resfriados e, portanto, parecem escuros devido ao contraste. Normalmente, os astrônomos calculam para cada momento de observação não o número total de pontos visíveis no disco solar, mas o chamado número de Wolf, igual ao número de pontos somado a dez vezes o número de seus grupos. Caracterizando a área total de manchas solares, o número de Wolf muda ciclicamente, atingindo um máximo em média a cada 11 anos. Quanto maior o número de Wolf, maior a atividade solar. Durante os anos de atividade solar máxima, o disco solar é abundantemente pontilhado de manchas. Todos os processos no Sol se tornam violentos. Na atmosfera solar, as proeminências são mais frequentemente formadas - fontes de hidrogênio quente com uma pequena mistura de outros elementos. As erupções solares aparecem com mais frequência, essas explosões mais poderosas nas camadas superficiais do Sol, durante as quais densos fluxos de corpúsculos solares - prótons e outros núcleos atômicos, bem como elétrons - são "disparados" para o espaço. Correntes corpusculares - plasma solar. Eles carregam consigo um campo magnético fraco com uma força de 10 -4oersted. Chegando à Terra no segundo dia, ou até mais cedo, eles excitam a atmosfera terrestre, perturbam o campo magnético da Terra. Outros tipos de radiação do Sol também estão se intensificando, e a Terra responde sensivelmente à atividade solar.

Se o Sol é como um fio, certamente deve haver muitos ciclos de atividade solar. Um deles, o mais longo e de maior amplitude, dá o "tom básico". Ciclos de menor duração, ou seja, "sobretons", devem ter cada vez menos amplitude.

É claro que a analogia das cordas está incompleta. Todas as vibrações das cordas têm períodos estritamente definidos; no caso do Sol, só podemos falar de alguns, apenas em média, certos ciclos de atividade solar. No entanto, diferentes ciclos de atividade solar devem ser proporcionais entre si em média. Por mais surpreendente que pareça, a esperada similaridade entre o Sol e a corda é confirmada pelos fatos. Simultaneamente com o ciclo de onze anos claramente definido, outro ciclo duplicado de vinte e dois anos também opera no Sol. Ela se manifesta em uma mudança nas polaridades magnéticas das manchas solares.

Cada mancha solar é um forte "ímã" com uma força de vários milhares de oersteds. As manchas geralmente aparecem em pares próximos, com a linha conectando os centros de duas manchas vizinhas paralelas ao equador solar. Ambos os pontos têm diferentes polaridades magnéticas. Se o ponto da frente, cabeça (na direção de rotação do Sol) tem uma polaridade magnética norte, então o próximo ponto após ele tem uma polaridade sul.

É notável que durante cada ciclo de onze anos todos os pontos da cabeça de diferentes hemisférios do Sol tenham uma polaridade diferente. Uma vez a cada 11 anos, como sob comando, a polaridade de todas as manchas muda, o que significa que o estado inicial se repete a cada 22 anos. Não sabemos qual é a razão desse fenômeno, mas sua realidade é inegável.

Há também um ciclo triplo de trinta e três anos. Ainda não está claro em quais processos solares ela se expressa, mas suas manifestações terrestres são conhecidas há muito tempo. Assim, por exemplo, invernos especialmente severos são repetidos a cada 33-35 anos. O mesmo ciclo é observado na alternância de anos secos e úmidos, flutuações no nível dos lagos e, finalmente, na intensidade das auroras - fenômenos obviamente associados ao Sol.

Nos cortes de árvores, nota-se uma alternância de camadas grossas e finas - novamente com intervalo médio de 33 anos. Alguns pesquisadores (por exemplo, G. Lungershausen) acreditam que os ciclos de trinta e três anos também se refletem na estratificação dos depósitos sedimentares. Muitas rochas sedimentares exibem microcamadas devido a mudanças sazonais. As camadas de inverno são mais finas e leves devido ao esgotamento de material orgânico, as camadas primavera-verão são mais espessas e escuras, pois foram depositadas durante um período de manifestação mais vigorosa dos fatores de intemperismo das rochas e da atividade vital dos organismos. Em sedimentos biogênicos marinhos e oceânicos, tais fenômenos também são observados, pois acumulam restos de microrganismos, que são sempre muito maiores durante a estação de crescimento do que no período de inverno (ou durante o período de seca nos trópicos). Assim, em princípio, cada par de microcamadas corresponde a um ano, embora aconteça que dois pares de camadas possam corresponder a um ano. O reflexo das mudanças sazonais na sedimentação é rastreado há quase 400 milhões de anos - desde o Devoniano Superior até os dias atuais, porém, com intervalos bastante longos, às vezes levando dezenas de milhões de anos (por exemplo, no período Jurássico, que terminou cerca de 140 milhões de anos atrás).

A estratificação sazonal está associada ao movimento da Terra em torno do Sol, à inclinação do eixo de rotação da Terra em relação ao plano de sua órbita (ou ao equador solar, que é praticamente o mesmo), à natureza da circulação da atmosfera , e muitos outros. Mas, como já mencionamos, alguns pesquisadores veem as camadas sazonais como um reflexo de ciclos de trinta e três anos de atividade solar, embora, se pudermos falar sobre isso, apenas para os chamados depósitos de fita (em argilas e areias) de a última glaciação. Mas se é assim, acontece que há pelo menos milhões de anos, um mecanismo incrível e até agora pouco estudado da atividade solar está operando. No entanto, deve-se notar mais uma vez que é difícil distinguir claramente quaisquer ciclos definidos associados à atividade solar em depósitos geológicos. As flutuações climáticas nos tempos antigos estão associadas principalmente a mudanças na superfície da Terra, com um aumento ou, inversamente, uma diminuição da área total dos mares e oceanos - esses principais acumuladores de calor solar. De fato, as épocas glaciais sempre foram precedidas por alta atividade tectônica da crosta terrestre. Mas essa atividade, por sua vez (que será discutida mais adiante), pode ser estimulada por um aumento na atividade solar. Isso parece ser evidenciado pelos dados dos últimos anos. De qualquer forma, ainda há muito pouco claro nessas questões e, portanto, a discussão adicional neste capítulo deve ser considerada apenas como uma das hipóteses possíveis.

Ainda no século passado, percebeu-se que os máximos de atividade solar nem sempre são os mesmos. Nas mudanças nos valores desses máximos, delineia-se um ciclo “secular” ou, mais precisamente, de 80 anos, aproximadamente sete vezes maior que um de onze anos. Se as flutuações "seculares" na atividade solar forem comparadas com as ondas, os ciclos de duração mais curta parecerão "ondulações" nas ondas.

O ciclo "secular" é claramente expresso na frequência das proeminências solares, flutuações em suas alturas médias e outros fenômenos no Sol. Mas suas manifestações terrenas são especialmente notáveis.

O ciclo "secular" agora se expressa no próximo aquecimento do Ártico e da Antártida. Depois de algum tempo, o aquecimento será substituído pelo resfriamento, e essas flutuações cíclicas continuarão indefinidamente. As flutuações climáticas "seculares" também são observadas na história da humanidade, em crônicas e outras crônicas históricas. Às vezes o clima tornava-se invulgarmente severo, às vezes invulgarmente ameno. Assim, por exemplo, em 829, até o Nilo estava coberto de gelo e, dos séculos XII a XIV, o Mar Báltico congelou várias vezes. Pelo contrário, em 1552 um inverno excepcionalmente quente complicou a campanha de Ivan, o Terrível, contra Kazan. No entanto, não apenas o ciclo “secular” está envolvido nas flutuações climáticas.

Se no gráfico de mudanças na atividade solar conectarmos os pontos de máximo e os pontos de mínimo de dois ciclos "seculares" adjacentes com linhas retas, verifica-se que ambas as linhas retas são quase paralelas, mas inclinadas ao eixo horizontal do gráfico. Em outras palavras, delineia-se algum tipo de ciclo longo e centenário, cuja duração só pode ser estabelecida por meio da geologia.

Nas margens do Lago de Zurique existem terraços antigos - falésias altas, na espessura das rochas das quais camadas de diferentes épocas são claramente distinguíveis. E nesta camada de rochas sedimentares, aparentemente, um ritmo de 1800 anos é registrado. O mesmo ritmo é perceptível na alternância de depósitos siltosos, no movimento das geleiras, nas flutuações da umidade e, finalmente, nas mudanças climáticas cíclicas.

Se a temperatura média da Terra cair apenas quatro a cinco graus, uma nova era do gelo virá. As conchas de gelo cobrirão quase toda a América do Norte, Europa e a maior parte da Ásia. Pelo contrário, um aumento da temperatura média anual da Terra em apenas dois ou três graus fará com que a cobertura de gelo da Antártida derreta, o que elevará o nível do Oceano Mundial em 70 m com todas as consequências catastróficas (inundações de parte significativa dos continentes). Assim, pequenas flutuações na temperatura média da Terra (apenas alguns graus) podem jogar a Terra nos braços das geleiras ou, inversamente, cobrir a maior parte da terra com um oceano.

É bem sabido que épocas e períodos glaciais se repetiram muitas vezes na história da Terra, e épocas de aquecimento se interpuseram entre eles. Foram mudanças climáticas muito lentas, mas grandiosas, que se sobrepuseram a flutuações climáticas de menor amplitude, porém mais frequentes e rápidas, quando as eras glaciais foram substituídas por períodos de calor e umidade.

Os intervalos entre épocas ou períodos glaciais só podem ser caracterizados como uma média: afinal, aqui operam ciclos, e não períodos exatos. De acordo com a pesquisa do geólogo soviético G.F. Lungershausen, as épocas glaciais se repetiram na história da Terra aproximadamente a cada 180-200 milhões de anos (de acordo com outras estimativas, 300 milhões de anos). As eras glaciais dentro de épocas glaciais alternam-se com mais frequência, em média, após várias dezenas de milhares de anos. E tudo isso está registrado na espessura da crosta terrestre, nos depósitos de rochas de várias idades.

As razões para a mudança de eras glaciais e períodos não são conhecidas com certeza. Muitas hipóteses foram propostas para explicar os ciclos glaciais por causas cósmicas. Em particular, alguns cientistas acreditam que, girando em torno do centro da Galáxia com um período de 180-200 milhões de anos, o Sol, juntamente com os planetas, passa regularmente pela espessura do plano dos braços da Galáxia, enriquecido com matéria empoeirada, que enfraquece a radiação solar. No entanto, nenhuma nebulosa é visível no caminho galáctico do Sol que poderia desempenhar o papel de um filtro escuro. E o mais importante, as nebulosas empoeiradas cósmicas são tão rarefeitas que, tendo mergulhado nelas, o Sol para um observador terrestre ainda permaneceria deslumbrantemente brilhante.

De acordo com a hipótese de M. S. Eigenson, todas as flutuações climáticas cíclicas, desde as mais insignificantes até as eras glaciais alternadas, são explicadas por uma razão - flutuações rítmicas na atividade solar. E como o Sol é como uma corda nesse processo, todos os ciclos de atividade solar devem se manifestar nas flutuações do clima da Terra - desde o ciclo "principal" de 200 ou 300 milhões de anos até o mais curto, onze anos. O próprio "mecanismo" do impacto do Sol na Terra neste caso se resume ao fato de que as flutuações na atividade solar causam imediatamente mudanças na geomagnetosfera e na circulação da atmosfera terrestre.

Se a Terra não girasse, a circulação das massas de ar seria extremamente simples. Na zona tropical quente da Terra, o ar aquecido e, portanto, menos denso, sobe. A diferença de pressão entre o pólo e o equador faz com que essas massas de ar se apressem em direção ao pólo. Aqui, tendo esfriado, eles caem, para depois se moverem novamente para o equador. Assim, no caso da imobilidade da Terra, a “máquina térmica” do planeta funcionaria.

A rotação axial da Terra e sua revolução em torno do Sol complicam esse quadro idealizado. Sob a influência das chamadas forças de Coriolis (que fazem com que os rios que correm na direção meridional corroam a margem direita no hemisfério norte e a margem esquerda no hemisfério sul), as massas de ar circulam do equador ao pólo e vice-versa. em espirais. Nos mesmos períodos em que o ar próximo ao equador é aquecido especialmente fortemente, há uma circulação ondulatória das massas de ar. O movimento em espiral é combinado com o movimento das ondas e, portanto, a direção dos ventos está mudando constantemente. Além disso, o aquecimento desigual de várias partes da superfície e o relevo da Terra complicam esse quadro difícil. Se as massas de ar se movem paralelamente ao equador da Terra, a circulação de ar é chamada zonal, se ao longo do meridiano - meridional.

Para um ciclo solar de onze anos, foi comprovado que, com o aumento da atividade solar, a circulação zonal enfraquece e a circulação meridional se intensifica. A "máquina térmica" da Terra funciona com mais energia, aumentando a troca de calor entre as zonas polares e equatoriais. Se você derramar um pouco de água fervente em um copo de água fria, a água aquecerá mais rapidamente se você mexer com uma colher. Pela mesma razão, durante os períodos de maior atividade solar, a atmosfera “excitada” pela radiação solar proporciona, em média, um clima mais quente do que durante os anos do Sol “passivo”.

Isso é verdade para qualquer ciclo solar. Mas quanto mais longo o ciclo, mais forte a atmosfera da Terra reage a ele, mais significativamente as mudanças climáticas da Terra.

“A causa cósmica das épocas glaciais ou, melhor, frias”, escreve M.S. Eigenson, - não pode de forma alguma consistir em baixar a temperatura. A situação é "apenas" na queda da intensidade da troca de ar meridional e no crescimento do gradiente térmico meridional devido a essa queda..."

Portanto, a base física fundamental das diferenças climáticas é a circulação geral da atmosfera.

O papel dos ritmos solares na história da Terra é muito perceptível. A circulação geral da atmosfera predetermina a velocidade dos ventos, a intensidade da troca de água entre as geosferas e, portanto, a natureza dos processos de intemperismo. O sol aparentemente também influencia a taxa de formação de rochas sedimentares. Mas então, de acordo com M.S. Eigenson, épocas geológicas com maior circulação geral da atmosfera e hidrosfera devem corresponder a formas de relevo suaves e mal expressas. Ao contrário, durante longas épocas de atividade solar reduzida, o relevo da Terra deve adquirir contraste.

Por outro lado, durante as épocas frias, cargas de gelo significativas aparentemente estimulam movimentos verticais na crosta terrestre, ou seja, ativam a atividade tectônica. Finalmente, há muito se sabe que o vulcanismo se intensifica durante os períodos de atividade solar.

Mesmo nas oscilações do eixo da Terra (no corpo do planeta), como I.V. Maksimov, o ciclo solar de onze anos tem um efeito. Isso, aparentemente, é explicado pelo fato de que o Sol ativo redistribui as massas de ar da atmosfera terrestre. Consequentemente, a posição dessas massas em relação ao eixo de rotação da Terra também muda, o que causa seus deslocamentos insignificantes, mas ainda bastante reais, e altera a velocidade de rotação da Terra. Mas se as mudanças na atividade solar afetam toda a Terra como um todo, então o mais perceptível deve ser o impacto dos ritmos solares na superfície da Terra.

Quaisquer flutuações, especialmente acentuadas, na velocidade de rotação da Terra devem causar tensão na crosta terrestre, o movimento de suas partes, e isso, por sua vez, pode levar a rachaduras, o que estimula a atividade vulcânica. É assim que é possível (claro, em termos mais gerais) explicar a conexão do Sol com vulcanismo e terremotos.

A conclusão é clara: dificilmente é possível entender a história da Terra sem levar em conta a influência do Sol. Ao mesmo tempo, porém, deve-se sempre ter em mente que a influência do Sol apenas regula ou perturba os processos de desenvolvimento da própria Terra, que está sujeita às suas próprias leis geológicas internas. O Sol introduz apenas algumas “correções” na evolução da Terra, embora, é claro, não seja a força motriz dessa evolução.

. Meteoritos e asteróides

Os asteróides são pequenos corpos do sistema solar. A maioria deles está concentrada no espaço entre as órbitas de Marte e Júpiter dentro do chamado cinturão de asteróides. A massa total de matéria concentrada neste cinturão é estimada em 4,4 1024g, que é 1/20 da massa da Lua ou 1/1500 da massa da Terra. Reunidos, os asteróides formariam um corpo com um diâmetro de 1400 km.

Os períodos de revolução dos asteróides ao redor do Sol estão na faixa de 2,5 a 10 anos, o que corresponde a distâncias de 2,3 a 3,3 unidades astronômicas. A distância do Sol dos maiores asteróides (Ceres, Pallas) é de 2,8 UA. e. As órbitas dos asteróides têm diferentes excentricidades. A maioria das órbitas dos asteróides são determinadas por excentricidades menores - 0,33. O valor médio da excentricidade para todas as órbitas encontradas é próximo de 0,15. Supõe-se que o cinturão de asteróides seja uma zona de esmagamento, desintegração mecânica e desintegração de corpos celestes como resultado de colisões.

As massas dos asteróides variam muito, mas ainda não existem determinações diretas específicas para cada caso das massas desses corpos, e estimativas indiretas devem ser usadas. A maioria dos asteróides tem forma irregular e apenas os maiores são esféricos. Entre os asteróides, existem 112 objetos com diâmetro de 100 km ou mais. Os maiores asteróides são Ceres, Pallas e Vesta com raios de 487, 269 e 263 km, respectivamente. Ceres é responsável por 1/3 da massa de todos os asteróides.

As informações sobre a composição dos asteróides nos fornecem dados sobre sua refletividade. Os primeiros estudos nesta área foram realizados por E. L. Krinov, que observou que os asteróides diferem dos meteoritos em uma grande dispersão de índices de cores, o que pode ser explicado pela precisão insuficiente da medição.

As medições mais detalhadas da reflexão comparativa de asteróides e meteoritos foram realizadas na década de 1970. Revisão crítica das realizações em o campo de estudo de asteróides foi feito por K. Chapman, D. Morrison e A. N. Simonenko. Nos últimos anos, como resultado de observações astrofísicas de asteroides na parte visível do espectro e ondas infravermelhas, foram obtidos dados importantes para a compreensão da relação entre asteroides e meteoritos.

Os albedos dos asteróides estudados variam de 0,019 (Arethusa) a 0,337 (Nysa). Dependendo do albedo, os asteróides são divididos em dois grandes grupos: asteróides escuros ou C e relativamente leves ou asteróides S. Para o primeiro, o albedo é inferior a 0,05, para o segundo - mais de 0,09. Em termos de reflexão espectral, o tipo C está próximo dos condritos carbonáceos e o tipo S está próximo dos meteoritos de ferro pedregoso. A refletividade mais baixa (0,03) tem o asteroide Bamberg. É o objeto mais escuro do sistema solar. O asteróide 1685 Toro cruza a órbita da Terra e, em termos de reflexão, corresponde principalmente a condritos comuns.

O resultado mais importante do estudo de asteroides é que a composição dos asteroides se mostrou diferente em diferentes partes do cinturão de asteroides. De acordo com D. Morrison, a abundância de C-asteróides aumenta em direção à periferia do cinturão de asteróides de 50% (parte interna) para 95% (na periferia) a uma distância de 3 UA. e. A prevalência no sistema solar de corpos de asteróides com diâmetro superior a 50 km: um aumento acentuado de asteróides C escuros na parte periférica e uma diminuição no número de asteróides S.

Assim, a seguinte regularidade cosmoquímica foi revelada - a composição dos asteróides depende da distância heliocêntrica. À medida que a distância do Sol aumenta no espaço entre Marte e Júpiter, aumenta o número de objetos semelhantes em composição ao material de condritos carbonáceos e enriquecidos em voláteis. De acordo com medições fotométricas, as propriedades ópticas dos condritos carbonáceos geralmente correspondem às propriedades ópticas dos asteróides C.

Com base nas mudanças fotométricas, é assumida a unidade genética do material de meteoritos e asteróides. Portanto, as características minerais, estruturais e químicas dos meteoritos estudados podem ser transferidas para os asteróides correspondentes. No entanto, não sabemos as órbitas da maioria dos meteoritos que caíram na Terra. Até agora, foi possível estabelecer as órbitas de apenas três meteoritos - Pribram, Lost City e Inisfree (o último caiu em 5 de fevereiro de 1977 em Alberta, Canadá). Os parâmetros de afélio das órbitas desses meteoritos vão além da órbita de Marte, caindo no cinturão de asteróides, mas isso não prova que todos os meteoritos que caíram na Terra vêm do cinturão de asteróides. Nesse cinturão, distribuem-se principalmente corpos carbonáceos-condritos, cujos fragmentos raramente atingem a superfície do nosso planeta.

Deve-se notar que corpos de condritos carbonáceos também são encontrados fora do cinturão de asteróides. Em termos de refletividade, os satélites de Marte - Deimos e Fobos também são caracterizados pela correspondência com condritos carbonáceos. Os asteróides troianos orbitando Júpiter também são caracterizados por uma reflexão próxima aos condritos carbonáceos. Se a baixa refletividade desses corpos se deve à presença de matéria orgânica, então podemos concluir que essa substância estava ou está amplamente distribuída no sistema solar.

Para elucidar a relação genética entre outros meteoritos e asteroides, o asteroide Vesta ocupa um lugar especial. As medições espectrofotométricas deste asteroide mostraram que sua composição de superfície é próxima aos acondritos basálticos. Um estudo mais detalhado do espectro refletido de Vesta permitiu identificar seu material com eukrites e howardites. Vesta é até agora o único dos 100 asteróides estudados, cuja superfície está próxima dos acondritos basálticos. Portanto, pode-se supor que os acondritos basálticos foram formados em um grande asteróide. Vesta é o corpo cósmico mais provável que poderia ser o pai de alguns acondritos.

Conclusão

Neste trabalho de curso, examinamos os seguintes métodos de observações astronômicas: observações da atividade solar, observações de Júpiter e seus satélites, pesquisas de cometas e suas observações, observações de nuvens noctilucentes, observações de meteoros, observações de eclipses solares, observações de eclipses, observações de satélites artificiais da Terra; estudou em detalhe as características individuais dos asteróides.

Se você quer ficar sozinho consigo mesmo, afaste-se da rotina diária, dê livre curso à sua fantasia adormecida em você, venha a um encontro com as estrelas. Adie os sonhos até as primeiras horas da manhã. Lembre-se das linhas imortais de I. Ilf e E. Petrov: “É agradável sentar na praça à noite. O ar está limpo e pensamentos inteligentes vêm à minha cabeça.

E que prazer contemplar a sutil e verdadeiramente mágica pintura celestial! Não é de admirar que caçadores, pescadores e turistas, tendo se acomodado para a noite, gostem de olhar para o céu por um longo tempo. Quantas vezes, deitados ao lado de um fogo apagado e olhando para a distância infinita, eles sinceramente lamentam que seu conhecimento das estrelas esteja limitado ao balde da Ursa Maior. Ao mesmo tempo, muitos nem pensam que esse conhecimento pode ser expandido e acreditam que o céu para eles é um segredo com sete selos. Equívoco bastante comum. Acredite, dar o primeiro passo no caminho de um astrônomo amador não é nada difícil. Está disponível tanto para crianças em idade escolar quanto para estudantes, e para o chefe do departamento de design, para o pastor, para o motorista de trator e para o aposentado.

A grande maioria das pessoas tem uma noção preconcebida de que a astronomia amadora começa com um telescópio (“Vou fazer um pequeno telescópio e observar as estrelas.”) Porém, muitas vezes um impulso fértil é capturado por um problema absolutamente insolúvel: onde comprar o lentes certas para um telescópio refrator feito em casa ou a espessura de vidro necessária para fazer um espelho para um telescópio refletor? Três ou quatro tentativas infrutíferas, e o diálogo com o céu estrelado é adiado indefinidamente, ou mesmo para sempre. É uma pena! Afinal, se você quer ingressar na astronomia ou ajudar seus filhos a fazer isso, não encontrará outra maneira senão observar meteoros.

Basta lembrar que é aconselhável iniciá-los durante o período de ação máxima de alguma intensa chuva de meteoros. Isso é feito melhor nas noites de 11 a 12 de agosto e de 12 a 13 de agosto, quando o fluxo de Perseidas é ativado. Para crianças em idade escolar, este é geralmente um momento excepcionalmente conveniente. Nesta fase, não são necessários instrumentos ou dispositivos ópticos para observações. Você só precisa escolher um local para observações, localizado longe de fontes de luz e com uma visão bastante ampla do céu. Pode ser em um campo, em uma colina, nas montanhas, em uma grande borda de floresta, no telhado plano de uma casa, em um quintal bastante amplo. Você só precisa ter um caderno (diário de observação), um lápis e qualquer relógio, pulso, mesa ou mesmo relógio de parede com você.

A tarefa é contar o número de meteoros que você vê a cada hora e lembrar ou anotar o resultado. É desejável realizar observações pelo maior tempo possível, digamos, das 22 horas até o amanhecer. Você pode observar deitado, sentado ou em pé: você escolherá a posição mais confortável para você. A maior área do céu pode ser: coberta de observações enquanto está deitado de costas. No entanto, essa posição é bastante arriscada: muitos astrônomos amadores iniciantes adormecem na segunda metade da noite, deixando os meteoros “correr incontrolavelmente” pelo céu.

Depois de concluir as observações, faça uma tabela, na primeira coluna da qual insira os intervalos horários de observações, por exemplo, de 2 a 3 horas, de 3 a 4 horas etc., e na segunda - o número correspondente de meteoros visto: 10, 15, ... Para maior clareza, você pode traçar a dependência do número de meteoros na hora do dia - e você terá uma imagem mostrando como o número de meteoros mudou durante a noite. Esta será a sua pequena "descoberta científica". Isso pode ser feito na primeira noite de observações. Deixe-se inspirar pelo pensamento de que todos os meteoros que você vê esta noite são únicos. Afinal, cada um deles é um autógrafo de despedida fugaz de uma partícula interplanetária desaparecendo para sempre. Com sorte, observando meteoros, você pode ver uma ou mais bolas de fogo. O bólido pode terminar com a queda de um meteorito, então esteja preparado para as seguintes ações: defina o momento do vôo do bólido pelo relógio, tente lembrar (desenhe) sua trajetória usando marcos terrestres ou celestes, ouça quaisquer sons (choque, explosão, estrondo) após a bola de fogo se apagar ou desaparecer no horizonte. Registre os dados no registro de observação. As informações que você recebeu podem ser úteis para especialistas no caso de organizar uma busca pelo local onde o meteorito caiu.

Já na primeira noite, fazendo observações, você prestará atenção às estrelas mais brilhantes, à sua posição relativa. E se você continuar a observar mais, então em algumas noites, mesmo incompletas, você se acostumará com eles e os reconhecerá. Mesmo nos tempos antigos, as estrelas eram agrupadas em constelações. As constelações precisam ser estudadas gradualmente. Isso não pode mais ser feito sem ter um mapa do céu estrelado. Deve ser comprado em uma livraria. Separadamente, mapas ou atlas do céu estrelado raramente são vendidos, mais frequentemente são anexados a vários livros, por exemplo, um livro de astronomia para a 10ª série, o Calendário Astronômico Escolar e a literatura astronômica científica popular.

Não é difícil identificar as estrelas no céu com suas imagens no mapa. Você só precisa ajustar a escala do mapa. Ao sair com um mapa, leve uma lanterna com você. Para evitar que o mapa fique muito iluminado, a luz da lanterna pode ser diminuída envolvendo-a em um curativo. Conhecer as constelações é uma atividade extremamente emocionante. A solução de "Star Crosswords" nunca é chata. Além disso, a experiência mostra que as crianças, por exemplo, gostam de jogar o jogo das estrelas e memorizam muito rapidamente os nomes das constelações e sua localização no céu.

Assim, em uma semana você poderá nadar livremente no mar celestial e falar “você” com muitas estrelas. Um bom conhecimento do céu expandirá seu programa científico de observação de meteoros. É verdade que este equipamento se tornará um pouco mais complicado. Além de um relógio, uma revista e um lápis, você precisa levar uma lanterna, um mapa, uma régua, uma borracha, um verso de cartão (algum tipo de compensado ou uma pequena mesa). Agora, ao observar a trajetória de todos os meteoros que você vê, você coloca no mapa com um lápis em forma de setas. Se as observações foram feitas na data do fluxo máximo, algumas setas (e às vezes a maioria) se espalharão no mapa. Continue as setas para trás com linhas tracejadas: essas linhas se cruzarão em alguma área ou mesmo em um ponto no mapa estelar. Isso significa que os meteoros pertencem à chuva de meteoros, e o ponto de interseção das linhas tracejadas que você encontrou é o radiante aproximado dessa chuva. O resto das setas que você traçou podem ser trajetórias esporádicas de meteoros.

As observações descritas são realizadas, como já observado, sem o uso de quaisquer instrumentos ópticos. Se você tiver binóculos à sua disposição, será possível observar não apenas meteoros e bolas de fogo, mas também seus traços. É muito conveniente trabalhar com binóculos se você montá-lo em um tripé. Após a passagem da bola de fogo, como regra, uma trilha fracamente luminosa é visível no céu. Aponte os binóculos para ele. Diante de seus olhos, a trilha sob a influência das correntes de ar mudará de forma, coágulos e rarefação se formarão nela. É muito útil esboçar várias vistas sucessivas da trilha.

Fotografar meteoros também não apresenta dificuldades significativas. Para esses fins, você pode usar qualquer câmera. A maneira mais fácil é montar a câmera em um tripé ou colocá-la, digamos, em um banquinho e apontá-la para o zênite. Ao mesmo tempo, ajuste o obturador para uma exposição longa e fotografe o céu estrelado por 15 a 30 minutos. Depois disso, mova o filme para um quadro e continue fotografando. Em cada imagem, as estrelas aparecem como arcos paralelos, enquanto os meteoros aparecem como linhas retas, geralmente cruzando os arcos. Deve-se ter em mente que o campo de visão de uma lente comum não é muito grande e, portanto, a probabilidade de fotografar um meteoro é bastante pequena. É preciso paciência e, claro, um pouco de sorte. Ao fazer observações fotográficas, a cooperação é boa: várias câmeras apontam para diferentes áreas da esfera celeste da mesma forma que os astrônomos profissionais fazem. No entanto, se você conseguir criar um pequeno grupo de caçadores de meteoros, é útil dividi-lo em dois grupos. Cada grupo deve escolher seu local de observação a uma distância suficiente um do outro e realizar observações conjuntas de acordo com um programa pré-acordado.

As próprias observações fotográficas são uma tarefa relativamente simples: clique nos obturadores, rebobine o filme, registre os horários de início e término das exposições e os momentos da passagem dos meteoros. O processamento das imagens obtidas é muito mais difícil. No entanto, você não deve ter medo das dificuldades. Se você já decidiu estabelecer relações amistosas com o céu, prepare-se para a necessidade de uma certa tensão intelectual.

Mas e a observação de cometas? Se os cometas aparecessem com a mesma frequência que os meteoros, os amantes da astronomia não desejariam nada melhor. Mas, infelizmente! Você pode esperar uma "eternidade" inteira por um cometa e ainda ficar sem nada. A passividade é o inimigo número um aqui. Cometas podem ser encontrados. Busque com entusiasmo, com muita vontade, com fé no sucesso. Muitos cometas brilhantes foram descobertos por amadores. Seus nomes estão registrados para sempre nos anais da história.

Onde você precisa procurar cometas, em que região do céu? Existe alguma pista para um observador iniciante?

Há. Cometas brilhantes devem ser procurados perto do Sol, isto é, de manhã antes do nascer do sol no leste, à noite após o pôr do sol no oeste. A probabilidade de sucesso aumentará muito se você estudar as constelações, se acostumar com a localização das estrelas, com seu brilho. Então a aparência de um objeto "estrangeiro" não escapará de sua atenção. Se você tiver binóculos, luneta, telescópio ou outro instrumento à sua disposição que permita observar objetos ainda mais fracos, será muito útil fazer um mapa de nebulosas e aglomerados globulares, caso contrário seu coração baterá mais de uma vez no ocasião de sua descoberta de um falso cometa. E isso, acredite, é muito ofensivo! O processo de observação em si não é complicado, você precisa examinar regularmente a parte da manhã e da noite quase solar do céu, estimulando-se com o desejo de encontrar um cometa a todo custo.

As observações de um cometa devem ser realizadas durante a combustão lenta de todo o período de sua visibilidade. Se o cometa não puder ser fotografado, faça uma série de desenhos de sua aparência com a indicação obrigatória da hora e data. Desenhe com especial cuidado os vários detalhes na cabeça e na cauda do cometa. Toda vez coloque a posição do cometa no mapa estelar, "traçando" sua rota.

Se você tiver uma câmera, não economize na fotografia. Ao combinar uma câmera com um telescópio, você obterá um astrógrafo rápido e suas fotografias serão duplamente valiosas.

Lembre-se que tanto durante as observações visuais com binóculos ou telescópio, quanto ao fotografar, o telescópio e a câmera devem ser montados em um tripé, caso contrário a imagem do objeto “tremerá de frio”.

É bom que, mesmo durante observações puramente visuais com um telescópio ou binóculos, seja possível estimar o brilho de um cometa. O fato é que cometas muito ativos podem “piscar” fortemente, aumentando ou diminuindo seu brilho. As razões podem ser processos internos no núcleo (ejeção súbita de matéria) ou influência externa dos fluxos de vento solar.

Você provavelmente se lembra que pode determinar o brilho de um objeto em forma de estrela comparando-o com o brilho de estrelas conhecidas. É assim que, por exemplo, a magnitude de um asteroide é estimada. O cometa é mais difícil. Afinal, é visível não como uma estrela, mas como uma mancha enevoada. Portanto, o seguinte método bastante engenhoso é usado. O observador estende a ocular do telescópio, desfocando as imagens do cometa e das estrelas, fazendo com que as estrelas se transformem de pontos em manchas borradas. O observador estende a ocular até que o tamanho das manchas das estrelas seja igual ou quase igual ao tamanho do cometa. Em seguida, duas estrelas são selecionadas para comparação - uma é um pouco mais brilhante que o cometa, a segunda é mais fraca. Suas magnitudes estelares estão localizadas de acordo com o catálogo de estrelas.

Sem dúvida, a observação de cometas previamente descobertos também é interessante. Listas de tais cometas que devem ser observados em um determinado ano são publicadas no Calendário Astronômico (Parte Variável). Esses calendários são publicados anualmente. É verdade que, muitas vezes, depois de descrever a história do cometa e as condições para sua próxima observação, uma frase muito desagradável é adicionada:

"Indisponível para observações amadoras." Assim, todos os cinco cometas de curto período observados em 1988 eram inacessíveis aos amadores devido ao seu baixo brilho. Sim, de fato, é preciso descobrir os próprios cometas!

Cometas muito fracos geralmente são descobertos olhando para negativos do céu estrelado. Se você não esqueceu, novos asteróides são descobertos da mesma maneira.

É quase impossível observar asteróides a olho nu. Mas em pequenos telescópios isso pode ser feito. O mesmo "Calendário Astronômico" publica uma lista de asteróides disponíveis para observações em um determinado ano.

Tome nota de um conselho. Nunca confie apenas em sua memória, certifique-se de registrar os resultados de suas observações em um diário e o mais detalhado possível. Somente neste caso você pode contar com o fato de que seu maravilhoso hobby será útil para a ciência.