Астрономия наблюдения. Разделы наблюдательной астрономии. Структура и масштабы Вселенной

Материал из Юнциклопедии

Солнце, Луна, планеты, кометы, звезды, туманности, галактики, отдельные небесные тела и системы таких тел изучаются в астрономии. Разнообразны задачи, стоящие перед астрономами, а в связи с этим разнообразны и методы астрономических наблюдений, доставляющих основной материал для решения этих задач.

Уже в глубокой древности начались наблюдения с целью определения положений светил на небесной сфере. Сейчас этим занимается астрометрия. Измеренные в результате таких наблюдений небесные координаты звезд разных типов, звездных скоплений, галактик сводятся в каталоги, по ним составляются звездные карты (см. Звездные каталоги, карты и атласы). Повторяя в течение более или менее длительного периода времени наблюдения одних и тех же небесных тел, вычисляют собственные движения звезд, тригонометрические параллаксы и др. Эти данные также публикуются в каталогах.

Составленные таким образом звездные каталоги используются как в практических целях - при астрономических наблюдениях движущихся небесных тел (планет, комет, искусственных космических объектов), при работах службы времени, службы движения полюсов, в геодезии, навигации и др., так и при разного рода научно-исследовательских работах. К числу последних относятся, в частности, исследования структуры Галактики, происходящих в ней движений, чем занимается звездная астрономия.

Систематические астрометрические наблюдения планет, комет, астероидов, искусственных космических объектов доставляют материал для изучения законов их движения, составления эфемерид, для решения других задач небесной механики, астродинамики, геодезии, гравиметрии.

К астрометрическим наблюдениям можно отнести также и вошедшие в практику в последние десятилетия дальномерные наблюдения небесных светил. С помощью лазерных дальномеров с высокой точностью определяются расстояния до искусственных спутников Земли (см. Лазерный спутниковый дальномер), до Луны.

Методы радиолокационной астрономии дают возможность определять расстояния и даже изучать профили Луны, Венеры, Меркурия и т. п.

Другим типом астрономических наблюдений является непосредственное изучение вида таких небесных тел, как Солнце, Луна, ближайшие планеты, галактические туманности, галактики и др. Наблюдения этого типа стали развиваться после изобретения телескопа. Вначале наблюдения велись визуально: небесные светила рассматривались глазом и увиденное зарисовывалось. Позже стала использоваться фотография. Фотографические методы имеют неоспоримое преимущество перед визуальными: фотографии можно детально измерять в спокойной лабораторной обстановке; в случае необходимости их можно повторить, да и вообще фотография является объективным документом, в то время как в визуальные наблюдения наблюдатель вносит много субъективного. Кроме того, фотографическая пластинка, в отличие от глаза, накапливает приходящие от источника фотоны и потому позволяет получать снимки слабых объектов.

На рубеже XIX и XX вв. зародились и стали быстро развиваться астрофизические методы наблюдений, в основе которых лежит анализ электромагнитного излучения Небесного светила, собранного телескопом. Для такого анализа используются различные светоприемники и другие приспособления.

С помощью астрофотометров разного типа регистрируют изменения блеска небесных светил и таким путем обнаруживают переменные звезды, определяя их тип, двойные звезды, в сочетании с результатами других наблюдений делают определенные заключения о процессах, происходящих в звездах, туманностях и т. д.

Широкую информацию о небесных светилах дают спектральные наблюдения. По распределению энергии в непрерывном спектре (см. Электромагнитное излучение небесных тел), по виду, ширине и другим характеристикам спектральных линий и полос судят о температуре, химическом составе звезд и других небесных светил, о движениях вещества в них, об их вращении, о наличии магнитных полей, наконец, о стадии их эволюционного развития и о многом другом. Измерения смещения спектральных линий вследствие эффекта Доплера позволяют определять лучевые скорости небесных тел, которые используются при разнообразных астрономических исследованиях.

При астрофизических наблюдениях широко используются электронно-оптические преобразователи, фотоэлектронные умножители, электронные камеры, телевизионная техника (см. Телевизионный телескоп), позволяющие значительно увеличить проницающую силу телескопов, расширить диапазон воспринимаемого телескопом электромагнитного излучения небесных тел.

Астрономические наблюдения в радиодиапазоне электромагнитного излучения ведутся с помощью радиотелескопов. Специальная аппаратура используется для регистрации инфракрасного и ультрафиолетового излучения, для нужд рентгеновской астрономии и гамма-астрономии. Качественно новые результаты получают с помощью астрономических наблюдений, выполняемых с борта космических аппаратов (так называемая внеатмосферная астрономия).

Большинство описанных астрономических наблюдений выполняется на астрономических обсерваториях специально подготовленными научными и техническими работниками. Но отдельные виды наблюдений доступны и любителям астрономии.

Юные астрономы могут проводить наблюдения для расширения кругозора, для приобретения опыта научно-исследовательских работ. Но многие виды правильно организованных наблюдений, выполняемых в точном соответствии с инструкциями, могут иметь и существенное научное значение.

Шкальным астрономическим кружкам доступны следующие астрономические наблюдения:

1. Исследования солнечной активности с помощью школьного телескопа-рефрактора (помните, что смотреть на Солнце без темного фильтра ни в коем случае нельзя!).

2. Наблюдения Юпитера и его спутников с зарисовкой деталей в полосах Юпитера, Красного пятна.

3. Поиски комет с помощью светосильных оптических инструментов с достаточно большим полем зрения.

4. Наблюдения серебристых облаков, изучения частоты их появления, формы и т. п.

5. Регистрация метеоров, счет их количества, определение радиантов.

6. Исследования переменных звезд - визуально и на фотографиях звездного неба.

7. Наблюдения солнечных и лунных затмений.

8. Наблюдения искусственных спутников Земли.

Инструкции для организации наблюдений можно найти среди книг, перечисленных в списке рекомендованной литературы. Ряд практических советов приведен в разделе.

1. Астрономия – новая дисциплина в курсе, хотя вкратце с некоторыми вопросами вы знакомы.
2. Что нужно:

1. Учебник: . Астрономия. Базовый уровень.11 класс: учебник /Б.А. Воронцов-Вельяминов, Е.К. Страут – 5-е изд., пересмотр.- М.: Дрофа, 2018.-238с, с: ил.,8 л. цв. вкл.- (Российский учебник).;
2. общая тетрадь – 48 листов.

1. Как работать с учебником.

• проработать (а не прочитать) параграф
• вникнуть в сущность, разобраться с каждым явлениями и процессами
• проработать все вопросы и задания после параграфа, кратко в тетрадях
• контролировать свои знания по перечню вопросов в конце темы
• дополнительно материал посмотреть в Интернете

Тема 1.1 Предмет астрономии. Наблюдения - основа астрономии.

1.1.1 Что изучает астрономия. Ее значение и связь с другими науками

Астрономия является одной из древнейших наук, истоки которой относятся к каменному веку (VI-III тысячелетия до н. э.).

Астрономия это наука, изучающая движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и их систем .

Астрономия [греч. Астрон (astron) - звезда, номос (nomos) -закон] – наука, которая изучает движение небесных тел (раздел “небесная механика”), их природу (раздел “астрофизика”), происхождение и развитие (раздел “космогония”)

Астрономия – одна из самых увлекательных и древнейших наук о природе – исследует не только настоящее, но и далекое прошлое окружающего нас макромира, а также позволяет нарисовать научную картину будущего Вселенной. Человека всегда интересовал вопрос о том, как устроен окружающий мир и какое место он в нем занимает. У большинства народов еще на заре цивилизации были сложены особые - космологические мифы, повествующие о том, как из первоначального хаоса постепенно возникает космос (порядок), появляется все, что окружает человека: небо и земля, горы, моря и реки, растения и животные, а также сам человек. На протяжении тысячелетий шло постепенное накопление сведений о явлениях, которые происходили на небе.

Потребность в астрономических знаниях диктовалась жизненной необходимостью (демонстрация фильмов: "Все тайны космоса #21 - Открытие - история астрономии " и Астрономия (2⁄15). Самая древняя наука .)

Оказалось, что периодическим изменениям в земной природе сопутствуют изменения вида звездного неба и видимого движения Солнца. Высчитать наступление определенного времени года было необходимо для того, чтобы в срок провести те или иные сельскохозяйственные работы: посев, полив, уборку урожая. Но это можно было сделать лишь при использовании календаря, составленного по многолетним наблюдениям положения и движения Солнца и Луны. Так необходимость регулярных наблюдений за небесными светилами была обусловлена практическими потребностями счета времени. Строгая периодичность, свойственная движению небесных светил, лежит в основе основных единиц счета времени, которые используются до сих пор, - сутки, месяц, год.

Простое созерцание происходящих явлений и их наивное толкование постепенно сменялись попытками научного объяснения причин наблюдаемых явлений. Когда в Древней Греции (VI в. до н. э.) началось бурное развитие философии как науки о природе, астрономические знания стали неотъемлемой частью человеческой культуры. Астрономия - единственная наука, которая получила свою музу-покровительницу - Уранию.

О первоначальной значимости развития астрономических знаний можно судить в связи с практическими потребностями людей. Их можно разделить на несколько групп:

• cельскохозяйственные потребности (потребность в отсчете времени - сутки, месяцы, годы. Например, в Древнем Египте определяли время посева и уборки урожая по появлению перед восходом солнца из-за края горизонта яркой звезды Сотис - предвестника разлива Нила);
• потребности в расширении торговли , в том числе морской (мореплавание, поиск торговых путей, навигация. Так, финикийские мореплаватели ориентировались по Полярной звезде, которую греки так и называли - Финикийская звезда);
• эстетические и познавательные потребности, потребности в целостном мировоззрении (человек стремился объяснить периодичность природных явлений и процессов, возникновение окружающего мира).

Зарождение астрономии в астрологических идеях свойственно мифологическому мировоззрению древних цивилизаций.

I-й Античный мир (до н. э). Философия →астрономия → элементы математики (геометрия). Древний Египет, Древняя Ассирия, Древние Майя, Древний Китай, Шумеры, Вавилония, Древняя Греция.

Ученые, внесшие значительный вклад в развитие астрономии: ФАЛЕС Милетский (625-547, Др.Греция), ЕВДОКС Книдский (408- 355, Др. Греция), АРИСТОТЕЛЬ (384-322, Македония, Др. Греция), АРИСТАРХ Самосский (310-230, Александрия, Египет), ЭРАТОСФЕН (276-194, Египет), ГИППАРХ Родосский (190-125г, Др.Греция).

Археологами установлено, что человек владел начальными астрономическими знаниями уже 20 тыс. лет назад в эпоху каменного века.

• Доисторический этап от 25 тыс.лет до н.э.- до 4 тыс. до н.э.(наскальные рисунки, природные обсерватории и т.д.).
• Древний этап условно можно считать от 4.000лет до н.э.-1000 до н.э.:
  • около 4.тыс. лет до н.э. астрономические памятники древних майя, каменная обсерватория Стоунхендж (Англия);
  • около 3000 лет до н.э. ориентировка пирамид, первые астрономические записи в Египте, Вавилоне, Китае;
  • около 2500лет до н.э. установление египетского солнечного календаря;
  • около 2000 лет до н.э. создание 1-ой карты неба (Китай);
  • около 1100 лет до н.э. определение наклона эклиптики к экватору;
• Античный этап
  • идеи о шарообразности Земли (Пифагор, 535 г. до н.э.);
  • предсказание Фалесом Милетским солнечного затмения (585 г. до н.э.);
  • установление 19-летнего цикла лунных фаз (цикл Метона, 433 г. до н.э);
  • идеи о вращении Земли вокруг оси (Гераклит Понтийский, 4 век до н.э);
  • идея концентрических кругов (Евдокс), трактат «О Небе» Аристотель (доказательство шарообразности Земли и планет) составление первого каталога звёзд 800 звёзд, Китай (4 век до н.э.);
  • начало систематических определений положений звёзд греческими астрономами, развитие теории системы мира (3 век до н.э.);
  • открытие прецессии, первые таблицы движения Солнца и Луны, звездный каталог 850 звезд (Гиппарах, (2 Век до н.э);
  • идея о движении Земли вокруг Солнца и определение размеров Земли (Аристарх Самосский, Эратосфен 3-2 в. до н.э.);
  • введение в римской империи Юлианского календаря (46 г. до н.э);
  • Клавдий Птолемей – «Синтаксис»(Альмогест)-энциклопедия античной астрономии, теория движения, планетные таблицы (140 г. н.э).

Представление об астрономических познаниях греков этого периода дают поэмы Гомера и Гесиода: там упоминается ряд звёзд и созвездий, приводятся практические советы по использованию небесных светил для навигации и для определения сезонов года. Космологические представления этого периода целиком заимствовались из мифов: Земля считается плоской, а небосвод - твёрдой чашей, опирающейся на Землю. Главными действующими лицами этого периода являются философы , интуитивно нащупывающие то, что впоследствии будет названо научным методом познания. Одновременно проводятся первые специализированные астрономические наблюдения, развивается теория и практика календаря; в основу астрономии впервые полагается геометрия, вводится ряд абстрактных понятий математической астрономии; делаются попытки отыскать в движении светил физические закономерности. Получили научное объяснение ряд астрономических явлений, доказана шарообразность Земли.

II-ой Дотелескопический период. (наша эра до 1610г). Упадок науки и астрономии. Развал Римской империи, набеги варваров, зарождение христианства. Бурное развитие арабской науки. Возрождение науки в Европе. Современная гелиоцентрическая система строения мира.

Клавдий ПТОЛЕМЕЙ (Клавдиус Птоломеус )(87-165, Др. Рим), БИРУНИ, Абу Рейхан Мухаммед ибн Ахмед аль – Бируни (973-1048, совр. Узбекистан), Мирза Мухаммед ибн Шахрух ибн Тимур (Тарагай ) УЛУГБЕК (1394 –1449, совр. Узбекистан), Николай КОПЕРНИК (1473-1543,Польша), Тихо (Тиге) БРАГЕ (1546- 1601, Дания).

• Арабский период. После падения античных государств в Европе античные научные традиции (в том числе и астрономии) продолжили развитие в арабском халифате, а также в Индии и Китае
  • 813г. Основание в Багдаде астрономической школы (дом мудрости);
  • 827г. определение размеров земного шара по градусным измерениям между Тигром и Евфратом;
  • 829г. основание Багдадской обсерватории;
  • Х в. открытие лунного неравенства (Абу-ль-Вафа, Багдад);
  • каталог 1029 звёзд, уточнение наклона эклиптики к экватору, определение длинны 1° меридиана (1031г, Ал-Бируни);
  • многочисленные работы по астрономии до конца 15 века (календарь Омара Хайяма, «Ильханские таблицы» движения Солнца и планет(Насирэддин Тусси, Азербайджан), работы Улугбека);
• Европейское возрождение. В конце 15 века начинается возрождение астрономических знания в Европе, которое привело к первой революции в астрономии. Эта революция в астрономии была вызвана требованиями практики – начиналась эпоха великих географических открытий.
  • Дальние плавания требовали точных методов определения координат. Система Птолемея не могла обеспечить возросших потребностей. Страны, которые первыми обратили внимание на развитие астрономических исследований, добивались наибольших успехов в открытии и освоении новых земель.
  • В Португалии, еще в 14 веке принц Генрих основал обсерваторию для обеспечения потребностей мореплавания, и Португалия первая из Европейских стран начала захват и эксплуатацию новых территорий.
  • Важнейшие достижения европейской астрономии XV - XVI веков это планетные таблицы (Региомонтан из Нюрнберга, 1474г.),
  • работы Н.Коперника, которые произвели первую революцию в Астрономии (1515-1540 гг.),
  • наблюдения датского астронома Тихо Браге в обсерватории Ураниборг на острове Вэн (самые точные в дотелескопическую эпоху).

III-ий Телескопический до появления спектроскопии (1610-1814гг). Изобретение телескопа и наблюдения с его помощью. Законы движения планет. Открытие планеты Уран. Первые теории образования Солнечной системы.

Ученые, внесшие значительный вклад в развитие астрономии в данный период: Галилео ГАЛИЛЕЙ (1564-1642, Италия), Иоганн КЕПЛЕР (1571-1630, Германия), Ян ГАВЕЛИЙ (ГАВЕЛИУС ) (1611-1687, Польша), Ганс Христиан ГЮЙГЕНС (1629-1695, Нидерланды), Джованни Доминико (Жан Доменик) КАССИНИ> (1625-1712, Италия-Франция), Исаак НЬЮТОН (1643-1727, Англия), Эдмунд ГАЛЛЕЙ ( ХАЛЛИ , 1656-1742, Англия), Вильям (Уильям) Вильгельм Фридрих ГЕРШЕЛЬ (1738-1822, Англия), Пьер Симон ЛАПЛАС (1749-1827, Франция).

• В начале 17 века (Липперсгей, Галилей, 1608 г) был создан оптический телескоп, многократно раздвинувший горизонт познания человечества о мире.
  • определяется параллакс Солнца (1671), что позволило с высокой точностью определить астрономическую единицу и определить скорость света,
  • открываются тонкие движения оси Земли, собственные движения звёзд, законы движения Луны,
  • в 1609- 1618 гг. Кеплер на основе этих наблюдений планеты Марс открыл три закона движения планет,
  • в 1687г. Ньютон опубликовал закон всемирного тяготения, объясняющий причины движения планет.
  • создаётся небесная механика;
  • определяются массы планет;
  • в начале ХIХ века (1.01.1801г.) Пиацци открывает первую малую планету (астероид) Цереру;
  • в 1802 и в 1804 годах были открыты Паллада и Юнона.

IV-ый Спектроскопия и фотография . (1814-1900гг). Спектроскопические наблюдения. Первые определения расстояния до звезд. Открытие планеты Нептун.

Ученые, внесшие значительный вклад в развитие астрономии в данный период: Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826, Германия), Василий Яковлевич (Фридрих Вильгельм Георг) СТРУВЕ (1793-1864, Германия-Россия), Джордж Бидделл ЭРИ (ЭЙРИ , 1801-1892, Англия), Фридрих Вильгельм БЕССЕЛЬ (1784-1846, Германия), Иоганн Готфрид ГАЛЛЕ (1812-1910, Германия), Уильям ХЕГГИНС (Хаггинс , 1824-1910, Англия), Анжело СЕККИ (1818-1878, Италия), Федор Александрович БРЕДИХИН (1831-1904, Россия), Эдуард Чарльз ПИКЕРИНГ (1846-1919, США).

• В 1806 - 1817 гг И.Фраунтгофер (Германия) создаёт основы спектрального анализа, измеряет длинны волн солнечного спектра и линий поглощения, заложив таким образом основы астрофизики.
• В 1845 г. И.Физо и Ж.Фуко (Франция) получили первые фотографии Солнца.
• В 1845 - 1850 гг лорд Росс (Ирландия) открыл спиральную структуру некоторых туманностей
• в 1846 г. И.Галле (Германия) по вычислениям У.Леверье (Франция) открыл планету Нептун, что явилось триумфом небесной механики
• Внедрение в астрономию фотографии позволило получить фотоснимки солнечной короны и поверхности Луны, начать исследования спектров звёзд, туманностей, планет.
• Прогресс в оптике и телескопостроении позволил открыть спутники Марса, описать поверхность Марса по наблюдениям его в противостоянии (Д. Скиапарелли)
• Повышение точности астрометрических наблюдений позволило измерить годичный параллакс звёзд (Струве, Бессель, 1838г), открыть движение земных полюсов.

V-ый Современный период (1900-наст.время). Развитие применения в астрономии фотографии и спектроскопических наблюдений. Решение вопроса об источнике энергии звезд. Открытие галактик. Появление и развитие радиоастрономии. Космические исследования.

• В начале ХХ века К.Э.Циолковский издаёт первое научное сочинение по космонавтике - «Исследование мировых пространств реактивными приборами».
• В 1905 г. А.Эйнштейн создаёт специальную теорию относительности
• в 1907 - 1916 годах общую теорию относительности, что позволило объяснить имеющиеся противоречия между существовавшей физической теорией и практикой, дало импульс для разгадки тайны энергии звёзд, стимулировало развитие космологических теорий
• В 1923 г Э.Хаббл доказал существование других звёздных систем - галактик
• в 1929 г. Э.Хаббл открыл закон «красного смещения» в спектрах галактик.
• в 1918 г. установлен 2,5 – метровый рефлектор в обсерватории Маунт-Вилсон, а в 1947 г.там же вступил в строй 5-и метровый рефлектор)
• Радиоастрономия возникла в 30-х годах 20-го века вместе с появлением первых радиотелескопов.
• В 1933 Карл Янский из Bell Labs обнаружил радиоволны, идущие из центра галактики.
• Гроут Ребер в 1937 году сконструировал первый параболический радиотелескоп.
• В 1948 г. запуски ракет в высокие слои атмосферы (США) позволили обнаружить рентгеновское излучение солнечной короны.
• Арономы начали изучение физической природы небесных тел и значительно расширили границы исследуемого пространства.
• Астрофизика стала ведущим разделом астрономии, она получила особенно большое развитие в XX в. и продолжающая бурно развиваться в наши дни.
• В 1957 г. было положено начало качественно новым методам исследований, основанным на использовании искусственных небесных тел, что в дальнейшем привело к возникновению новых разделов астрофизики.
• В 1957 в СССР запущен первый искусственный спутник Земли, что ознаменовало начало космической эры для человечества.
• Космические аппараты позволили выводить за пределы земной атмосферы инфракрасные, рентгеновские и гамма-телескопы).
• Первые полеты человека в космос (1961 г., СССР), первая высадка людей на Луну (1969 г., США), - эпохальные события для всего человечества.
• Доставка на Землю лунного грунта (Луна-16, СССР, 1970 г.),
• Посадка спускаемых аппаратов на поверхности Венеры и Марса,
• Посылка автоматических межпланетных станций к более далеким планетам Солнечной системы.

(Подробнее смотрите Хронологию космических исследований и Хронология освоения космоса .)

1.1.2 Связь астрономии c другими науками.

Выросшие из единой когда-то науки о природе - философии - астрономия, математика и физика никогда не теряли тесной связи между собой. Астрономия сыграла настолько ведущую роль в истории науки, что многие ученые черпали из нее задания и создавали методы решения этих задач. Астрономия, математика и физика никогда не теряли взаимосвязи, что нашло отражение в деятельности многих ученых.

Связь астрономии с другими науками - взаимопроникновение и взаимовлияние научных областей:

1.1.3 Структура и масштабы Вселенной

Вы уже знаете, что наша Земля со своим спутником Луной, другие планеты и их спутники, кометы и малые планеты обращаются вокруг Солнца, что все эти тела составляют Солнечную систему. В свою очередь, Солнце и все другие звезды, видимые на небе, входят в огромную звездную систему - нашу Галактику. Самая близкая к Солнечной системе звезда находится так далеко, что свет, который распространяется со скоростью 300 000 км/с, идет от нее до Земли более четырех лет. Звезды являются наиболее распространенным типом небесных тел, в одной только нашей Галактике их насчитывается несколько сотен миллиардов. Объем, занимаемый этой звездной системой, так велик, что свет может пересечь его только за 100 тыс. лет.

Во Вселенной существует множество других галактик, подобных нашей. Именно расположение и движение галактик определяет строение и структуру Вселенной в целом. Галактики так далеки друг от друга, что невооруженным глазом можно видеть лишь три ближайшие: две - в Южном полушарии, а с территории России всего одну - туманность Андромеды. От наиболее удаленных галактик свет доходит до Земли за 10 млрд лет. Значительная часть вещества звезд и галактик находится в таких условиях, создать которые в земных лабораториях невозможно. Все космическое пространство заполнено электромагнитным излучением, гравитационными и магнитными полями, между звездами в галактиках и между галактиками находится очень разреженное вещество в виде газа, пыли, отдельных молекул, атомов и ионов, атомных ядер и элементарных частиц.

Все тела во Вселенной образуют системы различной сложности:

1. Солнечная система - Солнце и движущиеся вокруг него небесные тела (планеты, кометы, спутники планет, астероиды), Солнце – самосветящееся тело, остальные тела, как и Земля светят отраженным светом. Возраст СС ~ 5 млрд. лет. Таких звездных систем с планетами и другими телами во Вселенной огромное количество.
2. Видимые на небе звезды , в том числе Млечный путь – это ничтожная доля звезд, входящих в состав Галактики (или называют нашу галактику Млечный Путь)– системы звезд, их скоплений и межзвездной среды. Таких галактик множество, свет от ближайших идет к нам миллионы лет. Возраст Галактик 10-15 млрд. лет.
3. Галактики объединяются в своего рода скопления (системы)

Все тела находятся в непрерывном движении, изменении, развитии. Планеты, звезды, галактики имеют свою историю, нередко исчисляемую миллиардами лет.

Как известно, расстояние до ближайшего к Земле небесного тела - Луны составляет примерно 400.000 км. Наиболее удаленные объекты располагаются от нас на расстоянии, которое превышает расстояние до Луны более чем в 10 раз.

Попробуем представить размеры небесных тел и расстояния между ними во Вселенной, воспользовавшись хорошо известной моделью - школьным глобусом Земли, который в 50 млн раз меньше нашей планеты. В этом случае мы должны изобразить Луну шариком диаметром 7 см, находящимся от глобуса на расстоянии около 7,5 м. Модель Солнца будет иметь диаметр 28 м находиться на расстоянии 3 км, а модель Плутона - самой далекой планеты Солнечной системы - будет удалена от нас на 120 км. Ближайшая к нам звезда при таком масштабе модели будет располагаться на расстоянии примерно 800.000 км, т. е. в 2 раза дальше, чем Луна. Размеры нашей Галактики сократятся примерно до размеров Солнечной системы, но самые далекие звезды все же будут находиться за ее пределами.

На схеме отражена системность и расстояния:

1 астрономическая единица = 149, 6 млн.км (среднее расстояние от Земли до Солнца).

1пк (парсек) = 206265 а.е. = 3, 26 св. лет

1 световой год (св. год) - это расстояние, которое луч света со скоростью почти 300 000 км/с пролетает за 1 год. 1 световой год равен 9,46 миллионам миллионов километров!

1.1.4 Особенности астрономии и ее методов

На протяжении тысячелетий астрономы изучали положение небесных объектов на звёздном небе и их взаимное перемещение с течением времени. Именно поэтому, долгое время, а точнее с III века до нашей эры господствовала геоцентрическая система мироустройства Клавдия Птолемея . Напомним, что согласно ей, в центре всего мироздания находилась планета Земля, а все остальные небесные тела, в том числе и Солнце, вращались вокруг неё.

И лишь в середине XVI века, а точнее в 1543 году, вышел великий труд Николая Коперника «Об обращении небесных сфер», в котором приводились доводы о том, что центром нашей системы является не Земля, а Солнце. Так возникло гелиоцентрическое учение , которое дало ключ к познанию Вселенной.

Основным способом исследования небесных объектов и явлений служат астрономические наблюдения.

Астрономические наблюдения - это целенаправленная и активная регистрация информации о процессах и явлениях, происходящих во Вселенной.

Астрономия изучает строение Вселенной, движение, физическую природу, происхождение и эволюцию небесных тел и образованных ими систем. Астрономия исследует также фундаментальные свойства окружающей нас Вселенной. Огромные пространственно-временные масштабы изучаемых объектов и явлений определяют отличительные особенности астрономии .

Сведения о том, что происходит за пределами Земли в космическом пространстве, ученые получают главным образом на основе приходящего от этих объектов света и других видов излучения. Наблюдения – основной источник информации в астрономии. Эта первая особенность астрономии отличает ее от других естественных наук (например, физики или химии), где значительную роль играют опыты, эксперименты. Возможности проведения экспериментов за пределами Земли появились лишь благодаря космонавтике. Но и в этих случаях речь идет о проведении экспериментальных исследований небольшого масштаба, таких, например, как изучение химического состава лунных или марсианских пород. Трудно представить себе эксперименты над планетой в целом, звездой или галактикой.

Вторая особенность объясняется значительной продолжительностью целого ряда изучаемых в астрономии явлений (от сотен до миллионов и миллиардов лет). Поэтому непосредственно наблюдать происходящие изменения невозможно. Даже изменения, происходящие на Солнце, на Земле регистрируются лишь через 8 минут и 19 секунд (именно столько времени требуется свету, чтобы преодолеть расстояние от Солнца до Земли). Что же касается далёких галактик, то здесь речь уже идёт о миллиардах лет. То есть, изучая далёкие звёздные системы - мы изучаем их прошлое. Когда изменения происходят особенно медленно, приходится проводить наблюдения многих родственных между собой объектов, например звезд. Основные сведения об эволюции звезд получены именно таким способом.

Третья особенность астрономии обусловлена необходимостью указать положение небесных тел в пространстве (их координаты) и невозможностью различить, какое из них находится ближе, а какое дальше от нас. На первый взгляд все наблюдаемые светила кажутся нам одинаково далекими. Нам, как и людям в древности, кажется, что все звёзды одинаково удалены от нас и располагаются на некой сферической поверхности неба - небесной сфере, - которая как единое целое вращается вокруг Земли.

Итак, как наука, астрономия основывается, прежде всего, на наблюдениях. В отличие от физиков астрономы лишены возможности ставить эксперименты. Практически всю информацию о небесных телах приносит нам электромагнитное излучение. Только в последние сорок лет отдельные миры стали изучать непосредственно: зондировать атмосферы планет, изучать лунный и марсианский грунт, изучать непосредственно атмосферу Титана.

В XIX веке физические методы исследования проникли в астрономию, и возникла симбиотическая наука - астрофизика, которая изучает физические свойства космических тел. Астрофизика делится на: а) практическую астрофизику , в которой разрабатываются и применяются практические методы астрофизических исследований и соответствующие инструменты и приборы, способные получить максимально полную и объективную информацию о космических телах; б) теоретическую астрофизику , в которой на основании законов физики даются объяснения наблюдаемым физическим явлениям.

Современная астрономия – фундаментальная физико-математическая наука, развитие которой непосредственно связан с научно-технический прогресс (НТП). Для исследования и объяснения процессов используется весь современный арсенал разнообразных, вновь возникших разделов математики и физики. Существует и профессия астронома . Астрономов в нашей стране готовят на физических, или физико-математических факультетах Московского, Санкт-Петербургского, Казанского, Екатеринбургского и некоторых других университетах. В год подготавливается около 100 специалистов. На территории бывшего СССР работало около 2000 астрономов (сейчас в России около 1000, причем активно работающих порядка 100), а в мире профессиональных астрономов около 10000. Настоящий астроном - человек широкого кругозора. Чтобы работать астрономом, надо знать физику, химию, биологию, не говоря об обязательной математике. Русские ученые сделали в астрономии важнейшие фундаментальные открытия. Георгий Гамов предсказал расширение Вселенной. Александр Фридман создал теорию нестационарной Вселенной, хотя Эйнштейн доказывал, что она стационарна. Зельдович предвидел аккрецию, то есть выпадение вещества на черные дыры. Шкловский предсказал радиолинии нейтрального водорода. Синхротронное излучение было описано Гинзбургом. Но экспериментальная проверка этих теоретических работ выполнена американцами, за что они получали Нобелевские премии. У нас никогда не было такого оборудования, таких телескопов, как в США.

Главные места обитания астрономов:

• Государственный институт им. П.К.Штернберга (ГАИШ МГУ)
• Институт космических исследований
• Институт астрономии и Физический институт АН России
• Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория
• Специальная астрофизическая обсерватория АН России (Северный Кавказ)

Основные разделы астрономии:

1.1.5 Телескопы

Чтобы исследования были точными, необходимы специальные инструменты, приборы.

1). Установлено, Фалес Милетский в 595 г. до н.э. впервые использовал гномон (древнейший астрономический инструмент, вертикальный предмет (стержень обелиск, колонна, шест), позволяющий по наименьшей длине его тени (в полдень) определить угловую высоту Солнца. Это позволило использовать этот инструмент и как солнечные часы, и определить этапы солнцестояния, равноденствия, продолжительность года, широту наблюдателя и многое другое.

2). Гиппарх (180-125г, Др. Греция) использовал астролябию, что позволило ему измерить параллакс Луны, в 129г до н.э., установить продолжительность года в 365,25сут, определить процессию и составить в 130г до н.э. звездный каталог на 1008 звезд и т.д.

В различное время существовали и астрономический посох и астролабон (это первая разновидность теодолита), квадрант и многие друге приборы и инструменты. Наблюдения за небесными телами и объектами проводятся в специальных учреждениях - обсерваториях, которые возникли в самом начале развития астрономии до н. э.

Для возможных исследований и наблюдений в разных странах были созданы астрономические обсерватории. В нашей стране их порядка двух десятков: Главная Пулковская астрономическая обсерватория РАН (ГАО РАН), Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга (ГАИШ), Кавказская горная обсерватория (КГО ГАИШ) и пр.

Настоящее астрономическое исследование началось, когда в 1609 г. изобрели телескоп .

Переворот в астрономии произошёл в 1608 году, после того как голландский мастер по изготовлению очков Иоанн Липперсгей обнаружил, что две линзы, расположенные на одной прямой, могут увеличивать предметы. Так была изобретена зрительная труба.

Этой идеей сразу же воспользовался Галилей. В 1609 году он сконструировал свою первую зрительную трубу с трёхкратным увеличением и направил её в небо. Так зрительная труба превратилась в телескоп.

Телескоп стал основным прибором, который используется в астрономии для наблюдения небесных тел, приема и анализа приходящего от них излучения. Слово это происходит от двух греческих слов: tele – далеко и skopeo – смотрю.

Телескоп - оптический прибор, увеличивает угол зрения, под которым видны небесные тела (разрешающая способность ), и собирает во много раз больше света, чем глаз наблюдателя (проникающая сила ).

Телескоп применяют, во-первых, для того, чтобы собрать как можно больше света, идущего от исследуемого объекта, а во-вторых, чтобы обеспечить возможность изучать его мелкие детали, недоступные невооруженному глазу. Чем более слабые объекты дает возможность увидеть телескоп, тем больше его проницающая сила. Возможность различать мелкие детали характеризует разрешающую способность телескопа. Обе эти характеристики телескопа зависят от диаметра его объектива.

Количество света, собираемого объективом, возрастает пропорционально его площади (квадрату диаметра) . Диаметр зрачка человеческого глаза даже в полной темноте не превышает 8 мм. Объектив телескопа может превышать по диаметру зрачок глаза в десятки и сотни раз. Это позволяет с помощью телескопа обнаружить звезды и другие объекты, которые в 100 млн. раз слабее объектов, видимых невооруженным глазом.

Принцип работы телескопа:

Параллельные лучи света (например, от звезды) падают на объектив. Объектив строит изображение в фокальной плоскости. Лучи света, параллельные главной оптической оси, собираются в фокусе F, лежащем на этой оси. Другие пучки света собираются вблизи фокуса – выше или ниже. Это изображение с помощью окуляра рассматривает наблюдатель.

Как известно, если предмет находится дальше двойного фокусного расстояния, она дает уменьшенное, перевернутое и действительное его изображение. Это изображение располагается между точками фокуса и двойного фокуса линзы. Расстояния до Луны, планет, а тем более звезд так велики, что лучи, приходящие от них, можно считать параллельными. Следовательно, изображение объекта будет располагаться в фокальной плоскости .

Диаметры входного и выходного пучков сильно различаются (входной имеет диаметр объектива, а выходной – диаметр изображения объектива, построенного окуляром). В правильно настроенном телескопе весь свет, собранный объективом, попадает в зрачок наблюдателя. При этом выигрыш пропорционален квадрату отношения диаметров объектива и зрачка. Для крупных телескопов эта величина составляет десятки тысяч раз. Так решается одна из основных задач телескопа – собрать больше света от наблюдаемых объектов. Если речь идет о фотографическом телескопе – астрографе, то в нем увеличивается освещенность фотопластинки.

Основные характеристики телескопов .

1) Апертура телескопа (D) - это диаметр главного зеркала телескопа или его собирающей линзы .

Чем больше апертура , тем больше света соберёт объектив и тем более слабые объекты вы увидите.

2) Фокусное расстояние телескопа - это расстояние, на котором зеркало или линза объектива строит изображение бесконечно удаленного объект.

Обычно имеется ввиду фокусное расстояние объектива (F), поскольку окуляры сменные, и у каждого из них фокусное расстояние своё.

От фокусного расстояния зависит не только увеличение, но и качество изображения. Чем больше фокусное расстояние , тем качественнее изображение. От фокусного расстояния телескопа зависит и его длина, особенно рефлекторов Ньютона и рефракторов.

3) Увеличение (или кратность) телескопа (W) показывает, во сколько раз телескоп может увеличить объект или угол, под которым наблюдатель видит объект . Оно равно отношению фокусных расстояний объектива F и окуляра f.

Телескоп увеличивает видимые угловые размеры Солнца, Луны, планет и деталей на них, но звезды из-за их колоссальной удаленности все равно видны в телескоп, как светящиеся точки.

F вы изменить чаще всего не можете, но имея окуляры с разным f, вы сможете менять кратность или увеличение телескопа Г. Имея сменные окуляры, можно с одним и тем же объективом получать различное увеличение. Поэтому возможности телескопа в астрономии принято характеризовать не увеличением, а диаметром его объектива . В астрономии, как правило, используют увеличения менее 500 раз. Применять большие увеличения мешает атмосфера Земли. Движение воздуха, незаметное невооруженным глазом (или при малых увеличениях), приводит к тому, что мелкие детали изображения становятся нерезкими, размытыми. Астрономические обсерватории, на которых используются крупные телескопы с диаметром зеркала 2–3 м, стараются разместить в районах с хорошим астроклиматом: большим количеством ясных дней и ночей, с высокой прозрачностью атмосферы.

4) Разрешающая способность – минимальный угол между двумя звездами, видимыми раздельно . Проще говоря, под разрешающей способностью можно понимать "чёткость" изображения.

Разрешающая способность можно вычислить по формуле:

где δ – угловое разрешение в секундах, D

Расстояние между объектами на небе в астрономии измеряются углом , который образовывается лучами, проведенными из точки, в которой находится наблюдатель к объектам . Это расстояние называют угловым , и выражают в градусах и долях градуса:

градусы – 5 о, минуты – 13", секунды – 21"

Человеческий глаз без специальных приборов различает 2 звезды отдельно друг от друга, если их угловое расстояние не менее 1-2". Телескоп позволяет уменьшить этот предел в несколько раз. В самые крупные телескопы можно видеть раздельные звезды, угловые расстояния которых могут составлять сотые и тысячные доли.

Угол, под которым мы видим диаметр Солнца и Луны ~ 0,5 о = 30".

Ограничение на предельное увеличение накладывает явление дифракции – огибание световыми волнами краев объектива. Из-за дифракции вместо изображения точки получаются кольца. Угловой размер центрального пятна (теоретическое угловое разрешение ):

где δ – угловое разрешение в секундах, λ - длина волны излучения, D – диаметр объектива в миллиметрах.

Чем меньше размер изображения светящейся точки (звезды), которое дает объектив телескопа, тем лучше его разрешающая способность. Если расстояние между изображениями двух звезд меньше размера самого изображения, то они сливаются в одно. Минимальный размер изображения звезды (в секундах дуги) можно рассчитать по формуле:

Где λ – длина световой волны, a D – диаметр объектива. У школьного телескопа, диаметр объектива которого составляет 60 мм, теоретическая разрешающая способность будет равна примерно 2Ѕ . Напомним, что это превышает разрешающую способность невооруженного глаза (2") в 60 раз. Реальная разрешающая способность телескопа будет меньше, поскольку на качество изображения существенно влияет состояние атмосферы, движение воздуха.

Для видимых длин волн при λ = 550 нм на телескопе с диаметром D = 1 м теоретическое угловое разрешение будет равно δ = 0,1". Практически угловое разрешение больших телескопов ограничивается атмосферным дрожанием. При фотографических наблюдениях разрешающая способность всегда ограничена земной атмосферой и погрешностями гидирования и не бывает лучше 0,3". При наблюдениях глазом из-за того, что можно попытаться поймать момент, когда атмосфера относительно спокойна (достаточно нескольких секунд), разрешающая способность у телескопов с диаметром D , большим 2 м, может быть близка к теоретической. Хорошим считается телескоп, собирающий более 50 % излучения в кружке 0,5".

Пути повышения разрешающей способности телескопа:

1) увеличение диаметра телескопа

2) уменьшение длины волны изучаемого излучения

5) Проницающая сила телескоп а характеризуется предельной звездной величиной m самой слабой звезды, которую можно увидеть в данный инструмент при наилучших условиях наблюдений . Для таких условий проницающую силу можно определить по формуле:

m = 2,1 + 5 lg D

где D – диаметр объектива в миллиметрах, m - предельная звездная величина.

6) Относительное отверстие – отношение диаметра D к фокусному расстоянию F :

У телескопов для визуальных наблюдений типичное значение относительного отверстия 1/10 и меньше. У современных телескопов она равна 1/4 и больше.

7) Часто вместо относительного отверстия используется понятие светосилы , равной (D /F ) 2 . Светосила характеризует освещенность, создаваемую объективом в фокальной плоскости .

8) Относительным фокусным расстоянием телескопа (обозначается перевернутой буквой А) называется величина, обратная относительному отверстию:

В фотографии эта величина часто называется диафрагмой .

Относительное отверстие и относительное фокусное расстояним являются важными характеристиками объектива телескопа. Это обратные друг другу величины. Чем больше относительное отверстие, тем меньше относительное фокусное расстояние и тем больше освещённость в фокальной плоскости объектива телескопа, что выгодно при фотоработах (позволяет уменьшить выдержку при сохранении экспозиции). Но при этом на кадре фотоприёмника получается меньший масштаб изображения.

Построим изображение Луны, которое дает объектив с фокусным расстоянием F (рис. 1.6). Из рисунка видно, что угловых размеров наблюдаемого объекта – угол α – объектив не изменяет. Воспользуемся теперь еще одной линзой – окуляром 2, поместив ее от изображения Луны (точка F 1) на расстоянии, равном фокусному расстоянию этой линзы – f , в точку F 2 . Фокусное расстояние окуляра должно быть меньше, чем фокусное расстояние объектива. Построив изображение, которое дает окуляр, мы убедимся, что он увеличивает угловые размеры Луны: угол β заметно больше угла α.

Виды телескопов:

1. Оптические телескопы
   1. Рефрактор.
   2. Рефлектор.
   3. Зеркально – линзовый.

Если в качестве объектива телескопа используется линза, то он называется рефрактор (от латинского слова refracto – преломляю), а если вогнутое зеркало, – то рефлектор (reflecto – отражаю). В зеркально-линзовых телескопах используется комбинация зеркала и линз.

Телескоп – рефрактор использует преломление света . Лучи, которые идут от небесных светил собираются линзой или системой линз.

Главная часть простейшего рефрактора – объектив – двояковыпуклая линза, установленная в передней части телескопа. Объектив собирает излучение. Чем больше размеры объектива D , тем больше собирает излучения телескоп, тем более слабые источники могут быть обнаружены им. Чтобы избежать хроматической аберрации, линзовые объективы делают составными. Однако в случаях, когда требуется свести к минимуму рассеяние в системе, приходится использовать и одиночную линзу. Расстояние от объектива до главного фокуса называется главным фокусным расстоянием F .

Телескоп – рефлектор использует отражение света. В них используют вогнутое зеркало, способное фокусировать отраженные лучи.

Основным элементом рефлектора является зеркало – отражающая поверхность сферической, параболической или гиперболической формы. Обычно оно делается из стеклянной или кварцевой заготовки круглой формы и затем покрывается отражающим покрытием (тонкий слой серебра или алюминия). Точность изготовления поверхности зеркала, т.е. максимально допустимые отклонения от заданной формы, зависит от длины волны света, на которой будет работать зеркало. Точность должна быть лучше, чем λ/8. К примеру, зеркало, работающее в видимом свете (длина волны λ = 0,5 микрона), должно быть изготовлено с точностью 0,06 мкм (0,00006 мм).

Обращенная к глазу наблюдателя оптическая система называется окуляром . В простейшем случае окуляр может состоять только из одной положительной линзы (в этом случае мы получим сильно искаженное хроматической аберрацией изображение).

Помимо рефракторов и рефлекторов в настоящее время используются различные типы зеркально-линзовых телескопов .

Школьные телескопы по большей части являются рефракторами, их объективом, как правило, служит двояковыпуклая собирающая линза.

В нынешних обсерваториях мы можем увидеть крупные оптические телескопы. Крупнейший в России телескоп-рефлектор, который имеет зеркало диаметром 6 м, сконструирован и построен Ленинградским оптико-механическим объединением. Он называется «Большой телескоп азимутальный» (сокращённо БТА).

Его огромное вогнутое зеркало, которое имеет массу около 40 т, отшлифовано с точностью до долей микрометра. Фокусное расстояние зеркала 24 м. Масса всей установки телескопа более 850 т, а высота 42 м. Управление телескопом осуществляется с помощью компьютера, который позволяет точно навести телескоп на изучаемый объект и длительное время удерживать его в поле зрения, плавно поворачивая телескоп вслед за вращением Земли. Телескоп входит в состав Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук и установлен на Северном Кавказе (близ станицы Зеленчукская в Карачаево-Черкесской Республике) на высоте 2100 м над уровнем моря.

В настоящее время появилась возможность использовать в наземных телескопах не монолитные зеркала, а зеркала, состоящие из отдельных фрагментов. Уже построены и работают два телескопа, каждый из которых имеет объектив диаметром 10 м , состоящий из 36 отдельных зеркал шестиугольной формы. Управляя этими зеркалами с помощью компьютера, можно всегда расположить их так, чтобы все они собирали свет от наблюдаемого объекта в едином фокусе. Предполагается создать телескоп с составным зеркалом диаметром 32 м, работающим по тому же принципу.

Телескопы бывают самыми разными - оптические (общего астрофизического назначения, коронографы, телескопы для наблюдения ИСЗ), радиотелескопы, инфракрасные, нейтринные, рентгеновские. При всем своем многообразии, все телескопы, принимающие электромагнитное излучение, решают две основных задачи :

• создать максимально резкое изображение и, при визуальных наблюдениях, увеличить угловые расстояния между объектами (звездами, галактиками и т. п.);
• собрать как можно больше энергии излучения, увеличить освещенность изображения объектов .

Современные телескопы часто используются для того, чтобы сфотографировать изображение, которое дает объектив. Именно так получены те фотографии Солнца, галактик и других объектов, которые вы увидите на страницах учебника, в популярных книгах и журналах, на сайтах в интернете. Телескопы, приспособленные для фотографирования небесных объектов, называются астрографами. Фотографические наблюдения имеют ряд преимуществ перед визуальными. К основным преимуществам относятся:

1. документальность – способность фиксировать происходящие явления и процессы, и долгое время сохранять полученную информацию;
2. моментальность – способность регистрировать кратковременные явления, происходящие в данный момент;
3. панорамность – способность запечатлевать на фотопластинке одновременно несколько объектов и их взаимное расположение;
4. интегральность – способность накапливать свет от слабых источников; детальность получаемого изображения.

С помощью телескопов производятся не толь визуальные и фотографические наблюдения, но преимущественно высокочастотные фотоэлектрические и спектральные наблюдения. Сведения о температуре, химическом составе, магнитных полях небесных тел, а также об их движении получают из спектральных наблюдений. Кроме света, небесные тела излучают электромагнитные волны большей длины волны, чем свет (инфракрасное излучение, радиоволны), или меньшей (УФ, рентгеновское излучение и гамма лучи).

Изучение Вселенной началось и продолжается в течение нескольких тысячелетий, но вплоть до середины прошлого века исследования были исключительно в оптическом диапазоне электромагнитных волн. Поэтому доступной областью излучения был диапазон от 400 до 700 нм. Первые астрономические научные наблюдения являлись астрометрическими, изучалось только расположение планет, звёзд и их видимое движение на небесной сфере.

Но небесные тела дают различное излучение: видимый свет, инфракрасное, ультрафиолетовое, радиоволны, рентгеновское, гамма – излучения. В XX веке астрономия стала всеволновой . Астрономию называют всеволновой , поскольку наблюдения за объектами ведутся не только в оптическом диапазоне. В настоящее время излучение от космических объектов регистрируется во всем диапазоне электромагнитного спектра от длинноволнового радиоизлучения (частота 10 7 , длина волны l = 30 м) до гамма-излучения (частота 10 27 Гц, длина волны l = 3∙10 –19 ×м = 3∙10 –10 нм). Для этой цели используются различные приборы, каждый из которых способен принимать излучение в определенном диапазоне электромагнитных волн: инфракрасное, ультрафиолетовое, рентгеновское, гамма- и радиоизлучение.

Для приема и анализа оптического и других видов излучения в современной астрономии используется весь арсенал достижений физики и техники – фотоумножители, электронно-оптические преобразователи и др. В настоящее время наиболее чувствительными приемниками света являются приборы с зарядовой связью (ПЗС), позволяющие регистрировать отдельные кванты света. Они представляют собой сложную систему полупроводников (полупроводниковые матрицы), в которых используется внутренний фотоэффект. В этом и в других случаях полученные данные можно воспроизвести на дисплее компьютера или представить для обработки и анализа в цифровой форме.

Наблюдения в других спектральных диапазонах позволили сделать важные открытия. Сначала были изобретены радиотелескопы . Радиоизлучение из космоса достигает поверхности Земли без значительного поглощения. Для его приема построены самые крупные астрономические инструменты – радиотелескопы.

Их металлические зеркала-антенны, которые достигают в диаметре нескольких десятков метров, отражают радиоволны и собирают их подобно оптическому телескопу-рефлектору. Для регистрации радиоизлучения используются особые чувствительные радиоприемники. Любой радиотелескоп по принципу своего действия похож на оптический: он собирает излучение и фокусирует его на детекторе, настроенном на выбранную длину волны, а затем преобразует этот сигнал, показывая условно раскрашенное изображение неба или объекта.

Так, радиоволны принесли информацию о наличии крупных молекул в холодных молекулярных облаках, об активных галактиках, о строении ядер галактик, в том числе и нашей Галактики, тогда как оптическое излучение от центра Галактики полностью задерживается космической пылью.

Чтобы существенно улучшить угловое разрешение, в радиоастрономии используют радиоинтерферометры . Простейший радиоинтерферометр состоит из двух радиотелескопов, разнесенных на расстояние, называемое базой интерферометра . Радиотелескопы, находящиеся в разных странах и даже на разных континентах, также могут соединяться в единую систему наблюдений. Такие системы получили название радиоинтерферометров со сверхдлинной базой (РСДБ). Такие системы дают максимально возможное угловое разрешение, в несколько тысяч раз лучше, чем у любого оптического телескопа.

Наша Земля надежно защищена атмосферой от проникающего жесткого электромагнитного излучения, от инфракрасного излучения. Так как атмосфера мешает прониканию лучей к земле c λ< λ света (ультрафиолетовые, рентгеновские, γ - излучения), то последнее время на орбиту Земли выводятся телескопы и целые орбитальные обсерватории: (т.е развиваются внеатмосферные наблюдения). Т.е. современные инфракрасные, рентгеновские и гамма обсерватории вынесены за пределы земной атмосферы.

Приборы для исследования остальных видов излучения обычно тоже называют телескопами, хотя по своему устройству они порой значительно отличаются от оптических телескопов. Как правило, они устанавливаются на искусственных спутниках, орбитальных станциях и других космических аппаратах, поскольку сквозь земную атмосферу эти излучения практически не проникают. Она их рассеивает и поглощает.

Даже оптические телескопы, находящиеся на орбите, имеют определенные преимущества по сравнению с наземными. Наиболее крупному из них космическому телескопу им. Хаббла , созданному в США, с зеркалом диаметром 2,4 м доступны объекты, которые в 10–15 раз слабее, чем такому же телескопу на Земле. Его разрешающая способность составляет 0,1Ѕ, что недостижимо даже для более крупных наземных телескопов. На снимках туманностей и других далеких объектов видны мелкие детали, неразличимые при наблюдениях с Земли.

1.1.6 Рассмотрим более подробно телескопы по их видам.

1) Рефрактор (refracto–преломляю) - используется преломление света в линзе (преломляющий) .

Первым телескопом был телескоп-рефрактор с одиночной линзой в качестве объектива. "Зрительная труба" сделана в Голландии [Х. Липперсгей]. По приблизительному описанию ее изготовил в 1609г Галилео Галилей и впервые направил в ноябре 1609г на небо, а в январе 1610г открыл 4 спутника Юпитера.

В наше время рефракторы с одиночной линзой применяются, пожалуй, только в коронографах и некоторых спектральных приборах. Все современные рефракторы снабжены ахроматическими объективами. Самый большой в мире рефрактор - телескоп Йеркской обсерватории (США) с объективом 1м. Изготовлен Альваном Кларк (оптиком из США). Его объектив 102см (40 дюймов) и установлен он в 1897г в Йеркской обсерватории (вблизи Чикаго). Он построен в конце прошлого века, и с тех пор профессионалы не строят гигантские рефракторы. Кларк изготовил еще 30 дюймовый рефрактор, который был установлен в 1885г в Пулковской обсерватории и разрушен в годы ВОВ.

40-дюймовый телескоп-рефрактор Йеркской обсерватории. Снимок 2006 года (Википедия)

б) Рефлектор (reflecto–отражаю)- используется вогнутое зеркало, фокусирующее лучи .

Рефлектор Ньютона.

В 1667г первый зеркальный телескоп изобрел И. Ньютон (1643-1727, Англия) диаметр зеркала 2,5см при 41 х увеличении. Здесь плоское диагональное зеркало, расположенное вблизи фокуса, отклоняет пучок света за пределы трубы, где изображение рассматривается через окуляр или фотографируется. Главное зеркало параболическое, но если относительное отверстие не слишком большое, оно может быть и сферическим. В те времена зеркала делались из сплавов металла, быстро тускнели.

Самый Большой в мире телескоп им. У. Кека установлен в 1996 году диаметр зеркало 10м (первый из двух, но зеркало не монолитное, а состоит из 36 зеркал шестиугольной формы) в обсерватории Маун-Кеа (Калифорния, США).

Обсерватория Кека

Сегментированное основное зеркало телескопа «Кек II»

В 1995г введен первый из четырех телескопов (диаметр зеркала 8м) (обсерватория ESO, Чили).

До этого самый крупный был в СССР, диаметр зеркала 6м, установлен в Ставропольском крае (гора Пастухова, h=2070м) в Специальной астрофизической обсерватории АН СССР (монолитное зеркало 42т, 600т телескоп, можно видеть звезды 24 м). Специальная астрофизическая обсерватория Академии наук СССР была образована в 1966 году через 6 лет после решения Правительства о создании крупнейшей обсерватории страны для фундаментальных исследований космоса. Обсерватория создавалась как центр коллективного пользования для обеспечения работы оптического телескопа БТА (Большой Телескоп Азимутальный) с диаметром зеркала 6 метров и радиотелескопа РАТАН-600 с диаметром кольцевой антенны 600 метров, тогда крупнейших в мире астрономических инструментов. Они были введены в строй в 1975-1977 годах и предназначены для изучения объектов ближнего и дальнего космоса методами наземной астрономии.

Башня БТА

в) Зеркально – линзовый. (камера Шмидта) - комбинация обеих видов.

Телескоп Шмидта-Кассегрена. Большой светосилы, свободный от комы (коматической аберрации) и с большим полем зрения.

Первый построил в 1930г. Б.В. Шмидт (1879-1935, Эстония) с диаметром объектива 44 см Эстонский оптик, сотрудник Гамбургской обсерватории Барнхард Шмидт установил в центре кривизны сферического зеркала диафрагму, сразу устранив и кому (коматическую аберрацию) и астигматизм. Для устранения сферической абберации он разместил в диафрагме линзу специальной формы. В результате получилась фотографическая камера с единственной абберацией - кривизной поля и удивительными качествами: чем больше светосила камеры, тем лучше изображения, которые она дает, и больше поле зрения!

В 1946г. Джеймс Бэкер установил в камере Шмидта выпуклое вторичное зеркало и получил плоское поле. Несколько позже эта система была видоизменена и стала одной из самых совершенных систем: Шмидта-Кассегрена, которыя на поле диаметром 2 градуса дает дифракционное качество изображения.

Телескоп Шмидта - Кассегрена

В 1941 году Д.Д. Максутов (СССР) сделал менисковый телескоп, который выгоден короткой трубой. Применяется любителями – астрономами.

Телескоп Максутова-Кассегрена.

В 1941г. Д. Д. Максутов нашел, что сферическую аберрацию сферического зеркала можно компенсировать мениском большой кривизны. Найдя удачное расстояние между мениском и зеркалом, Максутов сумел избавиться от комы и астигматизма. Кривизну поля, как и в камере Шмидта, можно устранить, установив вблизи фокальной плоскости плоско-выпуклую линзу - так называемую линзу Пиацци-Смита. Проалюминировав центральную часть мениска, Максутов получил менисковые аналоги телескопов Кассегрена и Грегори. Были предложены менисковые аналоги практически всех интересных для астрономов телескопов

Телескоп Максутова - Кассегрена диаметром 150 мм

В 1995г для оптического интерферометра введен в строй первый телескоп с 8м зеркалом (из 4 -х) с базой 100м (пустыне АТАКАМА, Чили; ESO).

В 1996г первый телескоп диаметром 10м (из двух с базой 85м) им. У. Кека введен в обсерватории Маун – Кеа (Калифорния, Гавайские острова, США)

2. - преимущества: в любую погоду и время суток можно вести наблюдение объектов, недоступные для оптических. Представляют собой чашу (подобие локатора).

Радиоастрономия получило развитие после войны. Наибольшие сейчас радиотелескопы это неподвижные РАТАН- 600, Россия (вступил в строй в 1967г в 40 км от оптического телескопа, состоит из 895 отдельных зеркал размером 2,1х7,4м и имеет замкнутое кольцо диаметром 588м), Аресибо (Пуэрто –Рико, 305м-забетонированная чаша потухшего вулкана, введен в 1963г). Из подвижных имеют два радиотелескопа 100м чашу.

Особое значение в наш космический век придается орбитальным обсерваториям . Наиболее известная из них – космический телескоп им. Хаббла – запущен в апреле 1990 года и имеет диаметр 2,4 м. После установки в 1993 году корректирующего блока телескоп регистрирует объекты вплоть до 30-й звездной величины, а его угловое увеличение – лучше 0,1" (под таким углом видна горошина с расстояния в несколько десятков километров).

Принципиальная схема телескопа им. Хаббла

l. Закрепление материала .

1. Какие сведения астрономические вы изучали в курсах других предметов? (природоведение, физики, истории и т.д.)
2. Что нового узнали?
3. Что такое астрономия? Особенности астрономии и т.д.
4. В чем специфика астрономии по сравнению с другими науками о природе?
5. Какие типы небесных тел вам известны?
6. Каковы объекты познания в астрономии?
7. Какие методы и инструменты познания в астрономии Вам известны?
8. Назначение телескопа и его виды
9. Какое значение в народном хозяйстве имеет сегодня астрономия?

Значения в народном хозяйстве:

• - Ориентирование по звездам для определения сторон горизонта
• - Навигация (мореходство, авиация, космонавтика) - искусство прокладывать путь по звездам
• - Исследование Вселенной с целью понять прошлое и спрогнозировать будущее
• - Космонавтика:
• - Исследование Земли с целью сохранения ее уникальной природы
• - Получение материалов, которые невозможно получение в земных условиях
• - Прогноз погоды и предсказание стихийных бедствий
• - Спасение терпящих бедствие судов
• - Исследования других планет для прогнозирования развития Земли

1. Посмотреть Календарь Наблюдателя, пример астрономического журнала (электронного, например Небосвод).
2. В Интернете зайти на , найти лекции по астрономии, посмотреть астроссылки Астротоп , портал:Астрономия в Википедии , - используя которые можно получить информации по интересующему вопросу или найти её.

Следили за движением светил по небу. Астрономические наблюдения того времени помогали ориентироваться на местности, а также были необходимы для построения философских и религиозных систем. С тех пор многое изменилось. Астрономия окончательно освободилась от астрологии, накопила обширные знания и техническую мощь. Однако астрономические наблюдения, выполненные на Земле или в космосе, - по-прежнему один из основных методов получения данных в этой науке. Поменялись способы сбора информации, но суть методики осталась неизменной.

Что такое астрономические наблюдения?

Существуют свидетельства, позволяющие предположить, что элементарными знаниями о движении Луны и Солнца люди обладали еще в доисторическую эпоху. Труды Гиппарха и Птолемея свидетельствуют, что знания о светилах были востребованы и в Античности, им уделялось много внимания. Для того времени и еще длительного периода после астрономические наблюдения представляли собой изучение ночного неба и фиксацию увиденного на бумаге или, проще говоря, зарисовку.

До эпохи Возрождения помощниками ученых в этом деле были лишь самые простые приборы. Значительный объем данных стал доступен после изобретения телескопа. По мере усовершенствования его увеличивалась точность получаемой информации. Однако на каком бы уровне ни был технический прогресс, астрономические наблюдения - это основной способ сбора информации о небесных объектах. Интересно, что это также одна из областей научной деятельности, в которой не потеряли актуальности методы, применявшиеся в эпоху до научного прогресса, то есть наблюдение невооруженным глазом или при помощи простейшего оборудования.

Классификация

Сегодня астрономические наблюдения - это достаточно обширная категория действий. Классифицировать их можно по нескольким признакам:

• квалификация участников;
• характер фиксируемых данных;
• место проведения.

В первом случае выделяют профессиональные и любительские наблюдения. Данные, получаемые при этом, чаще всего представляют собой регистрацию видимого света или же иного электромагнитного излучения, в том числе инфракрасного и ультрафиолетового. Информация при этом может быть получена в некоторых случаях только с поверхности нашей планеты либо только из пространства вне атмосферы: по третьему признаку выделяют астрономические наблюдения, выполненные на Земле или в космосе.

Любительская астрономия

Прелесть науки о звездах и других небесных телах в том, что она - одна из немногих, которая буквально нуждается в активных и неутомимых почитателях в среде непрофессионалов. На огромное количество объектов, достойных постоянного внимания, приходится небольшое число ученых, занятых самыми сложными вопросами. Потому астрономические наблюдения остальной части ближнего космоса ложатся на плечи любителей.

Вклад людей, считающих астрономию своим хобби, в эту науку довольно ощутим. До середины последнего десятилетия прошлого века более половины комет были открыты именно любителями. В область их интересов также часто входят переменные звезды, наблюдение Новых, отслеживание покрытия небесных тел астероидами. Последнее является сегодня наиболее перспективной и востребованной работой. Что касается Новых и Сверхновых, то, как правило, первыми их замечают именно астрономы-любители.

Варианты непрофессиональных наблюдений

Любительская астрономия может быть разделена на тесно взаимосвязанные разделы:

• Визуальная астрономия. Сюда относятся астрономические наблюдения в бинокль, телескоп или невооруженным глазом. Главная цель такой деятельности, как правило, заключается в получении удовольствия от возможности наблюдать за движением светил, а также от самого процесса. Интересное ответвление этого направления - «тротуарная» астрономия: некоторые любители выносят свои телескопы на улицу и предлагают всем желающим полюбоваться звездами, планетами и Луной.
• Астрофотография. Цель этого направления - получение фотоизображений небесных тел и их элементов.
• Телескопостроение. Иногда необходимые оптические инструменты, телескопы и аксессуары к ним, любители изготавливают практически с нуля. В большинстве же случаев телескопостроение заключается в дополнении уже имеющейся аппаратуры новыми комплектующими.
• Исследования. Некоторые астрономы-любители стремятся кроме эстетического удовольствия получить и что-то более материальное. Они занимаются исследованием астероидов, переменных, новых и сверхновых звезд, комет и метеорных потоков. Периодически в процессе постоянных и кропотливых наблюдений совершаются открытия. Именно такая деятельность астрономов-любителей приносит наибольший вклад в науку.

Деятельность профессионалов

Астрономы-специалисты всего мира обладают более совершенной аппаратурой, чем любители. Задачи, стоящие перед ними, требуют высокой точности при сборе информации, отлаженного математического аппарата для интерпретации и прогнозирования. В центре работы профессионалов, как правило, лежат достаточно сложные, часто удаленные объекты и явления. Нередко изучение просторов космоса дает возможность пролить свет на те или иные законы Вселенной, уточнить, дополнить или опровергнуть теоретические построения относительно ее возникновения, строения и будущего.

Классификация по типу информации

Наблюдения в астрономии, как уже говорилось, могут быть связаны с фиксацией различного излучения. По этому признаку выделяют следующие направления:

• оптическая астрономия исследует излучение в видимом диапазоне;
• инфракрасная астрономия;
• ультрафиолетовая астрономия;
• радиоастрономия;
• рентгеновская астрономия;
• гамма-астрономия.

Кроме того, выделяются направления этой науки и соответствующие наблюдения, не связанные с электромагнитным излучением. Сюда относится нейтринная, изучающая нейтринное излучение от внеземных источников, гравитационно-волновая и планетарная астрономия.

С поверхности

Часть явлений, изучаемых в астрономии, доступны для исследований в наземных лабораториях. Астрономические наблюдения на Земле связаны с изучением траекторий движения измерением расстояния в космосе до звезд, фиксация некоторых типов излучения и радиоволн и так далее. До начала эры космонавтики астрономы могли довольствоваться только информацией, полученной в условиях нашей планеты. И этого было достаточно для построения теории возникновения и развития Вселенной, обнаружения многих закономерностей, существующих в космосе.

Высоко над Землей

С запуска первого спутника началась новая эра в астрономии. Данные, собираемые неоценимы. Они способствовали углублению понимания учеными тайн Вселенной.

Астрономические наблюдения в космосе позволяют фиксировать все типы излучений, от видимого света до лучей гамма- и рентгеновского диапазона. Большая часть их недоступна для исследования с Земли, поскольку атмосфера планеты поглощает их, не допускает к поверхности. Примером открытий, ставших возможными только после являются рентгеновские пульсары.

Добытчики информации

Астрономические наблюдения в космосе осуществляются при помощи различной аппаратуры, установленной на космических кораблях, орбитальных спутниках. Множество исследований подобного характера проводится на Неоценим вклад оптических телескопов, запускавшихся несколько раз в прошлом веке. Выделяется среди них знаменитый «Хаббл». Для обывателя он в первую очередь является источником потрясающе красивых фотоизображений дальнего космоса. Однако это не все, что он «умеет». С его помощью получен большой объем информации о строении множества объектов, закономерностях их «поведения». «Хаббл» и другие телескопы являются бесценным поставщиком данных, необходимых для теоретической астрономии, работающей над проблемами развития Вселенной.

Астрономические наблюдения - и наземные, и космические - единственный для науки о небесных телах и явлениях. Без них ученые могли бы лишь разрабатывать различные теории, не имея возможности сопоставить их с реальностью.

Астрономия – наука, изучающая небесные объекты и Вселенную в которой мы живём.

Замечание 1

Поскольку астрономия как наука не имеет возможности провести эксперимент, то основным источником информации являются сведения, которые исследователи получают при наблюдении.

В связи с этим в астрономии выделяют область, называемую наблюдательной астрономией.

Суть наблюдательной астрономии заключается в получении необходимой информации об объектах в космосе с помощью применения таких приборов как телескопы и иное оборудование.

Наблюдения в астрономии позволяют, в частности, отслеживать закономерности в свойствах тех или иных изучаемых объектов. Поученные результаты изучения одних объектов можно распространить на иные объекты, обладающие схожими свойствами.

Разделы наблюдательной астрономии

В наблюдательной астрономии деление на разделы связано с разбиением электромагнитного спектра на диапазоны.

Оптическая астрономия – способствует наблюдениям в районе видимой части спектра. При этом в наблюдательных аппаратах применяются зеркала, линзы, твердотельные детекторы.

Замечание 2

При этом область видимого излучения лежит в середине диапазона исследуемых волн. Длина волн видимого излучения составляет интервал от 400 нм до 700 нм.

Инфракрасная астрономия основана на поиске и исследовании инфракрасного излучения. При этом длина волн превышает предельное значение для наблюдений с кремниевыми детекторами: около 1 мкм. Для изучения выбранных объектов в данной части диапазона в основном исследователями применяются телескопы – рефлекторы.

Радиоастрономия – основана на наблюдениях излучения с длиной волны от миллиметров до десятков миллиметров. Принципом своей работы приёмники, использующие радиоизлучение, сопоставимы с теми приёмниками, которые применяются в трансляции радиопередач. Однако, приёмники радиоизлучения обладают большей чувствительностью.

Рентгеновская астрономия, гамма-астрономия и ультрафиолетовая астрономия входят в астрономию высоких энергий.

Методы наблюдений в астрономии

Получение искомых данных возможно при проведении астрономами регистрации электромагнитного излучения. Кроме того, исследователи проводят наблюдения нейтрино, космических лучей или гравитационных волн.

Оптическая и радиоастрономия в своей деятельности использует наземные обсерватории. Причиной этого является то, что на длинах волн данных диапазонов атмосфера нашей планеты имеет относительную прозрачность.

Обсерватории в основном расположены на больших высотах. Это связано с уменьшением поглощения и искажений, которые создает атмосфера.

Замечание 3

Отметим, ряд волн инфракрасного диапазона существенно поглощается молекулами воды. Из-за этого обсерватории часто строят в сухих местах на большой высоте или в космосе.

Аэростаты или космические обсерватории в основном используются при работе в областях рентгеновской, гамма- и ультрафиолетовой астрономии, а также за рядом исключений, и в астрономия в далеком ИК- диапазоне. При этом наблюдая атмосферные ливни можно обнаружить создавшее их гамма-излучение. Отметим, что изучение космических лучей в настоящий момент является быстро развивающейся сферой астрономической науки.

Расположенные близко к Солнцу и к Земле объекты можно видеть и измерять при их наблюдении на фоне иных объектов. Такие наблюдения использовались для построения моделей орбит планет, а также для определения их относительных масс и гравитационных возмущений. Результатом стало открытие Урана, Нептуна и Плутона.

Радиоастрономия – развитие этой области астрономии стало результатом открытия радиоизлучения. Дальнейшее развитие этой области привело к открытию такого явления как космическое фоновое излучение.

Нейтринная астрономия - данная область астрономической науки использует в своем арсенале нейтринные детекторы, расположенные в основном под землёй. Средства нейтринной астрономии помогают получать сведения о процессах, которые исследователи не могут наблюдать в телескопы. Примером могут служить процессы, происходящие в ядре нашего Солнце.

Приёмники гравитационных волн имеют возможность регистрировать следы даже таких явлений как столкновение столь массивных объектов как нейтронные звезды и черные дыры.

Космические автоматические аппараты активно используются в астрономических наблюдениях за планетами Солнечной системы. Особенно активно с их помощью изучается геология и метеорология планет.

Условия для проведения астрономических наблюдений.

Для лучшего наблюдения астрономических объектов важны следующие условия:

1. Исследования проводятся в основном в видимой части спектра при использовании оптических телескопов.
2. Наблюдения в основном проводятся в ночное время поскольку качество получаемых исследователями данных зависит от прозрачности воздуха и условий видимости. В свою очередь условия видимости зависят от турбулентности и наличия тепловых потоков в воздухе.
3. Отсутствие полной Луны даёт преимущество в наблюдениях за астрономическими объектами. Если полная Луна есть на небе, то это даёт дополнительную засветку и осложняет наблюдение за слабыми объектами.
4. Для оптического телескопа наиболее подходящим местом наблюдения является открытий космос. В космическом пространстве, возможно проводить наблюдения которые не зависят от капризов атмосферы, за отсутствием таковой в космосе. Недостатком такого способа наблюдения является высокая финансовая стоимость подобных исследований.

После космоса наиболее подходящим местом для наблюдения за космическим пространством являются пики гор. Горные пики имеют большое количество безоблачных дней и имеют качественные условия видимости, связанные с хорошим качеством атмосферы.

Пример 1

Примером таких обсерваторий являются горные пики островов Мауна-Кеа и Ла-Пальма.

Уровень темноты в ночное время также играет большую роль в астрономических наблюдениях. Создаваемое человеческой деятельностью искусственное освещение мешает качественному наблюдению слабых астрономических объектов. Однако, помочь проблеме помогает использование плафонов вокруг уличных фонарей. В результате количество света поступающего на поверхность земли увеличивается, а излучение, направленное в сторону неба уменьшается.

5. Влияние атмосферы на качество наблюдений может быть велико. Для получения лучшего изображения используют телескопы с дополнительной коррекцией размытия картинки. Для улучшения качества также используется адаптивная оптика, спекл-интерферометрия, апертурный синтез или размещении телескопов в космосе.

ПРЕДИСЛОВИЕ
Книга посвящена организации, содержанию и методике проведения астрономических наблюдений повышенного уровня, а также простейшим математическим методам их обработки. Она начинается с главы, посвященной испытаниям телескопа - основного инструмента наблюдательной астрономии. В этой главе излагаются основные вопросы, связанные с простейшей теорией телескопа. Учителя найдут здесь много ценных практических советов, относящихся к определению различных характеристик телескопа, проверке качества его оптики, выбору оптимальных условий для проведения наблюдений, а также необходимые сведения о важнейших принадлежностях к телескопам и правилах обращения с ними при выполнении визуальных и фотографических наблюдений.
Важнейшей частью книги является вторая глава, рассматривающая на конкретном материале вопросы организации, содержания и методики проведения астрономических наблюдений. Значительная часть предложенных наблюдений - визуальные наблюдения Луны, Солнца, планет, затмений - не требует высокой квалификации и при умелом руководстве со стороны учителя может быть освоена за короткое время. Вместе с тем целый ряд других наблюдений - фотографические наблюдения, визуальные наблюдения переменных звезд, программные наблюдения метеорных потоков и некоторые другие - требует уже значительного навыка, определенной теоретической подготовки и дополнительных приборов и оборудования.
Разумеется, не все из перечисленных в этой главе наблюдений могут быть реализованы в любой школе. Организация наблюдений повышенной трудности доступна скорее всего тем школам, где сложились хорошие традиции организации внеклассных занятий по астрономии, имеется опыт соответствующей работы и, что очень важно, хорошая материальная база.
Наконец, в третьей главе на конкретном материале в простой и наглядной форме изложены основные математические методы обработки наблюдений: интерполирование и экстраполирование, приближенное представление эмпирических функций и теория ошибок. Эта глава является неотъемлемой частью книги. Она нацеливает и учителей школы, и учащихся, и, наконец, любителей астрономии на вдумчивое, серьезное отношение к постановке и проведению астрономических наблюдений, результаты которых могут обрести известную значимость и ценность только после того, как будут подвергнуты соответствующей математической обработке.
иоращено внимание учителей на необходимость исполыю я микрокалькуляторов, а в будущем - и персональных ЭВМ.
Материал книги может, быть использован при проведении практических занятий по астрономии, предусмотренных учебной программой, а также при проведении факультативных занятий и в работе астрономического кружка.
Пользуясь случаем, авторы выражают глубокую признательность заместителю председателя Совета астрономических кружков Московского планетария, сотруднику ГАИШ МГУ М. Ю. Шевченко и доценту Владимирского педагогического института, кандидату физико-математических наук Е. П. Разбитной за ценные указания, способствовавшие улучшению содержания книги.
Авторы с благодарностью воспримут от читателей все критические замечания.

Глава I ИСПЫТАНИЕ ТЕЛЕСКОПОВ

§ 1. Введение
Основными инструментами каждой астрономической обсерватории, в том числе учебной, являются телескопы. С помощью телескопов учащиеся наблюдают Солнце и происходящие на нем явления, Луну и ее рельеф, планеты и некоторые их спутники, разнообразный мир звезд, рассеянные и шаровые скопления, диффузные туманности, Млечный Путь и галактики.
Опираясь на непосредственные телескопические наблюдения и на фотографии, полученные с помощью больших телескопов, учитель может создать у учащихся яркие естественнонаучные представления о строении окружающего мира и на этой основе формировать твердые материалистические убеждения.
Приступая к наблюдениям на школьной астрономической обсерватории, учитель должен хорошо знать возможности телескопической оптики, различные практические методы ее испытания и установления основных ее характеристик. Чем полнее и глубже будут знания учителя о телескопах, тем лучше он сможет организовать проведение астрономических наблюдений, тем плодотворнее будет работа учащихся и тем убедительнее предстанут перед ними результаты проведенных наблюдений.
Преподавателю астрономии, в частности, важно знать краткую теорию телескопа, быть знакомым с наиболее распространенными оптическими системами и установками телескопов, а также иметь достаточно полные сведения об окулярах и различных принадлежностях телескопа. Вместе с тем он должен знать основные характеристики, а также достоинства и недостатки небольших телескопов, предназначенных для школьных и институтских учебных астрономических обсерваторий, иметь хорошие навыки в обращении с такими телескопами и уметь реалистично оценивать их возможности при организации наблюдений.
Результативность работы астрономической обсерватории зависит не только от ее оснащенности различным оборудованием и, в частности, от оптической мощи имеющихся на ней телескопов, но и от степени подготовленности наблюдателей. Только квалифицированный наблюдатель, обладающий хорошими навыками обращения с имеющимся в его распоряжении телескопом и знающий его основные характеристики и возможности, в состоянии получить на этом телескопе максимум возможной информации.
Поэтому перед учителем стоит важная задача по подготовке активистов, способных хорошо проводить наблюдения, требующие выдержки, аккуратного исполнения, большого внимания и времени.
Без создания группы квалифированных наблюдателей нельзя рассчитывать на повсеместное продолжительное функционирование школьной обсерватории и на ее большую отдачу в деле обучения и воспитания всех остальных учащихся.
В связи с этим учителю мало знать сами телескопы и их возможности, он должен еще владеть продуманной и выразительной методикой объяснения, не выходящей далеко за рамки школьных программ и учебников и опирающейся на знания учащихся, полученные при изучении физики, астрономии и математики.
Следует при этом обращать особое внимание на прикладной характер сообщаемых сведений о телескопах, чтобы возможности последних раскрывались в процессе осуществления планируемых наблюдений и проявлялись в получаемых результатах.
Принимая во внимание вышеизложенные требования, в первую главу книги включены теоретические сведения о телескопах в объеме, необходимом для проведения хорошо осмысленных наблюдений, а также описания рациональных практических приемов испытаний и установления различных их характеристик с учетом знаний и возможностей учащихся.

§ 2. Определение основных характеристик оптики телескопов
Чтобы глубоко разобраться в возможностях оптики телескопов, следует вначале привести некоторые оптические данные о человеческом глазе - основном «инструменте» учащихся при проведении большинства учебных астрономических наблюдений. Остановимся на таких его характеристиках, как предельная чувствительность и острота зрения, иллюстрируя их содержание на примерах наблюдений небесных объектов.
Под предельной (пороговой) чувствительностью глаза понимают тот минимальный световой поток, который еще можно воспринять полностью адаптированным к темноте глазом.
Удобными объектами для определения предельной чувствительности глаза являются группы звезд различного блеска с тщательно измеренными звездными величинами. При хорошем состоянии атмосферы, безоблачном небе в безлунную ночь вдали от города можно наблюдать звезды до б-й звездной величины. Однако это не предел. Высоко в горах, где бывает особенно чиста и прозрачна атмосфера, становятся видимыми звезды до 8-й звездной величины.
Опытный наблюдатель должен знать предельные возможности своих глаз и уметь определять состояние прозрачности атмосферы по наблюдениям звезд. Для этого надо хорошо изучить общепринятый в астрономии стандарт - Северный Полярный ряд (рис. 1 , а) и взять себе за правило: перед проведением телескопических наблюдений вначале следует невооруженным глазом определить видимые на пределе звезды из этого ряда и по ним установить состояние атмосферы.
Рис. 1. Карта Северного Полярного ряда:
а - для наблюдений невооружённым глазом; б - с биноклем или с небольшим телескопом; в - средним телескопом.
Полученные данные заносят в журнал для наблюдений. Все это требует наблюдательности, памяти, вырабатывает привычку глазомерных оценок и приучает к аккуратности - эти качества, весьма полезные для наблюдателя.
Под остротой зрения понимают способность глаза различать близко расположенные предметы или светящиеся точки. Медики установили, что острота нормального человеческого глаза в среднем составляет 1 мин дуги. Эти данные получены при рассматривании в лабораторных условиях ярких, хорошо освещенных предметов и точечных источников света.
При наблюдении звезд - значительно менее ярких объектов - острота зрения несколько понижена и составляет около 3 мин дуги и более. Так, обладая нормальным зрением, легко заметить, что возле Мицара - средней звезды в ручке ковша Большой Медведицы - находится слабая звездочка Алькор. Установить же двойственность е Лиры невооруженным глазом удается далеко не всем. Угловое расстояние между Мицаром и Алькором составляет 1 Г48", а между компонентами ei и е2 Лиры - 3"28".
Рассмотрим теперь, каким образом телескоп расширяет возможности человеческого зрения, и проанализируем эти возможности.
Телескоп - это афокальная оптическая система, преобразующая пучок параллельных лучей сечением D в пучок параллельных лучей сечением d. Это хорошо видно на примере схемы прохождения лучей в рефракторе (рис. 2), где объектив перехватывает идущие от далекой звезды параллельные лучи и фокусирует их в точку в фокальной плоскости. Далее лучи расходятся, попадают в окуляр и выходят из него параллельным пучком меньшего диаметра. Затем лучи попадают в глаз и фокусируются в точку на дне глазного яблока.
Если диаметр зрачка человеческого глаза будет равен диаметру выходящего из окуляра параллельного пучка, то все собранные эбъективом лучи попадут в глаз. Следовательно, в этом случае этношение площадей объектива телескопа и зрачка человеческого глаза выражает кратность увеличения светового потока, попадаю-
Если считать, что диаметр зрачка равен 6 мм (в полной темноте он достигает даже 7 - 8 мм), то школьный рефрактор с диаметром объектива 60 мм может посылать в глаз в 100 раз больше световой энергии, чем воспринимает невооруженный глаз. В результате с таким телескопом могут стать видимыми звезды, посылающие нам световые потоки в 100 раз меньшие, чем световые потоки от звезд, видимых на пределе невооруженным глазом.
Согласно формуле Погсона, стократное увеличение освещенности (светового потока) соответствует 5-ти звездным величинам:
Приведенная формула позволяет оценить проницающую силу - важнейшую характеристику телескопа. Проницающая сила определяется предельной звездной величиной (т) самой слабой звезды, которую еще можно увидеть в данный телескоп при наилучших атмосферных условиях. Поскольку в вышеприведенной формуле не учтены ни потери света при прохождении оптики, ни потемнение фона неба в поле зрения телескопа, то она является приближенной.
Более точное значение проницающей силы телескопа можно рассчитать по следующей эмпирической формуле, в которой обобщены результаты наблюдений звезд на инструментах разных диаметров:
где D - диаметр объектива, выраженный в миллиметрах.
В целях ориентировки в таблице 1 приводятся приближенные значения проницающей силы телескопов, рассчитанные по эмпирической формуле (1).
Реальную же проницающую силу телескопа можно определить, наблюдая звезды Северного Полярного ряда (рис. 1,6, в). Для этого, ориентируясь по таблице 1 или по эмпирической формуле (1), устанавливают приближенное значение проницающей силы телескопа. Далее из приведенных карт (рис. 1,6, в) подбирают звезды с несколько большими и несколько меньшими звездными величинами. Тщательно копируют все звезды большего блеска и все подобранные. Таким образом изготовляют звездную карту, тщательно ее изучают и приступают к наблюдениям. Отсутствие «лишних» звезд на карте способствует быстрому отождествлению телескопической картины и установлению звездных величин видимых звезд. В последующие вечера проводят повторные наблюдения. Если погода и прозрачность атмосферы улучшаются, то появляется возможность видеть и отождествлять более слабые звезды.
Найденная таким образом звездная величина самой слабой звезды и определяет реальную проницающую силу используемого телескопа. Получаемые результаты заносят в журнал наблюдений. По ним можно судить о состоянии атмосферы и об условиях наблюдений других светил.
Второй важнейшей характеристикой телескопа является его разрешающая способность б, под которой понимают минимальный угол между двумя звездами, видимыми раздельно. В теоретической оптике доказывается, что с идеальным объективом в видимом свете Л= 5,5- 10-7 м можно еще разрешить двойную звезду, если угловое расстояние между ее компонентами будет равно углу или больше угла
где D - диаметр объектива в миллиметрах. (...)
Рис. 3. Дифракционные картины тесных звездных пар с разными угловыми рас стояниями компонентов.
Поучительно также провести телескопические наблюдения ярких звездных пар при диафрагмировании объектива. По мере постепенного диафрагмирования входного отверстия телескопа дифракционные диски звезд увеличиваются, соединяются и сливаются в едином дифракционном диске большего диаметра, но со значительно меньшей яркостью.
При проведении подобных исследований следует обращать внимание на качество телескопических изображений, которые определяются состоянием атмосферы.
Наблюдения за атмосферными волнениями следует вести с хорошо отъюстированным телескопом (желательно рефлектором), рассматривая при больших увеличениях дифракционные изображения ярких звезд. Из оптики известно, что при монохроматическом потоке света в центральном дифракционном диске концентрируется 83,8% прошедшей через объектив энергии, в первом кольце - 7,2%, во втором - 2,8%, в третьем - 1,5%, в четвертом - 0,9% и т. д.
Так как приходящие излучения звезд не монохроматичны, а состоят из разных длин волн, то дифракционные кольца получаются окрашенными и размытыми. Четкость изображений колец можно улучшить, применяя светофильтры, в особенности узкополосные. Однако в связи с убыванием энергии от кольца к кольцу и увеличением их площадей уже третье кольцо становится малозаметным.
Это следует иметь в виду при оценке состояния атмосферы по видимым дифракционным картинам наблюдаемых звезд. При проведении таких наблюдений можно пользоваться шкалой Пикке-ринга, согласно которой наилучшие изображения оцениваются баллом 10, а очень плохие - баллом 1.
Приводим описание этой шкалы (рис. 4).
1. Изображения звезд волнуются и размазываются так, что их диаметры в среднем вдвое превосходят третье дифракционное кольцо.
2. Изображение волнуется и слегка выходит за третье дифракционное кольцо.
3. Изображение не выходит за пределы третьего дифракционного кольца. Яркость изображения увеличивается к центру.
4. Временами виден центральный дифракционный диск звезды с появляющимися вокруг короткими дугами.
5. Дифракционный диск виден постоянно, а короткие дуги - часто.
6. Дифракционный диск и короткие дуги видны постоянно.
7. Вокруг четко видимого диска движутся дуги.
8. Вокруг четко очерченного диска движутся кольца с разрывами,
9. Ближайшее к диску дифракционное кольцо неподвижно.
10. Все дифракционные кольца неподвижны.
Баллы 1 - 3 характеризуют плохое для астрономических наблюдений состояние атмосферы, 4 - 5 - посредственное, 6 - 7 - хорошее, 8 - 10 - отличное.
Третьей важной характеристикой телескопа является светосила его объектива, равная квадрату отношения диаметра объектива
к его фокусному расстоянию (...)

§ 3. Проверка качества оптики телескопа
Практическая ценность любого телескопа как наблюдательного инструмента определяется не только размерами, но и качеством его оптики, т. е. степенью совершенства его оптической системы и качеством изготовления объектива. Немаловажную роль играет и качество окуляров, прилагаемых к телескопу, а также полнота их комплекта.
Объектив является наиболее ответственной частью телескопа. К сожалению, даже самые совершенные телескопические объективы обладают рядом недостатков, обусловленных как чисто техническими причинами, так и природой света. Важнейшими из них являются хроматическая и сферическая аберрация, кома и астигматизм. Кроме того, светосильные объективы в разной степени страдают кривизной поля и дисторсией.
Преподавателю необходимо знать об основных оптических недостатках наиболее употребительных типов телескопов, выразительно и понятно демонстрировать эти недостатки и уметь их в какой-то степени понижать.
Опишем последовательно важнейшие оптические недостатки телескопов, рассмотрим, в каких типах небольших телескопов и в какой мере они проявляются, и укажем простейшие способы их выделения, показа и уменьшения.
Главным препятствием, мешавшим длительное время совершенствованию телескопа-рефрактора, была хроматическая (цветовая) аберрация, т. е. неспособность собирательной линзы собрать все световые лучи с разной длиной волны в одну точку. Хроматическая аберрация обусловлена неодинаковой преломляемостью световых лучей разной длины волны (красные лучи преломляются слабее, чем желтые, а желтые слабее, чем синие).
Хроматическая аберрация особенно проявляется у телескопов с однолинзовыми светосильными объективами. Если такой телескоп навести на яркую звезду, то при определенном положении окуляра
можно увидеть яркое фиолетовое пятнышко, окруженное цветным ореолом с размытым красным внешним кольцом. По мере выдвижения окуляра цвет центрального пятнышка будет постепенно меняться на синий, затем - зеленый, желтый, оранжевый и, наконец, красный. В последнем случае вокруг красного пятнышка будет виден цветной ореол с фиолетовой кольцевой окантовкой.
Если в такой телескоп посмотреть на планету, то картина будет весьма размытая, с радужными разводами.
Двухлинзовые объективы, в значительной мере свободные от хроматической аберрации, называются ахроматическими. Относительное отверстие рефрактора с ахроматическим объективом обычно равно 715 или несколько больше (у школьных телескопов-рефракторов оно оставляет 7ю, что несколько ухудшает качество изображения).
Однако ахроматический объектив не свободен полностью от хроматической аберрации и хорошо сводит в одну точку только лучи определенных длин волн. В связи с этим объективы ахроматизируются в соответствии с их назначением; визуальные - в отношении лучей, сильнее всего действующих на глаз, фотографические - для лучей, сильнее всего действующих на фотоэмульсию. В частности, объективы школьных рефракторов по своему назначению являются визуальными.
Судить о наличии остаточной хроматической аберрации в школьных рефракторах можно на основе наблюдений с очень большими увеличениями дифракционных изображений ярких звезд, быстро меняя следующие светофильтры: желто-зеленый, красный, синий. Обеспечить быструю смену светофильтров можно, применяя дисковые или скользящие рамки, описанные в
§ 20 книги «Школьная астрономическая обсерватория»1. Наблюдаемые при этом изменения дифракционных картин свидетельствуют, что не все лучи в одинаковой мере оказываются сфокусированными.
Более успешно уничтожение хроматической аберрации решается в трехлинзовых апохроматических объективах. Однако полностью уничтожить ее пока не удается ни в каких линзовых объективах.
В зеркальном объективе не происходит преломления световых лучей. Поэтому эти объективы полностью свободны от хроматической аберрации. Этим зеркальные объективы выгодно отличаются от линзовых.
Другим крупным недостатком телескопических объективов является сферическая аберрация. Она проявляется в том, что монохроматические лучи, идущие параллельно оптической оси, фокусируются на разных расстояниях от объектива в зависимости от того, через какую его зону они прошли. Так, в одиночной линзе далее всего фокусируются лучи, прошедшие вблизи ее центра, а ближе всего - прошедшие через краевую зону.
В этом легко убедиться, если телескоп с однолинзовым объективом направить на яркую звезду и наблюдать ее с двумя диафрагмами: одна из них должна выделять поток, проходящий через центральную зону, а вторая, выполненная в виде кольца, пропускать лучи краевой зоны. Наблюдения следует вести со светофильтрами по возможности с узкими полосами пропускания. При использовании первой диафрагмы резкое изображение звезды получается при несколько большем выдвижении окуляра, чем при использовании второй диафрагмы, что подтверждает наличие сферической аберрации.
В сложных объективах сферическая аберрация совместно с хроматической уменьшается до необходимого предела путем подбора линз определенной толщины, кривизны и сортов применяемых, стекол.
[ Остатки неисправленной сферической аберрации в сложных лин-[зовых телескопических объективах можно обнаружить при помощи (вышеописанных диафрагм, наблюдая при больших увеличениях дифракционные картины от ярких звезд. При исследованиях визуальных объективов следует применять желто-зеленые светофильтры, а при исследованиях фотографических объективов - синие.
! В зеркальных параболических (точнее параболоидальных) объективах сферическая аберрация отсутствует, так как объективы |сводят в одну точку весь пучок лучей, идущих параллельно оптической оси. Сферические зеркала имеют сферическую аберрацию, при этом она тем больше, чем больше и светосильнее само зеркало.
У небольших зеркал с малой светосилой (относительным отверстием менее 1: 8) сферическая поверхность мало отличается от параболоидальной - в результате сферическая аберрация небольшая.
Выявить наличие остаточной сферической аберрации можно вышеописанным способом, применяя разные диафрагмы. Хотя зеркальные объективы свободны от хроматической аберрации, для лучшей диагностики сферической аберрации следует употреблять светофильтры, ибо окрашенность наблюдаемых дифракционных картин при разных диафрагмах не одинакова, что может привести к недоразумениям.
Рассмотрим теперь аберрации, возникающие при прохождении лучей наклонно к оптической оси объектива. К ним относятся: кома, астигматизм, кривизна поля, дисторсия.
При визуальных наблюдениях следует проследить за первыми двумя аберрациями - комой и астигматизмом и практически их изучить, наблюдая звезды.
Кома проявляется в том, что изображение звезды в стороне от оптической оси объектива приобретает вид размытого асимметричного пятнышка со смещенным ядром и характерным хвостом (рис. 6). Астигматизм же состоит в том, что объектив собирает наклонный пучок света от звезды не в один общий фокус, а в два взаимно перпендикулярных отрезка АВ и CD, расположенных в разных плоскостях и на разных расстояниях от объектива (рис. 7).
Рис. 6. Образование комы у наклонных лучей. Кружком очерчено поле вблизи оптической оси, где кома несущественна.
При хорошей юстировке в трубе телескопа малосветосильного объектива и при малом поле зрения окуляра трудно заметить обе упомянутые аберрации. Их можно хорошо видеть, если в целях обучения несколько разъюстировать телескоп, повернув на некоторый угол объектив. Такая операция полезна для всех наблюдателей, а в особенности для тех, кто строит свои телескопы, - ведь рано или поздно они обязательно столкнутся с вопросами юстировки, и будет значительно лучше, если они будут действовать сознательно.
Чтобы разъюстировать рефлектор, достаточно ослабить и завинтить два противоположных винта, удерживающих зеркало.
В рефракторе это сделать сложнее. Чтобы не испортить резьбу, следует склеить из картона переходное усеченное под углом кольцо и вставить его одной стороной в трубу телескопа, а на вторую посадить объектив.
Если в разъюстированный телескоп посмотреть на звезды, то все они предстанут хвостатыми. Причина тому - кома (рис. 6). Если же на входное отверстие телескопа надеть диафрагму с небольшим центральным отверстием и передвигать окуляр вперед и назад, то можно видеть, как звезды вытягиваются в светлые отрезки АВ, затем превращаются в эллипсы разного сжатия, кружки, и вновь в отрезки CD и эллипсы (рис. 7).
Кома и астигматизм устраняются поворотами объектива. Как легко понять, ось вращения при юстировке будет перпендикулярна направлению. Если при вращении установочного винта зеркала хвост удлиняется, то винт надо вращать в противоположную сторону. Окончательную доводку при юстировке следует осуществить с короткофокусным окуляром при больших увеличениях, чтобы хорошо были видны дифракционные кольца.
Если объектив телескопа обладает высокими качествами, а оптика отъюстирована правильно, то внефокальные изображения звезды при наблюдении в рефрактор будут выглядеть в виде небольшого светового диска, окруженного системой цветных концентрических дифракционных колец (рис. 8, al). При этом картины дофокального и зафокального изображений будут совершенно одинаковыми (рис. 8, а 2, 3).
Такой же вид будут иметь внефокальные изображения звезды при наблюдении в рефлектор, только вместо центрального светлого диска будет видно темное пятнышко, являющееся тенью от вспомогательного зеркала или диагональной призмы полного отражения.
Неточность юстировки телескопа скажется в том, что концентричность дифракционных колец будет нарушена, а сами они примут вытянутую форму (рис. 8, б 1, 2, 3, 4). При наведении на резкость звезда будет казаться не резко очерченным светлым диском, а слегка размытым светлым пятнышком с отброшенным в сторону (эффект комы) слабым хвостом. Если указанный эффект вызван действительно неточной юстировкой телескопа, то дело легко поправить, достаточно только, действуя регулировочными винтами оправы объектива (зеркала), несколько изменить ее положение в нужную сторону. Гораздо хуже, если причина кроется в астигматизме самого объектива или (в случае рефлектора Ньютона) в плохом качестве вспомогательного диагонального зеркальца. В этом случае устранить недостаток можно только перешлифовкой и переполировкой дефектных оптических поверхностей.
По внефокальным изображениям звезды можно легко обнаружить и другие недостатки телескопического объектива, если они имеются. Например, различие в размерах соответственных дифракционных колец дофокального и зафокального изображений звезды свидетельствует о наличии сферической аберрации, а различие в их цветности - о значительном хроматизме (для лин-
зового объектива); неравномерная плотность распределения колец и различная их интенсивность указывает на зональность объектива, а неправильная форма колец - на местные более или менее значительные отклонения оптической поверхности от идеальной.
Если все перечисленные недостатки, открываемые картиной внефокальных изображений звезды, невелики, то с ними можно мириться. Зеркальные объективы любительских телескопов, успешно прошедшие предварительную проверку теневым методом Фуко , как правило, имеют безукоризненную оптическую поверхность и отлично выдерживают испытания по внефокальным изображениям звезд.
Расчеты и практика показывают, что при идеальной юстировке оптики кома и астигматизм незначительно отражаются на визуальных наблюдениях, когда используются малосветосильные объективы (менее 1:10). В равной степени это относится и к фотографическим наблюдениям, когда с теми же объективами фотографируют светила с относительно небольшими угловыми размерами (планеты, Солнце, Луна).
Кома и астигматизм сильно портят изображения, когда фотографируют большие участки звездного неба с параболическими зеркалами или двухлинзовыми объективами. Искажения резко увеличиваются у светосильных объективов.
Ниже приведенная таблица дает представление о росте комы и астигматизма в зависимости от угловых отклонений от оптической оси у параболических рефлекторов разной светосилы.
Рис. 9. Кривизна поля зрения и изображения звезд в его фокальной плоскости (при исправлении всех остальных аберраций).
тизм, но имеется кривизна поля. Если с таким объективом сфотографировать большой участок звездного неба и при этом наведение на резкость осуществить по центральной зоне, то по мере отступления к краям поля резкость изображений звезд будет ухудшаться. И наоборот, если наведение на резкость произвести по звездам, находящимся по краям поля, то резкость изображений звезд будет ухудшаться в центре.
Чтобы с таким объективом получить фотографию, резкую по всему полю, следует изогнуть фотопленку в соответствии с кривизной поля резких изображений самого объектива.
Кривизну поля устраняют также при помощи плоско-выпуклой линзы Пиацци - Смита, которая превращает искривленный фронт волн в плоский.
Кривизну поля можно наиболее просто уменьшить диафрагмированием объектива. Из практики фотографирования известно, что с уменьшением диафрагмы растет глубина резкости - в результате четкие изображения звезд получаются по всему полю плоской пластинки. Однако следует помнить, что диафрагмирование сильно понижает оптическую мощь телескопа и для того, чтобы вышли на пластинке слабые звезды, надо значительно увеличивать время экспозиции.
Дисторсия проявляется в том, что объектив строит изображение, не пропорциональное оригиналу, а с некоторыми отступлениями от него. В результате при фотографировании квадрата его изображение может получиться с вогнутыми внутрь или выпуклыми наружу сторонами (подушкообразная и бочкообразная дисторсия).
Исследовать любой объектив на дисторсию очень просто: для этого надо его сильно задиафрагмировать, чтобы осталась незакрытой только очень небольшая центральная часть. Кома, астигматизм и кривизна поля при таком диафрагмировании будут устранены и дисторсию можно будет наблюдать в чистом виде
Если с таким объективом фотографировать прямоугольные решетки, проемы окон, дверей, то, рассматривая негативы, легко установить вид дисторсии, свойственный данному объективу.
Дисторсию готового объектива нельзя устранить или понизить. Ее учитывают при исследовании фотографий, в особенности при проведении астрометрических работ.

§ 4. Окуляры и предельные увеличения телескопа
Комплект окуляров является необходимым дополнением к телескопу. Ранее мы уже выяснили (§ 2) назначение окуляра в увеличительной телескопической системе. Теперь необходимо остановиться на основных характеристиках и конструктивных особенностях различных окуляров. Оставляя без внимания галилеевский окуляр из одной рассеивающей линзы, который давно уже не применяется в астрономической практике, обратимся сразу же к специальным астрономическим окулярам.
Исторически первым астрономическим окуляром, сразу же вытеснившим галилеевский окуляр, был окуляр Кеплера из одной короткофокусной линзы. Обладая в сравнении с окуляром Галилея значительно большим полем зрения, он в соединении с распространенными в то время длиннофокусными рефракторами давал достаточно четкие и мало окрашенные изображения. Однако позднее окуляр Кеплера был вытеснен более совершенными окулярами Гюйгенса и Рамсдена, которые встречаются и поныне. Наиболее распространенными астрономическими окулярами в настоящее время являются ахроматический окуляр Кельнера и ортоскопический окуляр Аббе. На рисунке 11 показано устройство этих окуляров.
Наиболее просто устроены окуляры Гюйгенса и Рамсдена. Каждый из них составлен из двух плоско-выпуклых собирательных линз. Передняя из них (обращенная к объективу) называется полевой линзой, а задняя (обращенная к глазу наблюдателя) - глазной линзой. В окуляре Гюйгенса (рис. 12) обе линзы обращены своими выпуклыми поверхностями к объективу, и если f\ и /2 - фокусные расстояния линз, a d - расстояние между ними, то должно выполняться соотношение: (...)