Astronomía de la observación. Secciones de astronomía observacional. Estructura y escala del Universo

Material de la Enciclopedia

En astronomía se estudian el sol, la luna, los planetas, los cometas, las estrellas, las nebulosas, las galaxias, los cuerpos celestes individuales y los sistemas de tales cuerpos. Las tareas a las que se enfrentan los astrónomos son diversas y, en relación con esto, los métodos de observación astronómica también son diversos, proporcionando el material principal para resolver estos problemas.

Ya en la antigüedad, las observaciones comenzaron a determinar las posiciones de las luminarias en la esfera celeste. Ahora la astrometría lo está haciendo. Se catalogan las coordenadas celestes de estrellas de varios tipos, cúmulos de estrellas y galaxias medidas como resultado de dichas observaciones, y se compilan mapas estelares a partir de ellas (consulte Catálogos de estrellas, mapas y atlas). Repitiendo observaciones de los mismos cuerpos celestes durante un período de tiempo más o menos largo, se calculan los movimientos propios de las estrellas, paralajes trigonométricos, etc.. Estos datos también se publican en catálogos.

Los catálogos de estrellas compilados de esta manera se utilizan tanto con fines prácticos: en observaciones astronómicas de cuerpos celestes en movimiento (planetas, cometas, objetos espaciales artificiales), en el trabajo del servicio del tiempo, el servicio del movimiento de los polos, en geodesia, navegación, etc., y en diversos tipos de trabajos de investigación científica. Estos últimos incluyen, en particular, los estudios de la estructura de la Galaxia, los movimientos que en ella se producen, que es de lo que se ocupa la astronomía estelar.

Las observaciones astrométricas sistemáticas de planetas, cometas, asteroides y objetos espaciales artificiales proporcionan material para estudiar las leyes de su movimiento, compilar efemérides y resolver otros problemas de mecánica celeste, astrodinámica, geodesia y gravimetría.

Las observaciones astrométricas también pueden incluir observaciones de búsqueda de rango de cuerpos celestes que se han puesto en práctica en las últimas décadas. Con la ayuda de telémetros láser, las distancias a los satélites artificiales de la Tierra (ver Telémetro de satélite láser) y a la Luna se determinan con gran precisión.

Los métodos de astronomía radar permiten determinar distancias e incluso estudiar los perfiles de la Luna, Venus, Mercurio, etc.

Otro tipo de observación astronómica es el estudio directo de la aparición de cuerpos celestes como el Sol, la Luna, los planetas más cercanos, nebulosas galácticas, galaxias, etc. Las observaciones de este tipo comenzaron a desarrollarse después de la invención del telescopio. Al principio, las observaciones se realizaban visualmente: los cuerpos celestes se examinaban a simple vista y se esbozaba lo que se veía. Posteriormente, se empezó a utilizar la fotografía. Los métodos fotográficos tienen una ventaja innegable sobre los métodos visuales: las fotografías se pueden medir en detalle en un ambiente tranquilo de laboratorio; si es necesario, pueden repetirse, y en general una fotografía es un documento objetivo, mientras que un observador introduce mucha subjetividad en las observaciones visuales. Además, una placa fotográfica, a diferencia del ojo, acumula fotones provenientes de una fuente y, por lo tanto, permite tomar fotografías de objetos débiles.

A la vuelta de los siglos XIX y XX. Los métodos astrofísicos de observación nacieron y comenzaron a desarrollarse rápidamente, los cuales se basan en el análisis de la radiación electromagnética del cuerpo celeste, captada por el telescopio. Para este análisis se utilizan varios detectores de luz y otros dispositivos.

Con la ayuda de varios tipos de astrofotómetros se registran los cambios en el brillo de los cuerpos celestes y de esta forma se detectan estrellas variables determinando su tipo, estrellas dobles, en combinación con los resultados de otras observaciones se llega a ciertas conclusiones sobre los procesos. en estrellas, nebulosas, etc.

Las observaciones espectrales proporcionan amplia información sobre los cuerpos celestes. Según la distribución de energía en el espectro continuo (ver Radiación electromagnética de los cuerpos celestes), según el tipo, ancho y otras características de las líneas y bandas espectrales, juzgan la temperatura, la composición química de las estrellas y otros cuerpos celestes, los movimientos de materia en ellos, su rotación, la presencia de campos magnéticos, en fin, sobre el estado de su desarrollo evolutivo y sobre muchas cosas más. Las mediciones del desplazamiento de las líneas espectrales debido al efecto Doppler permiten determinar las velocidades radiales de los cuerpos celestes, que se utilizan en diversos estudios astronómicos.

En las observaciones astrofísicas, se utilizan ampliamente convertidores óptico-electrónicos, fotomultiplicadores, cámaras electrónicas y equipos de televisión (ver Telescopio de televisión), que permiten aumentar significativamente el poder de penetración de los telescopios y ampliar el rango de radiación electromagnética de los cuerpos celestes percibidos por el telescopio

Las observaciones astronómicas en el rango de radio de la radiación electromagnética se llevan a cabo con la ayuda de radiotelescopios. Se utilizan equipos especiales para registrar la radiación infrarroja y ultravioleta, para las necesidades de la astronomía de rayos X y la astronomía de rayos gamma. Los nuevos resultados cualitativos se obtienen con la ayuda de observaciones astronómicas realizadas a bordo de naves espaciales (la llamada astronomía extraatmosférica).

La mayoría de las observaciones astronómicas descritas se llevan a cabo en observatorios astronómicos por científicos y técnicos especialmente capacitados. Pero ciertos tipos de observaciones también están disponibles para los amantes de la astronomía.

Los jóvenes astrónomos pueden hacer observaciones para ampliar sus horizontes y ganar experiencia en el trabajo de investigación. Pero muchos tipos de observaciones bien organizadas, realizadas en estricta conformidad con las instrucciones, también pueden tener un valor científico importante.

Las siguientes observaciones astronómicas están disponibles para escalar círculos astronómicos:

1. Estudio de la actividad solar con un telescopio refractor escolar (¡recuerda que nunca debes mirar al Sol sin un filtro oscuro!).

2. Observaciones de Júpiter y sus satélites con un esquema de detalles en las bandas de Júpiter, la Mancha Roja.

3. Buscar cometas utilizando instrumentos ópticos de gran apertura con un campo de visión suficientemente grande.

4. Observaciones de nubes noctilucentes, estudiando la frecuencia de su aparición, forma, etc.

5. Registro de meteoros, conteo de su número, determinación de radiantes.

6. Estudios de estrellas variables - visualmente y en fotografías del cielo estrellado.

7. Observaciones de eclipses solares y lunares.

8. Observaciones de satélites terrestres artificiales.

Las instrucciones para organizar las observaciones se pueden encontrar entre los libros enumerados en la lista de lecturas recomendadas. En la sección se dan una serie de consejos prácticos.

1. La astronomía es una disciplina nueva en el curso, aunque en pocas palabras está familiarizado con algunos de los temas.
2. Qué necesitas:

1. Libro de texto: . Astronomía. Nivel básico. Grado 11: libro de texto / B.A. Vorontsov-Velyaminov, E.K. Strout - 5ª ed., revisada.- M.: Bustard, 2018.-238s, con: il., 8 hojas. columna. incluido - (libro de texto ruso).;
2. cuaderno general - 48 hojas.

1. Cómo trabajar con el libro de texto.

• trabajar (en lugar de leer) un párrafo
• ahondar en la esencia, tratar cada fenómeno y proceso
• trabajar en todas las preguntas y tareas después del párrafo, brevemente en cuadernos
• comprueba tus conocimientos en la lista de preguntas al final del tema
• ver material adicional en Internet

Tema 1.1 El tema de la astronomía. Las observaciones son la base de la astronomía.

1.1.1 Qué estudia la astronomía. Su significado y conexión con otras ciencias.

La astronomía es una de las ciencias más antiguas, cuyos orígenes se remontan a la Edad de Piedra (VI-III milenio antes de Cristo).

Astronomía es una ciencia que estudia el movimiento, estructura, origen y desarrollo de los cuerpos celestes y sus sistemas.

Astronomía[Griego Astron (astron) - estrella, nomos (nomos) - ley] - una ciencia que estudia el movimiento de los cuerpos celestes (sección "mecánica celeste"), su naturaleza (sección "astrofísica"), origen y desarrollo (sección "cosmogonía")

La astronomía, una de las ciencias de la naturaleza más fascinantes y antiguas, explora no solo el presente, sino también el pasado distante del macromundo que nos rodea, y también nos permite dibujar una imagen científica del futuro del Universo. El hombre siempre ha estado interesado en la cuestión de cómo funciona el mundo que lo rodea y qué lugar ocupa en él. En los albores de la civilización, la mayoría de los pueblos tenían mitos cosmológicos especiales que cuentan cómo el espacio (orden) surge gradualmente del caos inicial, aparece todo lo que rodea a una persona: cielo y tierra, montañas, mares y ríos, plantas y animales, así como la persona misma. Durante miles de años ha habido una acumulación gradual de información sobre los fenómenos que ocurrían en el cielo.

La necesidad de conocimientos astronómicos fue dictada por la necesidad vital (demostración de películas: " Todos los secretos del espacio #21 - Descubrimiento - la historia de la astronomía" y Astronomía (2⁄15). La ciencia más antigua.)

Resultó que los cambios periódicos en la naturaleza terrestre van acompañados de cambios en la apariencia del cielo estrellado y el movimiento aparente del Sol. Era necesario calcular el inicio de una determinada época del año para poder realizar a tiempo determinados trabajos agrícolas: siembra, riego, cosecha. Pero esto solo podría hacerse usando un calendario compilado a partir de observaciones a largo plazo de la posición y el movimiento del Sol y la Luna. Entonces, la necesidad de observaciones regulares de los cuerpos celestes se debió a las necesidades prácticas de contar el tiempo. La estricta periodicidad inherente al movimiento de los cuerpos celestes subyace en las unidades básicas de conteo de tiempo que todavía se usan hoy en día: día, mes, año.

La simple contemplación de los fenómenos que ocurren y su interpretación ingenua fueron reemplazadas gradualmente por intentos de explicar científicamente las causas de los fenómenos observados. Cuando en la Antigua Grecia (siglo VI aC) comenzó el rápido desarrollo de la filosofía como ciencia de la naturaleza, el conocimiento astronómico se convirtió en parte integral de la cultura humana. La astronomía es la única ciencia que ha recibido a su musa patrona: Urania.

Sobre el significado inicial del desarrollo del conocimiento astronómico puede juzgarse en relación con las necesidades prácticas de las personas. Se pueden dividir en varios grupos:

• necesidades agrícolas(la necesidad de contar el tiempo es días, meses, años. Por ejemplo, en el antiguo Egipto, el momento de la siembra y la cosecha estaba determinado por la aparición antes del amanecer detrás del borde del horizonte de la estrella brillante Sothis, un presagio de la inundación del Nilo);
• necesidades de expansión del comercio, incluida la marina (navegación, búsqueda de rutas comerciales, navegación. Así, los marineros fenicios se guiaban por la estrella polar, que los griegos llamaban estrella fenicia);
• necesidades estéticas y cognitivas, la necesidad de una cosmovisión holística(el hombre buscó explicar la periodicidad de los fenómenos y procesos naturales, el surgimiento del mundo circundante).

El origen de la astronomía en las ideas astrológicas es característico de la cosmovisión mitológica de las civilizaciones antiguas.

I-ésimo mundo antiguo(ANTES DE CRISTO). Filosofía →astronomía → elementos de las matemáticas (geometría). Antiguo Egipto, Antigua Asiria, Antigua Maya, Antigua China, Sumerios, Babilonia, Antigua Grecia.

Científicos que han hecho una contribución significativa al desarrollo de la astronomía: Tales de Mileto(625-547, Dr. Grecia), Eudoxo de Knidos(408-355, Otra Grecia), ARISTÓTELES(384-322, Macedonia, Otra Grecia), Aristarco de Samos(310-230, Alejandría, Egipto), ERATOSFENOS(276-194, Egipto), Hiparco de Rodas(190-125, Antigua Grecia).

Los arqueólogos han establecido que el hombre poseía conocimientos astronómicos básicos ya hace 20 mil años en la Edad de Piedra.

• Etapa prehistórica de 25 mil años aC a 4 mil aC (pinturas rupestres, observatorios naturales, etc.).
• La etapa antigua puede considerarse condicionalmente desde los 4.000 años a.C. hasta el 1000 a.C.:
  • alrededor de 4 mil antes de Cristo monumentos astronómicos de los antiguos mayas, observatorio de piedra de Stonehenge (Inglaterra);
  • alrededor de 3000 aC orientación de las pirámides, los primeros registros astronómicos en Egipto, Babilonia, China;
  • alrededor de 2500 aC establecimiento del calendario solar egipcio;
  • alrededor de 2000 aC creación del primer mapa del cielo (China);
  • alrededor de 1100 aC determinación de la inclinación de la eclíptica al ecuador;
• escenario antiguo
  • ideas sobre la esfericidad de la Tierra (Pitágoras, 535 aC);
  • la predicción de un eclipse solar por Tales de Mileto (585 aC);
  • el establecimiento de un ciclo de 19 años de fases lunares (ciclo metónico, 433 aC);
  • ideas sobre la rotación de la Tierra alrededor de su eje (Heráclito del Ponto, siglo IV a. C.);
  • la idea de los círculos concéntricos (Eudoxo), el tratado "Sobre el cielo" de Aristóteles (prueba de la esfericidad de la Tierra y los planetas) recopilación del primer catálogo de estrellas 800 estrellas, China (siglo IV a. C.);
  • el comienzo de las determinaciones sistemáticas de las posiciones de las estrellas por parte de los astrónomos griegos, el desarrollo de la teoría del sistema del mundo (siglo III aC);
  • descubrimiento de la precesión, las primeras tablas del movimiento del Sol y la Luna, un catálogo estelar de 850 estrellas (Hipparachus, (siglo II aC);
  • la idea del movimiento de la Tierra alrededor del Sol y la determinación del tamaño de la Tierra (Aristarco de Samos, Eratóstenes 3-2 siglos a. C.);
  • la introducción del calendario juliano en el Imperio Romano (46 a. C.);
  • Claudio Ptolomeo - "Sintaxis" (Almogesto) - enciclopedia de astronomía antigua, teoría del movimiento, tablas planetarias (140 d. C.).

Los poemas de Homero y Hesíodo dan una idea del conocimiento astronómico de los griegos de este período: allí se mencionan una serie de estrellas y constelaciones, se dan consejos prácticos sobre el uso de los cuerpos celestes para la navegación y para determinar las estaciones del año. el año. Las ideas cosmológicas de este período se tomaron prestadas por completo de los mitos: la Tierra se considera plana y el cielo es un cuenco sólido basado en la Tierra. Los personajes principales de este período son filósofos, buscando intuitivamente a tientas lo que más tarde se llamará el método científico de la cognición. Al mismo tiempo, se realizan las primeras observaciones astronómicas especializadas, se desarrolla la teoría y práctica del calendario; por primera vez se toma la geometría como base de la astronomía, se introducen una serie de conceptos abstractos de la astronomía matemática; se están haciendo intentos para encontrar patrones físicos en el movimiento de las luminarias. Se explicaron científicamente una serie de fenómenos astronómicos, se probó la esfericidad de la Tierra.

II Pre-telescópico período. (nuestra era antes de 1610). El declive de la ciencia y la astronomía. El colapso del Imperio Romano, las incursiones de los bárbaros, el nacimiento del cristianismo. El rápido desarrollo de la ciencia árabe. El renacimiento de la ciencia en Europa. Sistema heliocéntrico moderno de estructura mundial.

Claudio Ptolomeo (Claudio Ptolomeo)(87-165, Dr. Roma), BIROUNI, Abu Reyhan Mohamed ibn Ahmed al-Biruni(973-1048, Uzbekistán moderno), Mirza Mohammed ibn Shahrukh ibn Timur (Taragay) ULUGBEK(1394 -1449, Uzbekistán moderno), Nicolás Copérnico(1473-1543, Polonia), Tycho (Tige) BRAGE(1546-1601, Dinamarca).

• periodo árabe. Después de la caída de los antiguos estados de Europa, las antiguas tradiciones científicas (incluida la astronomía) continuaron desarrollándose en el califato árabe, así como en India y China.
  • 813 Establecimiento de una escuela astronómica (casa de la sabiduría) en Bagdad;
  • 827 determinación del tamaño del globo por medidas de grado entre el Tigris y el Éufrates;
  • 829 fundación del Observatorio de Bagdad;
  • siglo 10 el descubrimiento de la desigualdad lunar (Abu-l-Wafa, Bagdad);
  • catálogo de 1029 estrellas, aclaración de la inclinación de la eclíptica al ecuador, determinación de la longitud del meridiano 1° (1031g, Al-Biruni);
  • numerosas obras sobre astronomía hasta finales del siglo XV (calendario de Omar Khayyam, "Tablas Ilkhan" del movimiento del Sol y los planetas (Nasiraddin Tussi, Azerbaiyán), obras de Ulugbek);
• renacimiento europeo. A finales del siglo XV, se inició en Europa un renacimiento del conocimiento astronómico, que condujo a la primera revolución en astronomía. Esta revolución en la astronomía fue causada por los requisitos de la práctica: comenzó la era de los grandes descubrimientos geográficos.
  • Los viajes de larga distancia requerían métodos precisos para determinar las coordenadas. El sistema ptolemaico no pudo satisfacer las crecientes necesidades. Los países que fueron los primeros en prestar atención al desarrollo de la investigación astronómica lograron el mayor éxito en el descubrimiento y desarrollo de nuevas tierras.
  • En Portugal, allá por el siglo XIV, el príncipe Enrique fundó un observatorio para satisfacer las necesidades de la navegación, y Portugal fue el primer país europeo en comenzar a capturar y explotar nuevos territorios.
  • Los logros más importantes de la astronomía europea de los siglos XV-XVI son las tablas planetarias (Regiomontanus de Nuremberg, 1474),
  • los trabajos de N. Copérnico, quien hizo la primera revolución en Astronomía (1515-1540),
  • observaciones del astrónomo danés Tycho Brahe en el observatorio de Uraniborg en la isla de Van (las más precisas en la era pretelescópica).

tercero Telescópico antes del advenimiento de la espectroscopia (1610-1814). La invención del telescopio y la observación con él. Las leyes del movimiento planetario. Descubrimiento del planeta Urano. Las primeras teorías de la formación del sistema solar.

Científicos que hicieron una contribución significativa al desarrollo de la astronomía en este período: Galileo Galilei(1564-1642, Italia), johannes kepler(1571-1630, Alemania), Martillo de enero (GAVELIUS) (1611-1687, Polonia), Hans Christian HUYGENS(1629-1695, Países Bajos), Giovanni Domenico (Jean Dominic) CASINI>(1625-1712, Italia-Francia), isaac newton(1643-1727, Inglaterra), edmund galera (HALLEY, 1656-1742, Inglaterra), William (Guillermo) Wilhelm Friedrich HERSHEL(1738-1822, Inglaterra), Pedro Simón Laplace(1749-1827, Francia).

• A principios del siglo XVII (Lippershey, Galileo, 1608) se creó un telescopio óptico que amplió enormemente el horizonte del conocimiento del mundo por parte de la humanidad.
  • se determina el paralaje del Sol (1671), lo que permitió determinar la unidad astronómica con alta precisión y determinar la velocidad de la luz,
  • los movimientos sutiles del eje de la Tierra, los movimientos propios de las estrellas, las leyes del movimiento de la Luna,
  • en 1609-1618 Kepler, basado en estas observaciones del planeta Marte, descubrió tres leyes del movimiento planetario,
  • en 1687 Newton publicó la ley de la gravitación universal, que explica las causas del movimiento de los planetas.
  • se crea la mecánica celeste;
  • las masas de los planetas están determinadas;
  • a principios del siglo XIX (1 de enero de 1801), Piazzi descubre el primer planeta menor (asteroide) Ceres;
  • Pallas y Juno fueron descubiertas en 1802 y 1804.

IV Espectroscopía y fotografía. (1814-1900). Observaciones espectroscópicas. La primera determinación de la distancia a las estrellas. Descubrimiento del planeta Neptuno.

Científicos que hicieron una contribución significativa al desarrollo de la astronomía en este período: José von Fraunhofer(1787-1826, Alemania), Vasili Yakovlevich (Friedrich Wilhelm Georg) STRUVE(1793-1864, Alemania-Rusia), George Biddell ERI(AIRIE, 1801-1892, Inglaterra), Federico Guillermo BESSEL(1784-1846, Alemania), Johann Gottfried HALLE(1812-1910, Alemania), Guillermo HEGGINS (abrazos, 1824-1910, Inglaterra), Ángelo SECCHI(1818-1878, Italia), Fyodor Alexandrovich BREDIKHIN(1831-1904, Rusia), Eduardo Charles Pickering(1846-1919, Estados Unidos).

• En 1806 - 1817, I. Fraunthofer (Alemania) creó las bases del análisis espectral, midió las longitudes de onda del espectro solar y las líneas de absorción, sentando así las bases de la astrofísica.
• En 1845, I. Fizeau y J. Foucault (Francia) obtuvieron las primeras fotografías del Sol.
• En 1845 - 1850, Lord Ross (Irlanda) descubrió la estructura espiral de algunas nebulosas.
• en 1846, I. Galle (Alemania), según los cálculos de W. Le Verrier (Francia), descubrió el planeta Neptuno, que supuso un triunfo de la mecánica celeste
• La introducción de la fotografía en la astronomía hizo posible obtener fotografías de la corona solar y de la superficie de la Luna, y comenzar a estudiar los espectros de estrellas, nebulosas y planetas.
• Los avances en la óptica y la construcción de telescopios permitieron descubrir los satélites de Marte, describir la superficie de Marte observándola en oposición (D. Schiaparelli)
• El aumento de la precisión de las observaciones astrométricas hizo posible medir la paralaje anual de las estrellas (Struve, Bessel, 1838) y descubrir el movimiento de los polos terrestres.

V-ésimo Moderno período (1900-presente). Desarrollo de la aplicación de la fotografía y observaciones espectroscópicas en astronomía. Resolviendo el problema de la fuente de energía de las estrellas. Descubrimiento de galaxias. El surgimiento y desarrollo de la radioastronomía. Investigación del espacio.

• A principios del siglo XX, K. E. Tsiolkovsky publicó el primer ensayo científico sobre astronáutica: "El estudio de los espacios mundiales con dispositivos a reacción".
• En 1905 A. Einstein crea la teoría especial de la relatividad
• en 1907 - 1916, la teoría general de la relatividad, que permitió explicar las contradicciones existentes entre la teoría física existente y la práctica, dio impulso para desentrañar el misterio de la energía de las estrellas, estimuló el desarrollo de teorías cosmológicas
• En 1923, E. Hubble demostró la existencia de otros sistemas estelares: las galaxias.
• en 1929, E. Hubble descubrió la ley del "desplazamiento hacia el rojo" en los espectros de las galaxias.
• en 1918, se instaló un reflector de 2,5 metros en el Observatorio Mount Wilson, y en 1947 se puso en funcionamiento un reflector de 5 metros allí)
• La radioastronomía surgió en la década de 1930 con la aparición de los primeros radiotelescopios.
• En 1933, Karl Jansky de Bell Labs descubrió ondas de radio provenientes del centro de la galaxia.
• Grote Reber construyó el primer radiotelescopio parabólico en 1937.
• En 1948, los lanzamientos de cohetes a las capas altas de la atmósfera (EE. UU.) permitieron detectar la radiación de rayos X de la corona solar.
• Los aronomistas comenzaron a estudiar la naturaleza física de los cuerpos celestes y ampliaron significativamente los límites del espacio bajo estudio.
• La astrofísica se ha convertido en la principal rama de la astronomía, ha recibido un desarrollo especialmente grande en el siglo XX. y sigue creciendo rápidamente en la actualidad.
• En 1957, se sentaron las bases para métodos de investigación cualitativamente nuevos basados ​​en el uso de cuerpos celestes artificiales, lo que posteriormente condujo al surgimiento de nuevas ramas de la astrofísica.
• En 1957, la URSS lanzó el primer satélite terrestre artificial, lo que marcó el comienzo de la era espacial para la humanidad.
• Las naves espaciales hicieron posible sacar de la atmósfera terrestre telescopios infrarrojos, de rayos X y de rayos gamma).
• Los primeros vuelos espaciales tripulados (1961, URSS), el primer aterrizaje de personas en la luna (1969, EE. UU.) son eventos que marcan una época para toda la humanidad.
• Entrega de suelo lunar a la Tierra (Luna-16, URSS, 1970),
• Aterrizaje de vehículos de descenso en la superficie de Venus y Marte,
• Envío de estaciones interplanetarias automáticas a los planetas más distantes del sistema solar.

(Para más detalles ver Cronología de la exploración espacial y Cronología de la exploración espacial.)

1.1.2 Conexión de la astronomía con otras ciencias.

Al surgir de una única ciencia de la naturaleza, la filosofía, la astronomía, las matemáticas y la física nunca han perdido una estrecha conexión entre sí. La astronomía ha jugado un papel tan destacado en la historia de la ciencia que muchos científicos han tomado tareas de ella y han creado métodos para resolver estos problemas. La astronomía, las matemáticas y la física nunca han perdido su relación, lo que se refleja en las actividades de muchos científicos.

La conexión de la astronomía con otras ciencias- Interpenetración e influencia mutua de campos científicos:

1.1.3 Estructura y escala del universo

Ya sabes que nuestra Tierra con su satélite Luna, otros planetas y sus satélites, cometas y planetas menores giran alrededor del Sol, que todos estos cuerpos forman sistema solar. A su vez, el Sol y todas las demás estrellas visibles en el cielo son parte de un enorme sistema estelar: el nuestro. Galaxia. La estrella más cercana al sistema solar está tan lejos que la luz, que viaja a una velocidad de 300.000 km/s, viaja desde ella hasta la Tierra durante más de cuatro años. Las estrellas son el tipo más común de cuerpos celestes, con cientos de miles de millones de ellas solo en nuestra galaxia. El volumen que ocupa este sistema estelar es tan grande que la luz solo puede atravesarlo en 100.000 años.

En universo Hay muchas otras galaxias como la nuestra. Es la ubicación y el movimiento de las galaxias lo que determina la estructura y estructura del universo como un todo. Las galaxias están tan separadas que a simple vista solo se pueden ver las siguientes tres: dos en el hemisferio sur, y desde el territorio de Rusia solo una: la nebulosa de Andrómeda. Desde las galaxias más distantes, la luz llega a la Tierra en 10 mil millones de años. Una parte significativa de la materia de estrellas y galaxias se encuentra en tales condiciones que es imposible crearlas en laboratorios terrestres. Todo el espacio exterior está lleno de radiación electromagnética, campos gravitatorios y magnéticos, entre las estrellas de las galaxias y entre las galaxias existe una sustancia muy enrarecida en forma de gas, polvo, moléculas individuales, átomos e iones, núcleos atómicos y partículas elementales.

Todos los cuerpos en el Universo forman sistemas de diversa complejidad:

1. sistema solar - El Sol y los cuerpos celestes que se mueven a su alrededor (planetas, cometas, satélites de planetas, asteroides), el Sol es un cuerpo autoluminoso, otros cuerpos, como la Tierra, brillan con luz reflejada. La edad de las SS es de ~5 mil millones de años. Hay una gran cantidad de tales sistemas estelares con planetas y otros cuerpos en el Universo.
2. Estrellas visibles en el cielo , incluido vía Láctea es una pequeña fracción de las estrellas que forman galaxias (o llame a nuestra galaxia la Vía Láctea) - sistemas de estrellas, sus cúmulos y el medio interestelar. Hay muchas de esas galaxias, la luz de las más cercanas viaja hacia nosotros durante millones de años. La edad de las galaxias es de 10 a 15 mil millones de años.
3. galaxias unirse en una especie de agrupaciones (sistemas)

Todos los cuerpos están en constante movimiento, cambio, desarrollo. Los planetas, las estrellas, las galaxias tienen su propia historia, a menudo contada en miles de millones de años.

Como saben, la distancia al cuerpo celeste más cercano a la Tierra, la Luna, es de aproximadamente 400 000 km. Los objetos más distantes se encuentran a una distancia que supera en más de 10 veces la distancia a la luna.

Tratemos de imaginar los tamaños de los cuerpos celestes y las distancias entre ellos en el Universo, utilizando un modelo bien conocido: el globo escolar de la Tierra, que es 50 millones de veces más pequeño que nuestro planeta. En este caso, debemos representar a la Luna como una bola con un diámetro de 7 cm, ubicada a una distancia de aproximadamente 7,5 m del globo, el modelo del Sol tendrá un diámetro de 28 m y estará a una distancia de 3 km, y el modelo de Plutón, el planeta más distante del sistema solar, se alejará de nosotros durante 120 km. La estrella más cercana a nosotros a esta escala del modelo estará situada a una distancia de unos 800.000 km, es decir, 2 veces más lejos que la Luna. Nuestra galaxia se reducirá al tamaño del sistema solar, pero las estrellas más distantes seguirán estando fuera de ella.

El diagrama muestra el sistema y distancias:

1 unidad astronómica = 149,6 millones de km(distancia media de la Tierra al Sol).

1pc (parsec) = 206265 AU = 3, calle 26 años

1 año luz(St. año) es la distancia que recorre un haz de luz a una velocidad de casi 300.000 km/s en 1 año. ¡1 año luz equivale a 9,46 millones de millones de kilómetros!

1.1.4 Características de la astronomía y sus métodos

Durante miles de años, los astrónomos han estudiado la posición de los objetos celestes en el cielo estrellado y su movimiento mutuo a lo largo del tiempo. Por eso, durante mucho tiempo, o mejor dicho desde el siglo III a.C., dominó sistema geocéntrico del orden mundial de Claudio Ptolomeo. Recuerde que, según él, el planeta Tierra estaba en el centro de todo el universo y todos los demás cuerpos celestes, incluido el Sol, giraban a su alrededor.

Y recién a mediados del siglo XVI, o más bien en 1543, salió a la luz la gran obra de Nicolás Copérnico “Sobre la revolución de las esferas celestes”, que argumentaba que el centro de nuestro sistema no es la Tierra, sino el Sol. . así fue como sucedió doctrina heliocéntrica, que dio la clave para el conocimiento del universo.

Las observaciones astronómicas sirven como el método principal para estudiar objetos y fenómenos celestes.

Las observaciones astronómicas son un registro útil y activo de información sobre los procesos y fenómenos que ocurren en el Universo.

La astronomía estudia la estructura del Universo, el movimiento, la naturaleza física, el origen y la evolución de los cuerpos celestes y los sistemas formados por ellos. La astronomía también explora las propiedades fundamentales del universo que nos rodea. Enormes escalas espacio-temporales de los objetos y fenómenos estudiados determinan características distintivas de la astronomía.

La información sobre lo que está sucediendo fuera de la Tierra en el espacio exterior, los científicos la reciben principalmente sobre la base de la luz y otros tipos de radiación que provienen de estos objetos. Las observaciones son la principal fuente de información en astronomía. Este primera característica la astronomía la distingue de otras ciencias naturales (por ejemplo, la física o la química), donde los experimentos juegan un papel importante. Las oportunidades para experimentos fuera de la Tierra aparecieron solo gracias a la astronáutica. Pero incluso en estos casos, estamos hablando de realizar estudios experimentales a pequeña escala, como, por ejemplo, estudiar la composición química de las rocas lunares o marcianas. Es difícil imaginar experimentos en un planeta como un todo, una estrella o una galaxia.

Segunda característica debido a la duración significativa de una serie de fenómenos estudiados en astronomía (desde cientos hasta millones y miles de millones de años). Por lo tanto, es imposible observar directamente los cambios que tienen lugar. Incluso los cambios que ocurren en el Sol se registran en la Tierra solo después de 8 minutos y 19 segundos (este es el tiempo que tarda la luz en recorrer la distancia del Sol a la Tierra). En cuanto a galaxias lejanas, aquí ya estamos hablando de miles de millones de años. Es decir, al estudiar sistemas estelares distantes, estamos estudiando su pasado. Cuando los cambios son especialmente lentos, hay que observar muchos objetos relacionados, como las estrellas. De esta forma se obtiene información básica sobre la evolución de las estrellas.

Tercera característica la astronomía se debe a la necesidad de indicar la posición de los cuerpos celestes en el espacio (sus coordenadas) y la incapacidad de distinguir cuál de ellos está más cerca y cuál está más lejos de nosotros. A primera vista, todas las luminarias observadas nos parecen igualmente distantes. Nos parece, como a la gente de la antigüedad, que todas las estrellas están a la misma distancia de nosotros y están ubicadas en cierta superficie esférica del cielo, la esfera celeste, que, en su conjunto, gira alrededor de la Tierra.

Entonces, como ciencia, la astronomía se basa principalmente en observaciones. A diferencia de los físicos, los astrónomos se ven privados de la oportunidad de experimentar. Casi toda la información sobre los cuerpos celestes nos llega a través de la radiación electromagnética. Solo en los últimos cuarenta años se han estudiado directamente mundos individuales: sondear las atmósferas de los planetas, estudiar el suelo lunar y marciano, estudiar directamente la atmósfera de Titán.

En el siglo XIX, los métodos de investigación física penetraron en la astronomía y surgió una ciencia simbiótica: la astrofísica, que estudia las propiedades físicas de los cuerpos cósmicos. Astrofísica dividido en: a) astrofísica práctica, que desarrolla y aplica métodos prácticos de investigación astrofísica y herramientas e instrumentos relacionados que pueden obtener la información más completa y objetiva sobre los cuerpos cósmicos; b) astrofísica teórica, en el que, sobre la base de las leyes de la física, se dan explicaciones de los fenómenos físicos observados.

astronomía moderna – ciencia física y matemática fundamental, cuyo desarrollo está directamente relacionado con el progreso científico y tecnológico (STP). Para estudiar y explicar los procesos, se utiliza todo el arsenal moderno de diversas secciones recién surgidas de las matemáticas y la física. También hay profesión de astrónomo. Los astrónomos de nuestro país se forman en las facultades de física o física y matemáticas de Moscú, San Petersburgo, Kazán, Ekaterimburgo y algunas otras universidades. Se forman unos 100 especialistas al año. Alrededor de 2000 astrónomos trabajaron en el territorio de la antigua URSS (ahora en Rusia hay alrededor de 1000 y alrededor de 100 están trabajando activamente), y hay alrededor de 10 000 astrónomos profesionales en el mundo. Un verdadero astrónomo es una persona de amplia perspectiva. Para trabajar como astrónomo hay que saber física, química, biología, sin olvidar las matemáticas obligatorias. Los científicos rusos hicieron los descubrimientos fundamentales más importantes en astronomía. Georgy Gamow predijo la expansión del universo. Alexander Friedman creó la teoría de un universo no estacionario, aunque Einstein argumentó que era estacionario. Zel'dovich previó la acumulación, es decir, la precipitación de materia en agujeros negros. Shklovsky predijo las líneas de radio de hidrógeno neutro. La radiación sincrotrón fue descrita por Ginzburg. Pero la verificación experimental de estos trabajos teóricos la llevaron a cabo los estadounidenses, por lo que recibieron premios Nobel. Nunca hemos tenido tales equipos, tales telescopios como en los Estados Unidos.

Los principales hábitats de los astrónomos:

• Instituto Estatal. PK Sternberg (GAISH MSU)
• Instituto de Investigaciones Espaciales
• Instituto de Astronomía e Instituto de Física de la Academia Rusa de Ciencias
• Observatorio astronómico principal (Pulkovo)
• Observatorio Astrofísico Especial de la Academia Rusa de Ciencias (Cáucaso del Norte)

Las secciones principales de la astronomía:

1.1.5 Telescopios

Para que la investigación sea precisa, se necesitan herramientas y dispositivos especiales.

uno). Se establece que Tales de Mileto en el 595 a.C. usado por primera vez estilo(un antiguo instrumento astronómico, un objeto vertical (una barra de obelisco, una columna, un poste), que permite determinar la altura angular del Sol por la longitud más corta de su sombra (al mediodía). Esto hizo posible utiliza este instrumento como reloj de sol, y para determinar las etapas del solsticio, equinoccio, la duración del año, latitud del observador y mucho más.

2). Hiparco (180-125 d. C., Antigua Grecia) utilizó un astrolabio, que le permitió medir la paralaje de la Luna, en el 129 a. C., establecer la duración del año en 365,25 días, determinar la procesión y compilar en el 130 a. C. catálogo de estrellas para 1008 estrellas, etc.

En varios momentos, hubo tanto un bastón astronómico como un astrolabón (este es el primer tipo de teodolito), un cuadrante y muchos otros dispositivos e instrumentos. Las observaciones de cuerpos y objetos celestes se llevan a cabo en instituciones especiales: observatorios, que surgieron al comienzo del desarrollo de la astronomía antes de Cristo. mi.

Se crearon observatorios astronómicos para posibles investigaciones y observaciones en diferentes países. En nuestro país, hay alrededor de dos docenas de ellos: el Observatorio Astronómico Principal Pulkovo de la Academia de Ciencias de Rusia (GAO RAS), el Instituto Astronómico Estatal. P.K. Sternberg (GAISh), Observatorio de las Montañas del Cáucaso (KGO SAISH), etc.

La verdadera investigación astronómica comenzó cuando, en 1609, inventaron telescopio.

En 1608 se produjo una revolución en la astronomía, después de que el fabricante de gafas holandés John Lippershey descubriera que dos lentes colocadas en línea recta podían aumentar los objetos. Así se inventó el catalejo.

Esta idea fue inmediatamente aprovechada por Galileo. En 1609, construyó su primer telescopio 3x y lo apuntó hacia el cielo. Entonces el telescopio se convirtió en un telescopio.

El telescopio se ha convertido en el principal instrumento utilizado en astronomía para observar los cuerpos celestes, recibir y analizar la radiación procedente de ellos. . Esta palabra proviene de dos palabras griegas: tele - lejos y skopeo - miro.

Telescopio - un instrumento óptico que aumenta el ángulo de visión en el que los cuerpos celestes son visibles ( resolución), y recoge muchas veces más luz que el ojo del observador ( poder de penetración).

El telescopio se usa, en primer lugar, para recolectar la mayor cantidad de luz posible proveniente del objeto en estudio y, en segundo lugar, para brindar la oportunidad de estudiar sus pequeños detalles que son inaccesibles a simple vista. Cuanto más débiles sean los objetos que el telescopio permite ver, más poder de penetración. La capacidad de distinguir detalles finos caracteriza resolución telescopio. Ambas características de un telescopio dependen del diámetro de su objetivo.

La cantidad de luz captada por la lente aumenta en proporción a su área (cuadrado de diámetro). El diámetro de la pupila del ojo humano, incluso en completa oscuridad, no supera los 8 mm. La lente de un telescopio puede exceder el diámetro de la pupila del ojo por decenas y centenas de veces. Esto permite que el telescopio detecte estrellas y otros objetos que son 100 millones de veces más débiles que los objetos visibles a simple vista.

Cómo funciona el telescopio:

Los rayos de luz paralelos (por ejemplo, de una estrella) caen sobre la lente. La lente construye una imagen en el plano focal. Los rayos de luz paralelos al eje óptico principal se recogen en el foco F, que se encuentra en este eje. Otros haces de luz se recogen cerca del foco, arriba o abajo. Esta imagen es vista por un observador usando un ocular.

Como sabes, si el objeto está más lejos que el doble de la distancia focal, da una imagen reducida, invertida y real del mismo. Esta imagen se encuentra entre los puntos de enfoque y de enfoque dual de la lente. Las distancias a la Luna, a los planetas y aún más a las estrellas son tan grandes que los rayos que emanan de ellos pueden considerarse paralelos. Por lo tanto, la imagen del objeto se ubicará en el plano focal.

Los diámetros de los haces de entrada y salida son muy diferentes (la entrada tiene el diámetro del objetivo y la salida tiene el diámetro de la imagen del objetivo construida por el ocular). En un telescopio correctamente ajustado, toda la luz captada por la lente entra en la pupila del observador. En este caso, la ganancia es proporcional al cuadrado de la relación de los diámetros de la lente y la pupila. Para telescopios grandes, este valor es decenas de miles de veces. Así es como se resuelve una de las tareas principales del telescopio: recolectar más luz de los objetos observados. Si estamos hablando de un telescopio fotográfico, un astrógrafo, entonces aumenta la iluminación de la placa fotográfica.

Principales características de los telescopios.

1) Apertura del telescopio(D)- es el diámetro del espejo principal del telescopio o su lente convergente.

Cuanto más abertura, más luz recogerá la lente y verá los objetos más débiles.

2) F distancia focal del telescopio - Esta es la distancia a la que un espejo o lente objetivo construye una imagen de un objeto infinitamente distante.

Por lo general, esto se refiere a la distancia focal de la lente (F), ya que los oculares son intercambiables y cada uno de ellos tiene su propia distancia focal.

Desde longitud focal depende no sólo de la ampliación, sino también de la calidad de la imagen. Cuanto más longitud focal, mejor será la calidad de la imagen. La longitud de un telescopio, especialmente los reflectores y refractores de Newton, también depende de la distancia focal del telescopio.

3) Aumento (o magnificación) del telescopio(W) muestra cuántas veces el telescopio puede ampliar un objeto oel ángulo en el que un observador ve un objeto. Es igual a la relación de las distancias focales del objetivo F y el ocular f.

El telescopio aumenta las dimensiones angulares visibles del Sol, la Luna, los planetas y los detalles sobre ellos, pero las estrellas, debido a su colosal distancia, siguen siendo visibles a través del telescopio como puntos luminosos.

F, la mayoría de las veces no puede cambiar, pero si tiene oculares con diferente f, puede cambiar aumento o magnificación del telescopio D. Al tener oculares intercambiables, es posible obtener diferentes aumentos con la misma lente. Asi que las capacidades de un telescopio en astronomía generalmente se caracterizan no por el aumento, sino por el diámetro de su lente. En astronomía, por regla general, se utilizan aumentos de menos de 500 veces. El uso de grandes aumentos se ve obstaculizado por la atmósfera de la Tierra. El movimiento del aire, imperceptible a simple vista (o con bajos aumentos), hace que los pequeños detalles de la imagen se vuelvan borrosos, borrosos. Los observatorios astronómicos, que utilizan grandes telescopios con un diámetro de espejo de 2 a 3 m, intentan ubicarlos en áreas con un buen astroclima: una gran cantidad de días y noches despejados, con una alta transparencia atmosférica.

4) Resolución – ángulo mínimo entre dos estrellas vistas por separado. En pocas palabras, la resolución puede entenderse como la "claridad" de una imagen.

Resolución se puede calcular usando la fórmula:

donde δ es la resolución angular en segundos, D

La distancia entre objetos en el cielo en astronomía se mide ángulo, que está formado por rayos dibujados desde el punto en el que se encuentra el observador a los objetos. Esta distancia se llama esquina, y expresado en grados y fracciones de grado:

grados - 5 o, minutos - 13 "segundos - 21"

El ojo humano, sin instrumentos especiales, distingue 2 estrellas por separado si su distancia angular es de al menos 1-2 ". El telescopio le permite reducir este límite varias veces. En los telescopios más grandes, puede ver estrellas separadas, cuyas distancias angulares pueden ser partes de centésimas y milésimas.

El ángulo en el que vemos el diámetro del Sol y la Luna ~ 0,5 o = 30".

La limitación del aumento máximo viene impuesta por el fenómeno de la difracción: la curvatura de las ondas de luz alrededor de los bordes de la lente. Por difracción, en lugar de la imagen de un punto, se obtienen anillos. El tamaño angular de la mancha central ( resolución angular teórica):

donde δ es la resolución angular en segundos, λ - longitud de onda de radiación , D es el diámetro de la lente en milímetros.

Cuanto menor sea el tamaño de la imagen de un punto luminoso (estrella) que da la lente de un telescopio, mejor será su resolución. Si la distancia entre las imágenes de dos estrellas es menor que el tamaño de la imagen en sí, entonces se fusionan en una sola. El tamaño mínimo de la imagen de una estrella (en segundos de arco) se puede calcular usando la fórmula:

Donde λ es la longitud de onda de la luz, a D es el diámetro de la lente. Un telescopio escolar con un objetivo de 60 mm tendría una resolución teórica de unos 2 Ѕ . Recuerde que esto supera la resolución del ojo desnudo (2") en 60 veces. La resolución real del telescopio será menor, ya que la calidad de la imagen se ve significativamente afectada por el estado de la atmósfera y el movimiento del aire.

Para longitudes de onda visibles a λ = 550 nm en un telescopio con un diámetro D= 1 m, la resolución angular teórica será δ = 0,1". En la práctica, la resolución angular de los grandes telescopios está limitada por el temblor atmosférico. En las observaciones fotográficas, la resolución siempre está limitada por la atmósfera terrestre y los errores de guiado y no puede ser mejor de 0,3". Al observar con el ojo, debido a que se puede intentar captar el momento en que la atmósfera está relativamente tranquila (unos pocos segundos son suficientes), la resolución de los telescopios con un diámetro D, grande 2 m, puede estar cerca de lo teórico. Un telescopio se considera bueno si recoge más del 50% de la radiación en un círculo de 0,5".

Formas de aumentar la resolución del telescopio:

1) aumentar el diámetro del telescopio

2) disminución de la longitud de onda de la radiación estudiada

5) Telescopio de potencia penetranteun caracterizado por la magnitud límite m de la estrella más débil que se puede ver con este instrumento en las mejores condiciones de observación. Para tales condiciones, la fuerza de penetración se puede determinar mediante la fórmula:

metro= 2,1 + 5 lg D

donde D es el diámetro de la lente en milímetros, m es la magnitud límite.

6) Agujero relativo – relación de diámetroDa la distancia focal F:

Los telescopios para observaciones visuales suelen tener relaciones de apertura de 1/10 o menos. Para los telescopios modernos, es 1/4 o más.

7) A menudo, en lugar de un agujero relativo, se usa el concepto luminosidad igual a ( D/F) 2 . Abertura caracteriza la iluminación creada por la lente en el plano focal.

8) Distancia focal relativa del telescopio(denotado por la letra A invertida) es el recíproco del agujero relativo:

En fotografía, esta cantidad a menudo se llama diafragma .

La apertura relativa y la distancia focal relativa son características importantes del objetivo de un telescopio. Estos son opuestos entre sí. Cuanto mayor sea la apertura relativa, menor será la distancia focal relativa y mayor será la iluminación en el plano focal de la lente del telescopio, lo que es beneficioso para la fotografía (permite reducir la velocidad de obturación manteniendo la exposición). Pero al mismo tiempo, se obtiene una escala de imagen más pequeña en el marco del fotodetector.

Construyamos la imagen de la Luna, que da la lente. con distancia focal F(Figura 1.6). Se puede ver en la figura que la lente no cambia las dimensiones angulares del objeto observado: el ángulo α. Usemos ahora una lente más, el ocular 2, colocándolo desde la imagen de la Luna (punto F1) a una distancia igual a la distancia focal de esta lente - F, exactamente F2. La distancia focal del ocular debe ser menor que la distancia focal del objetivo. Habiendo construido la imagen que da el ocular, nos aseguraremos de que aumente las dimensiones angulares de la Luna: el ángulo β es notablemente mayor que el ángulo α.

Tipos de telescopios:

1. Telescopios ópticos
   1. Refractor.
   2. Reflector.
   3. Lente de espejo.

Si se usa una lente como objetivo de un telescopio, entonces se llama refractor(de la palabra latina refracto - yo refracto), y si es un espejo cóncavo, entonces reflector(reflejo - yo reflejo). Los telescopios de lentes de espejo utilizan una combinación de un espejo y lentes.

Telescopio - refractor utiliza la refracción de la luz. Los rayos que provienen de los cuerpos celestes son captados por una lente o sistema de lentes.

La parte principal del protozoario. refractor – lente - una lente biconvexa montada delante del telescopio. La lente recoge la radiación. Cuanto más grande es la lente D, cuanta más radiación recoge el telescopio, las fuentes más débiles pueden ser detectadas por él. Para evitar la aberración cromática, las lentes están hechas de material compuesto. Sin embargo, en los casos en que se requiera minimizar la dispersión en el sistema, también se debe usar una sola lente. La distancia de la lente al foco principal se llama distancia focal principal F.

Telescopio - reflector utiliza la reflexión de la luz. Utilizan un espejo cóncavo capaz de enfocar los rayos reflejados.

elemento principal reflector es un espejo: una superficie reflectante de forma esférica, parabólica o hiperbólica. Por lo general, está hecho de una pieza redonda de vidrio o cuarzo y luego se cubre con una capa reflectante (una capa delgada de plata o aluminio). La precisión de fabricación de la superficie del espejo, es decir. las desviaciones máximas permitidas de una forma determinada dependen de la longitud de onda de la luz a la que operará el espejo. La precisión debe ser mejor que λ/8. Por ejemplo, un espejo que funcione con luz visible (longitud de onda λ = 0,5 micras) debe fabricarse con una precisión de 0,06 micras (0,00006 mm).

El sistema óptico que mira hacia el ojo del observador se llama ocular . En el caso más sencillo, el ocular puede constar de una única lente positiva (en este caso obtendremos una imagen muy distorsionada por la aberración cromática).

Además de refractores y reflectores, actualmente se utilizan varios tipos. telescopios de lentes de espejo.

Los telescopios escolares son en su mayoría refractores, generalmente con una lente convergente biconvexa como objetivo.

En los observatorios actuales podemos ver grandes telescopios ópticos. El telescopio reflector más grande de Rusia, que tiene un espejo con un diámetro de 6 m, fue diseñado y construido por la Asociación de Óptica y Mecánica de Leningrado. Se llama "Telescopio de gran azimut" (abreviado como BTA).

Su enorme espejo cóncavo, que tiene una masa de unas 40 toneladas, está molido en fracciones de micrómetro. La distancia focal del espejo es de 24 m. La masa de toda la instalación del telescopio es de más de 850 toneladas, y la altura es de 42 m. El telescopio está controlado por una computadora, lo que le permite apuntar con precisión el telescopio al objeto bajo estudie y manténgalo en el campo de visión durante mucho tiempo, girando suavemente el telescopio siguiendo la rotación de la Tierra. El telescopio es parte del Observatorio Astrofísico Especial de la Academia Rusa de Ciencias y está instalado en el Cáucaso del Norte (cerca del pueblo de Zelenchukskaya en la República de Karachay-Cherkess) a una altitud de 2100 m sobre el nivel del mar.

En la actualidad, se ha vuelto posible usar en telescopios terrestres no espejos monolíticos, sino espejos que consisten en fragmentos separados. Ya se han construido y están en funcionamiento dos telescopios, cada uno de los cuales tiene una lente diámetro 10m, que consta de 36 espejos hexagonales separados. Al controlar estos espejos con una computadora, siempre puede organizarlos para que todos recojan la luz del objeto observado en un solo foco. Está previsto crear un telescopio con un espejo compuesto con un diámetro de 32 m, que funcione según el mismo principio.

Los telescopios son muy diferentes: ópticos (propósito astrofísico general, coronógrafos, telescopios para observar satélites), radiotelescopios, infrarrojos, neutrinos, rayos X. Por toda su diversidad, todos los telescopios que reciben radiación electromagnética deciden dos tareas principales:

• crear la imagen más nítida posible y, en caso de observaciones visuales, aumentar las distancias angulares entre objetos (estrellas, galaxias, etc.);
• recoger tanta energía de radiación como sea posible, aumentar la iluminación de la imagen de los objetos.

Los telescopios modernos se utilizan a menudo para fotografiar la imagen que da una lente. Así se obtuvieron esas fotografías del Sol, galaxias y otros objetos que verás en las páginas del libro de texto, en libros y revistas populares, y en sitios de Internet. Los telescopios adaptados para fotografiar objetos celestes se llaman astrógrafos. Las observaciones fotográficas tienen una serie de ventajas sobre las visuales. Los principales beneficios incluyen:

1. documentación: la capacidad de registrar los fenómenos y procesos que ocurren, y durante mucho tiempo guardar la información recibida;
2. inmediatez: la capacidad de registrar fenómenos a corto plazo que ocurren en el momento;
3. panorama: la capacidad de capturar varios objetos en una placa fotográfica al mismo tiempo y su posición relativa;
4. integralidad: la capacidad de acumular luz de fuentes débiles; el detalle de la imagen resultante.

Con la ayuda de los telescopios, no solo se realizan observaciones visuales y fotográficas, sino principalmente observaciones fotoeléctricas y espectrales de alta frecuencia. La información sobre la temperatura, la composición química, los campos magnéticos de los cuerpos celestes, así como su movimiento, se obtiene a partir de observaciones espectrales. Además de la luz, los cuerpos celestes emiten ondas electromagnéticas que son más largas que la luz (infrarrojas, ondas de radio) o más cortas que la luz (UV, rayos X y rayos gamma).

El estudio del Universo comenzó y continúa durante varios milenios, pero hasta mediados del siglo pasado, la investigación se centró exclusivamente en rango óptico ondas electromagnéticas. Por lo tanto, la región de radiación disponible fue el rango de 400 a 700 nm. Las primeras observaciones científicas astronómicas fueron astrométricas, solo se estudiaba la ubicación de los planetas, estrellas y su movimiento aparente en la esfera celeste.

Pero los cuerpos celestes emiten diferentes radiaciones: luz visible, infrarrojos, ultravioleta, ondas de radio, rayos X, radiación gamma. En el siglo XX, la astronomía se convirtió en todo onda. La astronomía se llama todo-onda., ya que las observaciones de los objetos se realizan no solo en el rango óptico. Actualmente, la radiación de los objetos espaciales se registra en todo el rango del espectro electromagnético, desde la emisión de radio de onda larga (frecuencia 10 7 , longitud de onda l = 30 m) hasta la radiación gamma (frecuencia 10 27 Hz, longitud de onda l = 3∙10 –19 ×m = 3∙10 –10 nm). Para este propósito, se utilizan varios dispositivos, cada uno de los cuales es capaz de recibir radiación en un cierto rango de ondas electromagnéticas: radiación infrarroja, ultravioleta, rayos X, gamma y radio.

Para recibir y analizar la radiación óptica y de otro tipo en la astronomía moderna, se utiliza todo el arsenal de logros en física y tecnología: fotomultiplicadores, convertidores electro-ópticos, etc. En la actualidad, los receptores de luz más sensibles son dispositivos de carga acoplada (CCD). ), que permiten registrar cuantos de luz individuales. Son un sistema complejo de semiconductores (matrices de semiconductores) que utilizan un efecto fotoeléctrico interno. En este y otros casos, los datos obtenidos pueden reproducirse en una pantalla de computadora o presentarse para su procesamiento y análisis en forma digital.

Las observaciones en otros rangos espectrales permitieron realizar importantes descubrimientos. primero inventado radiotelescopios. La emisión de radio del espacio llega a la superficie de la Tierra sin una absorción significativa. Para recibirlo se construyeron los mayores instrumentos astronómicos, los radiotelescopios.

Sus espejos de antena metálicos, que alcanzan un diámetro de varias decenas de metros, reflejan las ondas de radio y las recogen como un telescopio óptico reflector. Para registrar la emisión de radio, se utilizan receptores de radio sensibles especiales. Ninguna Radio telescopio es similar a la óptica en principio de funcionamiento: recoge la radiación y la enfoca en un detector sintonizado a una longitud de onda seleccionada, y luego convierte esta señal, mostrando una imagen de color convencional del cielo o del objeto.

Entonces, las ondas de radio trajeron información sobre la presencia de moléculas grandes en nubes moleculares frías, sobre galaxias activas, sobre la estructura de los núcleos de las galaxias, incluida nuestra Galaxia, mientras que la radiación óptica del centro de la Galaxia está completamente retrasada por el polvo cósmico.

Para mejorar significativamente la resolución angular, la radioastronomía utiliza interferómetros de radio. El interferómetro de radio más simple consta de dos radiotelescopios separados por una distancia llamada base del interferómetro. Los radiotelescopios ubicados en diferentes países e incluso en diferentes continentes también se pueden conectar en un solo sistema de observación. Tales sistemas se denominan interferómetros de radio de línea de base ultra larga(RSDB). Dichos sistemas proporcionan la resolución angular más alta posible, varios miles de veces mejor que cualquier telescopio óptico.

Nuestra Tierra está protegida de manera confiable por la atmósfera contra la penetración de la radiación electromagnética fuerte, desde la radiación infrarroja. Dado que la atmósfera impide la penetración de los rayos a la tierra 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.

Los instrumentos para estudiar otros tipos de radiación también suelen denominarse telescopios, aunque en su diseño a veces difieren significativamente de los telescopios ópticos. Como regla general, se instalan en satélites artificiales, estaciones orbitales y otras naves espaciales, ya que estas radiaciones prácticamente no penetran a través de la atmósfera terrestre. Ella los dispersa y los absorbe.

Incluso los telescopios ópticos en órbita tienen ciertas ventajas sobre los que están en tierra. La mayoría grande de ellos telescopio espacial Hubble creado en los EE.UU. con diámetro de espejo 2,4 m Hay objetos disponibles que son de 10 a 15 veces más débiles que el mismo telescopio en la Tierra. Su resolución es de 0.1S, que es inalcanzable incluso para telescopios terrestres más grandes. Las imágenes de nebulosas y otros objetos distantes muestran detalles finos que son indistinguibles cuando se observan desde la Tierra.

1.1.6 Consideremos los telescopios por sus tipos con más detalle.

1) refractor(refracto - yo refracto) - se utiliza la refracción de la luz en la lente (refractiva).

El primer telescopio fue un telescopio refractor con una sola lente como objetivo. "Telescopio terrestre" fabricado en Holanda [H. Lippershey]. Según una descripción aproximada, Galileo Galilei lo hizo en 1609 y lo envió por primera vez al cielo en noviembre de 1609, y en enero de 1610 descubrió 4 satélites de Júpiter.

Hoy en día, los refractores de una sola lente se utilizan, quizás, solo en coronógrafos y algunos instrumentos espectrales. Todos los refractores modernos están equipados con objetivos acromáticos. El refractor más grande del mundo es el telescopio del Observatorio Yerk (EEUU) con una lente de 1m. Fabricado por Alvan Clark (óptico estadounidense). Su lente es de 102 cm (40 pulgadas) y se instaló en 1897 en el Observatorio Yerk (cerca de Chicago). Fue construido a finales del siglo pasado y, desde entonces, los profesionales no han construido refractores gigantes. Clark fabricó otro refractor de 30 pulgadas, que se instaló en 1885 en el Observatorio Pulkovo y se destruyó durante la Segunda Guerra Mundial.

Telescopio refractor de 40 pulgadas en el Observatorio Yerkes. Instantánea 2006 (Wikipedia)

b) Reflector(reflejar - reflejar) - se utiliza un espejo cóncavo para enfocar los rayos.

Reflector de Newton.

En 1667, I. Newton (1643-1727, Inglaterra) inventó el primer telescopio de espejo con un diámetro de espejo de 2,5 cm con un aumento de 41x. Aquí, un espejo diagonal plano ubicado cerca del foco desvía el haz de luz fuera del tubo, donde la imagen se ve a través del ocular o se fotografía. El espejo principal es parabólico, pero si la relación de apertura no es demasiado grande, puede ser esférico. En aquellos días, los espejos se fabricaban con aleaciones de metal y se oscurecían rápidamente.

El telescopio más grande del mundo. W. Keka instaló en 1996 un espejo de 10 m de diámetro (el primero de dos, pero el espejo no es monolítico, sino que consta de 36 espejos hexagonales) en el Observatorio de Maun Kea (California, EE. UU.).

Observatorio Keck

Espejo primario segmentado del telescopio Keck II

En 1995, se puso en funcionamiento el primero de cuatro telescopios (diámetro de espejo de 8 m) (observatorio ESO, Chile).

Antes de esto, el más grande estaba en la URSS, el diámetro del espejo era de 6 m, instalado en el Territorio de Stavropol (Monte Pastukhov, h = 2070 m) en el Observatorio Astrofísico Especial de la Academia de Ciencias de la URSS (espejo monolítico 42t, telescopio 600t, usted puede ver estrellas 24 m). El Observatorio Astrofísico Especial de la Academia de Ciencias de la URSS fue fundado en 1966, 6 años después de la decisión del Gobierno de establecer el observatorio más grande del país para la investigación espacial fundamental. El observatorio se creó como un centro de uso colectivo para asegurar el funcionamiento del telescopio óptico BTA (Large Azimuthal Telescope) con un diámetro de espejo de 6 metros y el radiotelescopio RATAN-600 con un diámetro de antena anular de 600 metros, entonces el instrumentos astronómicos más grandes. Se pusieron en funcionamiento entre 1975 y 1977 y están diseñados para estudiar objetos del espacio cercano y lejano utilizando métodos astronómicos terrestres.

torre BTA

c) Espejo-lente.(Cámara de Schmidt) - una combinación de ambos tipos.

Telescopio Schmidt-Cassegrain. Gran apertura, libre de coma (aberración de coma) y con un gran campo de visión.

El primero fue construido en 1930. BV Schmidt (1879-1935, Estonia) con un diámetro de lente de 44 cm El óptico estonio, empleado del Observatorio de Hamburgo Barnhard Schmidt instaló un diafragma en el centro de la curvatura de un espejo esférico, eliminando inmediatamente tanto el coma (aberración comática) como el astigmatismo. Para eliminar la aberración esférica, colocó una lente de forma especial en el diafragma. El resultado es una cámara fotográfica con la única aberración: la curvatura del campo y cualidades asombrosas: ¡cuanto mayor sea la apertura de la cámara, mejores serán las imágenes que proporcione y mayor será el campo de visión!

en 1946 James Baker instaló un espejo secundario convexo en la cámara de Schmidt y obtuvo un campo plano. Algo más tarde, este sistema fue modificado y se convirtió en uno de los sistemas más avanzados: Schmidt-Cassegrain, que sobre un campo de 2 grados de diámetro da una calidad de imagen difractiva.

Telescopio Schmidt-Cassegrain

en 1941 D.D. Maksutov(URSS) hizo un telescopio de menisco, que es ventajoso con un tubo corto. Utilizado por astrónomos aficionados.

Telescopio Maksutov-Cassegrain.

en 1941 D. D. Maksutov descubrió que la aberración esférica de un espejo esférico puede compensarse con un menisco de gran curvatura. Habiendo encontrado una buena distancia entre el menisco y el espejo, Maksutov logró deshacerse del coma y el astigmatismo. La curvatura del campo, como en la cámara Schmidt, se puede eliminar instalando una lente plano-convexa cerca del plano focal, la llamada lente Piazzi-Smith. Habiendo aluminizado la parte central del menisco, Maksutov obtuvo análogos de menisco de los telescopios Cassegrain y Gregory. Se han propuesto análogos de menisco de casi todos los telescopios de interés para los astrónomos.

Telescopio Maksutov - Cassegrain con un diámetro de 150 mm

En 1995, para un interferómetro óptico, se puso en funcionamiento el primer telescopio con un espejo de 8 m (de 4) con una base de 100 m (desierto de ATACAMA, Chile; ESO).

En 1996, el primer telescopio con un diámetro de 10 m (de dos con una base de 85 m) lleva el nombre. W. Keka presentado en el Observatorio Maun Kea (California, Hawái, EE. UU.)

2. - Beneficios: en cualquier clima y hora del día, puede observar objetos que son inaccesibles a los ópticos. Representan un cuenco (como un localizador).

La radioastronomía se desarrolló después de la guerra. Los radiotelescopios más grandes ahora son el fijo RATAN-600, Rusia (encargado en 1967, a 40 km del telescopio óptico, consta de 895 espejos individuales de 2,1x7,4 m de tamaño y tiene un anillo cerrado con un diámetro de 588 m), Arecibo (Puerto Rico, 305 m - cuenco de hormigón de un volcán extinto, introducido en 1963). De los móviles, tienen dos radiotelescopios con un cuenco de 100 m.

De particular importancia en nuestra era espacial se le da a observatorios orbitales. El más famoso de ellos es telescopio espacial Hubble- lanzado en abril de 1990 y tiene un diámetro de 2,4 m. Después de instalar el bloque correctivo en 1993, el telescopio registra objetos hasta la magnitud 30, y su aumento angular es mejor que 0,1 "(en este ángulo, un guisante es visible desde un distancia varias decenas de kilómetros).

Diagrama esquemático del telescopio. Hubble

yo Fijación del material.

1. ¿Qué información astronómica estudiaste en cursos de otras materias? (ciencias naturales, física, historia, etc.)
2. ¿Que has aprendido?
3. ¿Qué es la astronomía? Características de la astronomía, etc.
4. ¿Cuál es la especificidad de la astronomía en comparación con otras ciencias naturales?
5. ¿Qué tipos de cuerpos celestes conoces?
6. ¿Cuáles son los objetos de conocimiento en astronomía?
7. ¿Qué métodos y herramientas de conocimiento en astronomía conoces?
8. El propósito del telescopio y sus tipos.
9. ¿Cuál es la importancia de la astronomía en la economía nacional en la actualidad?

Valores en la economía nacional:

• - Orientación por estrellas para determinar los lados del horizonte
• - Navegación (navegación, aviación, astronáutica) - el arte de navegar por las estrellas
• - Exploración del universo para entender el pasado y predecir el futuro
• - Astronáutica:
• - Exploración de la Tierra para preservar su naturaleza única
• - Obtención de materiales imposibles de obtener en condiciones terrestres
• - Pronóstico del tiempo y predicción de desastres naturales.
• - Salvamento de barcos en peligro
• - Exploración de otros planetas para predecir el desarrollo de la Tierra

1. Vea el Calendario del observador, un ejemplo de un diario astronómico (electrónico, como el Sky).
2. En Internet, vaya a, encuentre conferencias sobre astronomía, vea Astrotop astrolinks, portal: Astronomía en Wikipedia, - mediante el cual puede obtener información sobre el tema de interés o encontrarlo.

Seguía el movimiento de las estrellas en el cielo. Las observaciones astronómicas de esa época ayudaron a navegar el terreno, y también fueron necesarias para la construcción de sistemas filosóficos y religiosos. Mucho ha cambiado desde entonces. La astronomía finalmente se liberó de la astrología, acumuló amplios conocimientos y poder técnico. Sin embargo, las observaciones astronómicas realizadas en la Tierra o en el espacio siguen siendo uno de los principales métodos de obtención de datos en esta ciencia. Los métodos de recopilación de información han cambiado, pero la esencia de la metodología se ha mantenido sin cambios.

¿Qué son las observaciones astronómicas?

Hay evidencia que sugiere que las personas poseían conocimientos elementales sobre el movimiento de la Luna y el Sol incluso en la era prehistórica. Los trabajos de Hipparchus y Ptolomeo atestiguan que el conocimiento sobre las luminarias también fue demandado en la Antigüedad, y se les prestó mucha atención. Durante ese tiempo y durante un largo período después, las observaciones astronómicas fueron el estudio del cielo nocturno y la fijación de lo que se veía en un papel, o más simplemente, un boceto.

Hasta el Renacimiento, solo los instrumentos más simples eran ayudantes de los científicos en esta materia. Una cantidad significativa de datos estuvo disponible después de la invención del telescopio. A medida que mejoraba, aumentaba la precisión de la información recibida. Sin embargo, sea cual sea el nivel de progreso tecnológico, las observaciones astronómicas son la principal forma de recopilar información sobre los objetos celestes. Curiosamente, esta es también una de las áreas de la actividad científica en la que los métodos utilizados en la era anterior al progreso científico, es decir, la observación a simple vista o con la ayuda del equipo más simple, no han perdido relevancia.

Clasificación

Hoy en día, las observaciones astronómicas son una categoría bastante amplia de actividades. Se pueden clasificar según varios criterios:

• calificaciones de los participantes;
• la naturaleza de los datos registrados;
• localización.

En el primer caso, se distinguen las observaciones de profesionales y aficionados. Los datos obtenidos en este caso suelen ser el registro de luz visible u otra radiación electromagnética, incluidos los infrarrojos y ultravioleta. En este caso, la información se puede obtener en algunos casos solo de la superficie de nuestro planeta o solo del espacio fuera de la atmósfera: según la tercera característica, se distinguen las observaciones astronómicas realizadas en la Tierra o en el espacio.

astronomía aficionada

La belleza de la ciencia de las estrellas y otros cuerpos celestes es que es una de las pocas que literalmente necesita admiradores activos e incansables entre los no profesionales. Una gran cantidad de objetos dignos de atención constante, hay una pequeña cantidad de científicos ocupados con los problemas más complejos. Por lo tanto, las observaciones astronómicas del resto del espacio cercano recaen sobre los hombros de los aficionados.

La contribución de las personas que consideran la astronomía su afición a esta ciencia es bastante tangible. Hasta mediados de la última década del siglo pasado, más de la mitad de los cometas fueron descubiertos por aficionados. Sus áreas de interés también suelen incluir estrellas variables, observación de novas, seguimiento de la cobertura de cuerpos celestes por asteroides. Esta última es hoy la obra más prometedora y demandada. En cuanto a las Nuevas y Supernovas, por regla general, los astrónomos aficionados son los primeros en notarlas.

Opciones para observaciones no profesionales

La astronomía amateur se puede dividir en ramas estrechamente relacionadas:

• Astronomía visual. Esto incluye observaciones astronómicas con binoculares, un telescopio oa simple vista. El objetivo principal de tales actividades, por regla general, es disfrutar de la oportunidad de observar el movimiento de las estrellas, así como del proceso en sí. Una rama interesante de esta dirección es la astronomía de "acera": algunos aficionados sacan sus telescopios a la calle e invitan a todos a admirar las estrellas, los planetas y la Luna.
• Astrofotografía. El propósito de esta dirección es obtener imágenes fotográficas de los cuerpos celestes y sus elementos.
• Edificio del telescopio. A veces, los instrumentos ópticos necesarios, los telescopios y los accesorios para ellos están hechos por aficionados casi desde cero. En la mayoría de los casos, sin embargo, la construcción de telescopios consiste en complementar el equipo existente con nuevos componentes.
• Investigar. Algunos astrónomos aficionados buscan, además del placer estético, conseguir algo más material. Se dedican al estudio de asteroides, variables, nuevas y supernovas, cometas y lluvias de meteoros. Periódicamente, en el proceso de constantes y minuciosas observaciones, se hacen descubrimientos. Es esta actividad de los astrónomos aficionados la que hace la mayor contribución a la ciencia.

actividades de los profesionales

Los astrónomos especialistas de todo el mundo tienen equipos más sofisticados que los aficionados. Las tareas a las que se enfrentan requieren una alta precisión en la recopilación de información, un aparato matemático que funcione bien para la interpretación y la previsión. Como regla general, los objetos y fenómenos bastante complejos, a menudo distantes, se encuentran en el centro del trabajo de los profesionales. A menudo, el estudio de las extensiones del espacio permite arrojar luz sobre ciertas leyes del universo, aclarar, complementar o refutar construcciones teóricas sobre su origen, estructura y futuro.

Clasificación por tipo de información

Las observaciones en astronomía, como ya se mencionó, pueden estar asociadas con la fijación de varias radiaciones. Sobre esta base, se distinguen las siguientes direcciones:

• la astronomía óptica estudia la radiación en el rango visible;
• astronomía infrarroja;
• astronomía ultravioleta;
• astronomía radial;
• astronomía de rayos X;
• astronomía gamma.

Además, se destacan las direcciones de esta ciencia y las observaciones correspondientes que no están relacionadas con la radiación electromagnética. Esto incluye neutrinos, estudio de la radiación de neutrinos de fuentes extraterrestres, ondas gravitacionales y astronomía planetaria.

desde la superficie

Algunos de los fenómenos estudiados en astronomía están disponibles para la investigación en laboratorios terrestres. Las observaciones astronómicas en la Tierra están asociadas con el estudio de trayectorias de movimiento midiendo la distancia en el espacio a las estrellas, fijando ciertos tipos de radiación y ondas de radio, etc. Hasta el comienzo de la era de la astronáutica, los astrónomos solo podían contentarse con la información obtenida en las condiciones de nuestro planeta. Y esto fue suficiente para construir una teoría del origen y desarrollo del Universo, para descubrir muchos patrones que existen en el espacio.

Muy por encima de la tierra

Con el lanzamiento del primer satélite comenzó una nueva era en la astronomía. Los datos recopilados son invaluables. Contribuyeron a profundizar la comprensión de los científicos sobre los misterios del Universo.

Las observaciones astronómicas en el espacio permiten detectar todo tipo de radiación, desde la luz visible hasta los rayos gamma y X. La mayoría de ellos no están disponibles para la investigación desde la Tierra, porque la atmósfera del planeta los absorbe y no les permite salir a la superficie. Los púlsares de rayos X son un ejemplo de descubrimientos que solo fueron posibles después de eso.

Mineros de información

Las observaciones astronómicas en el espacio se llevan a cabo utilizando varios equipos instalados en naves espaciales y satélites en órbita. Muchos estudios de esta naturaleza se llevan a cabo sobre la inestimable contribución de los telescopios ópticos lanzados varias veces en el último siglo. Entre ellos destaca el famoso Hubble. Para el profano, es principalmente una fuente de imágenes fotográficas asombrosamente hermosas del espacio profundo. Sin embargo, esto no es todo lo que "puede hacer". Con su ayuda, se obtuvo una gran cantidad de información sobre la estructura de muchos objetos, los patrones de su "comportamiento". Hubble y otros telescopios son una fuente invaluable de datos necesarios para la astronomía teórica, trabajando en los problemas del desarrollo del universo.

Las observaciones astronómicas, tanto terrestres como espaciales, son las únicas para la ciencia de los cuerpos y fenómenos celestes. Sin ellos, los científicos solo podrían desarrollar varias teorías sin poder compararlas con la realidad.

La astronomía es una ciencia que estudia los objetos celestes y el Universo en el que vivimos.

Observación 1

Dado que la astronomía como ciencia no tiene la oportunidad de realizar un experimento, la principal fuente de información es la información que reciben los investigadores durante la observación.

En este sentido, se destaca en la astronomía un campo denominado astronomía observacional.

La esencia de la astronomía observacional es obtener la información necesaria sobre los objetos en el espacio utilizando instrumentos como telescopios y otros equipos.

Las observaciones en astronomía permiten, en particular, rastrear patrones en las propiedades de ciertos objetos bajo estudio. Los resultados obtenidos del estudio de algunos objetos pueden extenderse a otros objetos con propiedades similares.

Secciones de astronomía observacional

En astronomía observacional, la división en secciones está asociada con la división del espectro electromagnético en rangos.

Astronomía óptica: contribuye a las observaciones en la parte visible del espectro. Al mismo tiempo, en los dispositivos de observación se utilizan espejos, lentes y detectores de estado sólido.

Observación 2

En este caso, la región de radiación visible se encuentra en el medio del rango de las ondas estudiadas. La longitud de onda de la radiación visible está en el rango de 400 nm a 700 nm.

La astronomía infrarroja se basa en la búsqueda y estudio de la radiación infrarroja. En este caso, la longitud de onda supera el valor límite para las observaciones con detectores de silicio: alrededor de 1 μm. Para estudiar los objetos seleccionados en esta parte del rango, los investigadores utilizan principalmente telescopios - reflectores.

La radioastronomía se basa en observaciones de radiación con una longitud de onda de milímetros a decenas de milímetros. Por el principio de su funcionamiento, los receptores que utilizan emisión de radio son comparables a los receptores que se utilizan en la emisión de programas de radio. Sin embargo, los receptores de radio son más sensibles.

La astronomía de rayos X, la astronomía de rayos gamma y la astronomía ultravioleta se incluyen en la astronomía de alta energía.

Métodos de observación en astronomía.

La obtención de los datos deseados es posible cuando los astrónomos registran la radiación electromagnética. Además, los investigadores realizan observaciones de neutrinos, rayos cósmicos u ondas gravitacionales.

La óptica y la radioastronomía utilizan observatorios terrestres en sus actividades. La razón de esto es que en las longitudes de onda de estos rangos, la atmósfera de nuestro planeta tiene una transparencia relativa.

Los observatorios se encuentran en su mayoría en altitudes elevadas. Esto se debe a la reducción de la absorción y la distorsión que crea la atmósfera.

Observación 3

Tenga en cuenta que varias ondas infrarrojas son absorbidas significativamente por las moléculas de agua. Debido a esto, los observatorios a menudo se construyen en lugares secos a gran altura o en el espacio.

Los globos u observatorios espaciales se utilizan principalmente en los campos de la astronomía de rayos X, rayos gamma y ultravioleta y, con algunas excepciones, en la astronomía del IR lejano. Al mismo tiempo, al observar las lluvias de aire, puede detectar la radiación gamma que las creó. Tenga en cuenta que el estudio de los rayos cósmicos es actualmente un área de rápido desarrollo de la ciencia astronómica.

Los objetos ubicados cerca del Sol y de la Tierra se pueden ver y medir cuando se observan contra el fondo de otros objetos. Estas observaciones se utilizaron para construir modelos de las órbitas de los planetas, así como para determinar sus masas relativas y perturbaciones gravitatorias. El resultado fue el descubrimiento de Urano, Neptuno y Plutón.

Radioastronomía: el desarrollo de este campo de la astronomía fue el resultado del descubrimiento de la emisión de radio. Un mayor desarrollo de esta área condujo al descubrimiento de un fenómeno como la radiación cósmica de fondo.

Astronomía de neutrinos: esta área de la ciencia astronómica utiliza detectores de neutrinos en su arsenal, ubicados principalmente bajo tierra. Las herramientas de astronomía de neutrinos ayudan a obtener información sobre procesos que los investigadores no pueden observar con telescopios. Un ejemplo son los procesos que ocurren en el núcleo de nuestro Sol.

Los receptores de ondas gravitacionales tienen la capacidad de registrar rastros incluso de fenómenos como la colisión de objetos tan masivos como estrellas de neutrones y agujeros negros.

Las naves espaciales automáticas se utilizan activamente en las observaciones astronómicas de los planetas del sistema solar. La geología y la meteorología de los planetas se estudian de forma especialmente activa con su ayuda.

Condiciones para la realización de observaciones astronómicas.

Para una mejor observación de los objetos astronómicos, las siguientes condiciones son importantes:

1. La investigación se lleva a cabo principalmente en la parte visible del espectro utilizando telescopios ópticos.
2. Las observaciones se realizan principalmente de noche, ya que la calidad de los datos obtenidos por los investigadores depende de la transparencia del aire y las condiciones de visibilidad. A su vez, las condiciones de visibilidad dependen de la turbulencia y la presencia de flujos de calor en el aire.
3. La ausencia de luna llena da una ventaja en la observación de objetos astronómicos. Si la luna llena está en el cielo, esto proporciona iluminación adicional y complica la observación de objetos débiles.
4. Para un telescopio óptico, el lugar más adecuado para la observación es el espacio abierto. En el espacio exterior, es posible hacer observaciones que no dependen de los caprichos de la atmósfera, a falta de tales en el espacio. La desventaja de este método de observación es el alto costo financiero de tales estudios.

Después del espacio, el lugar más adecuado para observar el espacio exterior son las cumbres de las montañas. Los picos de las montañas tienen una gran cantidad de días sin nubes y tienen condiciones de visibilidad de calidad asociadas a una buena calidad atmosférica.

Ejemplo 1

Un ejemplo de tales observatorios son los picos de las montañas de las islas de Mauna Kea y La Palma.

El nivel de oscuridad en la noche también juega un papel importante en las observaciones astronómicas. La iluminación artificial creada por la actividad humana interfiere con la observación de alta calidad de objetos astronómicos débiles. Sin embargo, el uso de plafones alrededor de las farolas ayuda a solucionar el problema. Como resultado, aumenta la cantidad de luz que llega a la superficie terrestre y disminuye la radiación dirigida hacia el cielo.

5. La influencia de la atmósfera en la calidad de las observaciones puede ser grande. Para obtener una mejor imagen, se utilizan telescopios con corrección de desenfoque de imagen adicional. Para mejorar la calidad también se utilizan la óptica adaptativa, la interferometría moteada, la síntesis de apertura o la colocación de telescopios en el espacio.

PREFACIO
El libro está dedicado a la organización, contenido y metodología de las observaciones astronómicas de nivel avanzado, así como a los métodos matemáticos más sencillos para su procesamiento. Comienza con un capítulo sobre las pruebas del telescopio, el principal instrumento de la astronomía observacional. Este capítulo describe los principales problemas relacionados con la teoría más simple del telescopio. Los profesores encontrarán aquí una gran cantidad de valiosos consejos prácticos relacionados con la determinación de las diversas características de un telescopio, el control de la calidad de su óptica, la elección de las condiciones óptimas para la observación, así como la información necesaria sobre los accesorios más importantes del telescopio y su manejo. ellos al hacer observaciones visuales y fotográficas.
La parte más importante del libro es el segundo capítulo, que considera, sobre la base de material concreto, cuestiones de organización, contenido y métodos para realizar observaciones astronómicas. Una parte significativa de las observaciones propuestas (observaciones visuales de la Luna, el Sol, los planetas, los eclipses) no requieren altas calificaciones y, con la hábil orientación del maestro, se pueden dominar en poco tiempo. Al mismo tiempo, una serie de otras observaciones -observaciones fotográficas, observaciones visuales de estrellas variables, observaciones programadas de lluvias de meteoritos y algunas otras- ya requieren una habilidad considerable, cierto entrenamiento teórico e instrumentos y equipos adicionales.
Por supuesto, no todas las observaciones enumeradas en este capítulo pueden implementarse en cualquier escuela. La organización de observaciones de mayor dificultad probablemente esté disponible para aquellas escuelas donde hay buenas tradiciones en la organización de actividades extracurriculares en astronomía, hay experiencia en el trabajo relevante y, lo que es muy importante, una buena base material.
Finalmente, en el tercer capítulo, a partir de material específico, se presentan de forma sencilla y visual los principales métodos matemáticos para el procesamiento de observaciones: interpolación y extrapolación, representación aproximada de funciones empíricas y teoría del error. Este capítulo es parte integral del libro. Dirige tanto a los profesores como a los estudiantes y, finalmente, a los amantes de la astronomía a una actitud reflexiva y seria hacia el establecimiento y la realización de observaciones astronómicas, cuyos resultados pueden adquirir cierto significado y valor solo después de haber sido sometidos a un procesamiento matemático apropiado.
Se llama la atención de los maestros sobre la necesidad de usar microcalculadoras y, en el futuro, computadoras personales.
El material del libro se puede utilizar en la realización de clases prácticas de astronomía, previstas por el plan de estudios, así como en la realización de clases optativas y en el trabajo de un círculo astronómico.
Aprovechando esta oportunidad, los autores expresan su profundo agradecimiento al Vicepresidente del Consejo de Círculos Astronómicos del Planetario de Moscú, empleado de la SAI MSU M. Yu. Shevchenko y Profesor Asociado del Instituto Pedagógico Vladimir, Candidato de Ciencias Físicas y Matemáticas. Sciences E. P. Razbitnaya por sus valiosas sugerencias que contribuyeron a mejorar el contenido del libro.
Los autores aceptarán con gratitud todos los comentarios críticos de los lectores.

Capítulo I ENSAYO DE TELESCOPIOS

§ 1. Introducción
Los telescopios son los principales instrumentos de todo observatorio astronómico, incluido el educativo. Con la ayuda de telescopios, los estudiantes observan el Sol y los fenómenos que ocurren en él, la Luna y su topografía, los planetas y algunos de sus satélites, el diverso mundo de las estrellas, los cúmulos abiertos y globulares, las nebulosas difusas, la Vía Láctea y las galaxias. .
Basado en observaciones telescópicas directas y en fotografías tomadas con grandes telescopios, el maestro puede crear en los estudiantes ideas científico-naturales vívidas sobre la estructura del mundo que los rodea y, sobre esta base, formar convicciones materialistas firmes.
A partir de las observaciones en el observatorio astronómico de la escuela, el profesor debe conocer bien las posibilidades de la óptica telescópica, los diversos métodos prácticos para probarla y establecer sus principales características. Cuanto más completo y profundo sea el conocimiento del maestro sobre los telescopios, mejor podrá organizar las observaciones astronómicas, más fructífero será el trabajo de los estudiantes y más convincentes aparecerán ante ellos los resultados de las observaciones.
En particular, es importante que un profesor de astronomía conozca una breve teoría del telescopio, esté familiarizado con los sistemas ópticos y las configuraciones del telescopio más comunes, y también tenga un conocimiento bastante completo de los oculares y varios accesorios del telescopio. Al mismo tiempo, debe conocer las características principales, así como las ventajas y desventajas de los telescopios pequeños destinados a los observatorios astronómicos educativos de escuelas e institutos, tener buenas habilidades en el manejo de dichos telescopios y ser capaz de evaluar de manera realista sus capacidades al organizar las observaciones.
La eficacia del trabajo de un observatorio astronómico depende no solo de su equipamiento con varios equipos y, en particular, de la potencia óptica de los telescopios disponibles en él, sino también del grado de preparación de los observadores. Sólo un observador cualificado, que tenga buenas habilidades en el manejo del telescopio que tiene a su disposición y que conozca sus principales características y capacidades, es capaz de obtener la máxima información posible sobre este telescopio.
Por lo tanto, el maestro enfrenta la importante tarea de preparar activistas que sean capaces de hacer buenas observaciones que requieren resistencia, ejecución cuidadosa, gran atención y tiempo.
Sin la creación de un grupo de observadores calificados, es imposible contar con el funcionamiento continuo generalizado del observatorio escolar y con su gran retorno en la educación y formación de todos los demás estudiantes.
En este sentido, no es suficiente que el docente conozca los telescopios en sí y sus capacidades, también debe poseer un método de explicación reflexivo y expresivo que no vaya mucho más allá de los planes de estudios escolares y los libros de texto y se base en el conocimiento de los estudiantes obtenido en el estudio de la física, la astronomía y las matemáticas.
Al mismo tiempo, se debe prestar especial atención al carácter aplicado de la información reportada sobre los telescopios, de modo que las capacidades de estos últimos se pongan de manifiesto en el proceso de realización de las observaciones previstas y se manifiesten en los resultados obtenidos.
Teniendo en cuenta los requisitos anteriores, el primer capítulo del libro incluye información teórica sobre telescopios en la cantidad necesaria para hacer observaciones bien pensadas, así como descripciones de métodos prácticos racionales para probar y establecer sus diversas características, teniendo en cuenta los conocimientos y capacidades de los estudiantes.

§ 2. Determinación de las principales características de la óptica del telescopio.
Para comprender profundamente las posibilidades de la óptica del telescopio, primero se deben proporcionar algunos datos ópticos sobre el ojo humano, la principal "herramienta" de los estudiantes en la mayoría de las observaciones astronómicas educativas. Detengámonos en sus características, como la extrema sensibilidad y la agudeza visual, ilustrando su contenido en ejemplos de observaciones de objetos celestes.
Bajo la sensibilidad límite (umbral) del ojo se entiende el flujo luminoso mínimo que aún puede ser percibido por un ojo totalmente adaptado a la oscuridad.
Los objetos convenientes para determinar la sensibilidad límite del ojo son grupos de estrellas de diferentes magnitudes con magnitudes cuidadosamente medidas. Cuando la atmósfera está en buenas condiciones y el cielo está despejado, en una noche sin luna, lejos de la ciudad, se pueden observar estrellas hasta la sexta magnitud. Sin embargo, este no es el límite. En lo alto de las montañas, donde la atmósfera es especialmente limpia y transparente, se hacen visibles estrellas de hasta la octava magnitud.
Un observador experimentado debe conocer los límites de sus ojos y ser capaz de determinar el estado de transparencia de la atmósfera a partir de las observaciones de las estrellas. Para hacer esto, es necesario estudiar bien el estándar generalmente aceptado en astronomía: la serie Northern Polar (Fig. 1, a) y tomarlo como regla: antes de realizar observaciones telescópicas, primero debe determinar a simple vista las estrellas visibles en el límite de esta serie y establecer a partir de ellas el estado de la atmósfera.
Arroz. 1. Mapa de la Cordillera Polar Norte:
a - para observaciones a simple vista; b - con binoculares o un pequeño telescopio; c - telescopio mediano.
Los datos obtenidos se registran en el registro de observación. Todo esto requiere observación, memoria, desarrolla el hábito de las evaluaciones oculares y se acostumbra a la precisión: estas cualidades son muy útiles para el observador.
La agudeza visual se entiende como la capacidad del ojo para distinguir objetos muy próximos entre sí o puntos luminosos. Los médicos han establecido que la nitidez de un ojo humano normal tiene un promedio de 1 minuto de arco. Estos datos se obtuvieron examinando objetos brillantes y bien iluminados y fuentes de luz puntuales en condiciones de laboratorio.
Al observar estrellas -objetos mucho menos brillantes- la agudeza visual se reduce algo y es de unos 3 minutos de arco o más. Entonces, con una visión normal, es fácil notar que cerca de Mizar, la estrella del medio en el mango del cubo Ursa Major, hay una estrella débil, Alcor. Lejos de todo el mundo logra establecer la dualidad de e Lyra a simple vista. La distancia angular entre Mizar y Alcor es 1 Г48", y entre las componentes ei y e2 de Lyra - 3"28".
Consideremos ahora cómo el telescopio amplía las posibilidades de la visión humana y analicemos estas posibilidades.
Un telescopio es un sistema óptico afocal que convierte un haz de haces paralelos con una sección transversal D en un haz de haces paralelos con una sección transversal d. Esto se ve claramente en el ejemplo de la trayectoria del haz en un refractor (Fig. 2), donde la lente intercepta haces paralelos provenientes de una estrella distante y los enfoca hacia un punto en el plano focal. Además, los rayos divergen, entran en el ocular y salen como un haz paralelo de menor diámetro. Luego, los rayos ingresan al ojo y se enfocan en un punto en la parte inferior del globo ocular.
Si el diámetro de la pupila del ojo humano es igual al diámetro del haz paralelo que sale del ocular, todos los rayos captados por el objetivo entrarán en el ojo. Por lo tanto, en este caso, la relación de las áreas de la lente del telescopio y la pupila del ojo humano expresa la multiplicidad del aumento en el flujo de luz, cayendo
Si asumimos que el diámetro de la pupila es de 6 mm (en completa oscuridad, incluso alcanza los 7 - 8 mm), entonces un refractor escolar con un diámetro de lente de 60 mm puede enviar 100 veces más energía luminosa al ojo de lo que percibe el ojo humano. Como resultado, con un telescopio de este tipo, las estrellas pueden volverse visibles, enviándonos flujos de luz 100 veces más pequeños que los flujos de luz de las estrellas visibles en el límite a simple vista.
Según la fórmula de Pogson, un aumento de cien veces en la iluminación (flujo luminoso) corresponde a magnitudes de 5 estrellas:
La fórmula anterior permite estimar el poder de penetración, que es la característica más importante de un telescopio. El poder de penetración está determinado por la magnitud límite (m) de la estrella más débil que todavía se puede ver con un telescopio dado en las mejores condiciones atmosféricas. Dado que en la fórmula anterior no se tiene en cuenta ni la pérdida de luz durante el paso de la óptica ni el oscurecimiento del fondo del cielo en el campo de visión del telescopio, es aproximada.
Se puede calcular un valor más preciso del poder de penetración de un telescopio utilizando la siguiente fórmula empírica, que resume los resultados de las observaciones de estrellas con instrumentos de diferentes diámetros:
donde D es el diámetro de la lente, expresado en milímetros.
A modo orientativo, en la Tabla 1 se muestran los valores aproximados del poder de penetración de los telescopios, calculados mediante la fórmula empírica (1).
El poder de penetración real del telescopio se puede determinar observando las estrellas de la serie Polar del Norte (Fig. 1.6, c). Para ello, guiándose por la tabla 1 o fórmula empírica (1), fije el valor aproximado del poder de penetración del telescopio. Además, de los mapas dados (Fig. 1.6, c), se seleccionan estrellas con magnitudes algo más grandes y algo más pequeñas. Copie cuidadosamente todas las estrellas de mayor brillo y todas las seleccionadas. De esta manera, se hace un mapa estelar, se estudia cuidadosamente y se hacen observaciones. La ausencia de estrellas "extra" en el mapa contribuye a la rápida identificación de la imagen telescópica y al establecimiento de las magnitudes estelares de las estrellas visibles. Las observaciones de seguimiento se realizan en las noches siguientes. Si el clima y la transparencia de la atmósfera mejoran, será posible ver e identificar estrellas más débiles.
La magnitud de la estrella más débil encontrada de esta manera determina el poder de penetración real del telescopio utilizado. Los resultados obtenidos se registran en el registro de observación. A partir de ellos se puede juzgar el estado de la atmósfera y las condiciones para observar otras luminarias.
La segunda característica más importante de un telescopio es su resolución b, entendida como el ángulo mínimo entre dos estrellas vistas por separado. En óptica teórica, se demuestra que con una lente ideal en luz visible L = 5,5-10-7 m, todavía es posible resolver una estrella binaria si la distancia angular entre sus componentes es igual al ángulo
donde D es el diámetro de la lente en milímetros. (...)
Arroz. 3. Patrones de difracción de pares estelares cercanos con diferentes distancias angulares de las componentes.
También es instructivo realizar observaciones telescópicas de pares estelares brillantes con la lente abierta. A medida que la entrada del telescopio se diafragma gradualmente, los discos de difracción de las estrellas aumentan, se fusionan y se fusionan en un solo disco de difracción de mayor diámetro, pero con un brillo mucho menor.
Al realizar tales estudios, se debe prestar atención a la calidad de las imágenes telescópicas, que están determinadas por el estado de la atmósfera.
Las perturbaciones atmosféricas deben observarse con un telescopio bien alineado (preferiblemente un reflector), examinando imágenes de difracción de estrellas brillantes con grandes aumentos. Se sabe por óptica que con un flujo de luz monocromático, el 83,8% de la energía transmitida a través de la lente se concentra en el disco de difracción central, el 7,2% en el primer anillo, el 2,8% en el segundo, el 1,5% en el tercero y el 1,5%. % en el cuarto anillo - 0,9%, etc.
Dado que la radiación entrante de las estrellas no es monocromática, sino que consta de diferentes longitudes de onda, los anillos de difracción aparecen coloreados y borrosos. La claridad de las imágenes de los anillos se puede mejorar mediante el uso de filtros, especialmente los de banda estrecha. Sin embargo, debido a la disminución de la energía de un anillo a otro y al aumento de sus áreas, el tercer anillo ya pasa desapercibido.
Esto debe tenerse en cuenta al estimar el estado de la atmósfera a partir de los patrones de difracción visible de las estrellas observadas. Al hacer tales observaciones, puede utilizar la escala de Pickering, según la cual las mejores imágenes se califican con una puntuación de 10 y las muy malas con una puntuación de 1.
Damos una descripción de esta escala (Fig. 4).
1. Las imágenes de las estrellas están onduladas y manchadas de modo que sus diámetros son, en promedio, el doble del tamaño del tercer anillo de difracción.
2. La imagen está ondulada y ligeramente fuera del tercer anillo de difracción.
3. La imagen no supera el tercer anillo de difracción. El brillo de la imagen aumenta hacia el centro.
4. De vez en cuando, el disco de difracción central de la estrella es visible con arcos cortos que aparecen alrededor.
5. El disco de difracción es visible todo el tiempo y, a menudo, se ven arcos cortos.
6. El disco de difracción y los arcos cortos son visibles todo el tiempo.
7. Los arcos se mueven alrededor de un disco claramente visible.
8. Los anillos con espacios se mueven alrededor de un disco claramente definido,
9. El anillo de difracción más cercano al disco está inmóvil.
10. Todos los anillos de difracción son estacionarios.
Los puntos 1 - 3 caracterizan el mal estado de la atmósfera para las observaciones astronómicas, 4 - 5 - mediocre, 6 - 7 - bueno, 8 - 10 - excelente.
La tercera característica importante de un telescopio es la apertura de la lente, que es igual al cuadrado de la relación del diámetro de la lente.
a su distancia focal (...)

§ 3. Comprobación de la calidad de la óptica del telescopio.
El valor práctico de cualquier telescopio como instrumento de observación está determinado no solo por su tamaño, sino también por la calidad de su óptica, es decir, el grado de perfección de su sistema óptico y la calidad de la lente. La calidad de los oculares adjuntos al telescopio, así como la integridad de su conjunto, juegan un papel importante.
La lente es la parte más crítica del telescopio. Desafortunadamente, incluso las lentes telescópicas más avanzadas tienen una serie de inconvenientes debido tanto a razones puramente técnicas como a la naturaleza de la luz. Los más importantes son la aberración cromática y esférica, el coma y el astigmatismo. Además, las lentes rápidas sufren en diversos grados de curvatura y distorsión del campo.
El profesor necesita conocer las principales deficiencias ópticas de los tipos de telescopios más utilizados, demostrar de manera expresiva y clara estas deficiencias y poder reducirlas en cierta medida.
Describamos sucesivamente las deficiencias ópticas más importantes de los telescopios, consideremos en qué tipos de telescopios pequeños y en qué medida se manifiestan, e indiquemos las formas más simples de resaltarlas, mostrarlas y reducirlas.
El principal obstáculo que impidió la mejora del telescopio refractor durante mucho tiempo fue la aberración cromática (color), es decir, la incapacidad de una lente colectora para captar todos los rayos de luz con diferentes longitudes de onda en un punto. La aberración cromática es causada por la refracción desigual de los rayos de luz de diferentes longitudes de onda (los rayos rojos se refractan más débilmente que los amarillos y los rayos amarillos son más débiles que los azules).
La aberración cromática es especialmente pronunciada en telescopios con lentes rápidas de una sola lente. Si dicho telescopio apunta a una estrella brillante, entonces en cierta posición del ocular
puede ver una mancha de color púrpura brillante rodeada por un halo de color con un anillo exterior rojo borroso. A medida que se extiende el ocular, el color del punto central cambiará gradualmente a azul, luego a verde, amarillo, naranja y finalmente a rojo. En este último caso, se verá un halo de color con un borde de anillo púrpura alrededor de la mancha roja.
Si observa el planeta a través de un telescopio de este tipo, la imagen será muy borrosa, con manchas iridiscentes.
Las lentes de dos lentes que en gran parte están libres de aberración cromática se denominan acromáticas. La apertura relativa de un refractor con una lente acromática suele ser de 715 o más (para los telescopios refractores escolares, deja 7o, lo que degrada un poco la calidad de la imagen).
Sin embargo, una lente acromática no está completamente libre de aberración cromática y converge bien solo los rayos de ciertas longitudes de onda. En este sentido, los objetivos se acromatizan de acuerdo con su finalidad; visual - en relación a los rayos que actúan con mayor fuerza sobre el ojo, fotográfico - para los rayos que actúan con mayor fuerza sobre la emulsión fotográfica. En particular, las lentes de los refractores escolares tienen un propósito visual.
La presencia de aberración cromática residual en los refractores escolares se puede juzgar sobre la base de observaciones con aumentos muy altos de imágenes de difracción de estrellas brillantes, cambiando rápidamente los siguientes filtros: amarillo-verde, rojo, azul. Es posible garantizar un cambio rápido de los filtros de luz utilizando marcos de disco o deslizantes, descritos en
§ 20 del libro “Observatorio Astronómico Escolar”1. Los cambios en los patrones de difracción observados en este caso indican que no todos los rayos están igualmente enfocados.
La eliminación de la aberración cromática se resuelve con mayor éxito en objetivos apocromáticos de tres lentes. Sin embargo, aún no ha sido posible destruirlo por completo en ningún objetivo de lente.
Una lente réflex no refracta los rayos de luz. Por lo tanto, estas lentes están completamente libres de aberración cromática. De esta forma, las lentes réflex se comparan favorablemente con las lentes.
Otra gran desventaja de las lentes telescópicas es la aberración esférica. Se manifiesta en el hecho de que los rayos monocromáticos que viajan paralelos al eje óptico se enfocan a diferentes distancias de la lente, según la zona que hayan atravesado. Entonces, en una sola lente, los rayos que han pasado cerca de su centro se enfocan más lejos y los más cercanos, los que han pasado por la zona del borde.
Esto se puede ver fácilmente si un telescopio con un objetivo de lente única se dirige a una estrella brillante y se observa con dos diafragmas: uno de ellos debe resaltar el flujo que pasa por la zona central, y el segundo, hecho en forma de anillo. , debe transmitir los rayos de la zona de borde. Las observaciones deben llevarse a cabo con filtros de luz, si es posible, con anchos de banda estrechos. Cuando se usa la primera apertura, se obtiene una imagen nítida de la estrella en una extensión del ocular ligeramente mayor que cuando se usa la segunda apertura, lo que confirma la presencia de aberración esférica.
En lentes complejas, la aberración esférica, junto con la aberración cromática, se reduce al límite requerido seleccionando lentes de cierto grosor, curvatura y tipos de vidrio utilizados.
[ Los restos de la aberración esférica no corregida en objetivos telescópicos de lentes complejas se pueden detectar usando las aperturas descritas anteriormente, observando patrones de difracción de estrellas brillantes a grandes aumentos. Cuando se estudian lentes visuales, se deben usar filtros amarillo-verde y cuando se estudian lentes fotográficos , azul.
! No hay aberración esférica en las lentes parabólicas de espejo (más precisamente, paraboloidales), ya que las lentes reducen a un punto todo el haz de rayos que viaja paralelo al eje óptico. Los espejos esféricos tienen aberración esférica, y es mayor, más grande y más brillante es el espejo.
Para espejos pequeños con poca luminosidad (con una apertura relativa de menos de 1: 8), la superficie esférica difiere poco de la paraboloidal; como resultado, la aberración esférica es pequeña.
La presencia de aberración esférica residual puede detectarse mediante el método descrito anteriormente, utilizando diferentes diafragmas. Aunque las lentes de espejo están libres de aberración cromática, se deben usar filtros para diagnosticar mejor la aberración esférica, porque el color de los patrones de difracción observados en diferentes aperturas no es el mismo, lo que puede dar lugar a malentendidos.
Consideremos ahora las aberraciones que surgen cuando los rayos pasan oblicuamente al eje óptico del objetivo. Estos incluyen: coma, astigmatismo, curvatura de campo, distorsión.
Con observaciones visuales, uno debe seguir las dos primeras aberraciones - coma y astigmatismo, y estudiarlas prácticamente observando las estrellas.
La coma se manifiesta en el hecho de que la imagen de la estrella alejada del eje óptico del objetivo toma la forma de una mancha asimétrica borrosa con un núcleo desplazado y una cola característica (Fig. 6). El astigmatismo, por otro lado, consiste en el hecho de que la lente recoge un haz de luz inclinado de la estrella no en un foco común, sino en dos segmentos AB y CD perpendiculares entre sí, ubicados en diferentes planos y a diferentes distancias de la lente. (Figura 7).
Arroz. 6. Formación de coma en rayos oblicuos. El círculo delimita el campo cerca del eje óptico, donde la coma es insignificante.
Con una buena alineación en el tubo del telescopio de un objetivo de baja apertura y con un pequeño campo de visión del ocular, es difícil notar las dos aberraciones mencionadas anteriormente. Se pueden ver claramente si, con fines de entrenamiento, el telescopio está algo desalineado girando la lente en un cierto ángulo. Tal operación es útil para todos los observadores, y especialmente para aquellos que construyen sus telescopios, porque tarde o temprano se enfrentarán a problemas de alineación, y será mucho mejor si actúan conscientemente.
Para desalinear el reflector, simplemente afloje y apriete los dos tornillos opuestos que sujetan el espejo.
En un refractor, esto es más difícil de hacer. Para no estropear el hilo, debe pegar un anillo de transición cortado en ángulo de cartón e insertarlo con un lado en el tubo del telescopio y colocar la lente en el otro.
Si miras las estrellas a través de un telescopio desalineado, todas aparecerán con cola. La razón de esto es el coma (Fig. 6). Sin embargo, si se coloca un diafragma con un pequeño orificio central en la entrada del telescopio y se mueve el ocular hacia adelante y hacia atrás, entonces se puede ver cómo las estrellas se estiran en segmentos brillantes AB, luego se convierten en elipses de diferente compresión, círculos, y nuevamente en segmentos CD y elipses (Fig. 7).
El coma y el astigmatismo se eliminan girando la lente. Como es fácil de entender, el eje de rotación durante el ajuste será perpendicular a la dirección. Si la cola se alarga cuando se gira el tornillo de ajuste del espejo, entonces el tornillo debe girarse en la dirección opuesta. El ajuste fino final durante el ajuste debe realizarse con un ocular de foco corto con grandes aumentos para que los anillos de difracción sean claramente visibles.
Si la lente del telescopio es de alta calidad y la óptica está alineada correctamente, las imágenes desenfocadas de la estrella, vistas a través de un refractor, se verán como un pequeño disco de luz rodeado por un sistema de anillos de difracción concéntricos de colores ( Fig. 8, al). En este caso, los patrones de imágenes prefocales y extrafocales serán exactamente iguales (Fig. 8, a 2, 3).
Las imágenes desenfocadas de una estrella tendrán la misma apariencia cuando se vean a través de un reflector, solo que en lugar de un disco brillante central, se verá una mancha oscura, que es una sombra de un espejo auxiliar o un prisma de reflexión total diagonal.
La imprecisión de la alineación del telescopio afectará la concentricidad de los anillos de difracción, y ellos mismos tomarán una forma alargada (Fig. 8, b 1, 2, 3, 4). Al enfocar, la estrella aparecerá no como un disco brillante nítidamente definido, sino como un punto brillante ligeramente borroso con una cola débil lanzada hacia un lado (efecto de coma). Si el efecto indicado es causado por un ajuste realmente inexacto del telescopio, entonces el asunto puede corregirse fácilmente, basta con cambiar un poco su posición en la dirección deseada actuando con los tornillos de ajuste del marco de la lente (espejo). Mucho peor si la causa radica en el astigmatismo de la propia lente o (en el caso de un reflector Newton) en la mala calidad del espejo diagonal auxiliar. En este caso, el inconveniente sólo puede eliminarse rectificando y puliendo las superficies ópticas defectuosas.
A partir de imágenes desenfocadas de una estrella, se pueden detectar fácilmente otras deficiencias de la lente telescópica, si las hay. Por ejemplo, la diferencia en los tamaños de los anillos de difracción correspondientes de las imágenes prefocal y extrafocal de una estrella indica la presencia de aberración esférica, y la diferencia en su cromaticidad indica cromatismo significativo (para linear
llamada lente); la densidad de distribución desigual de los anillos y sus diferentes intensidades indican la zonación de la lente, y la forma irregular de los anillos indica desviaciones locales más o menos significativas de la superficie óptica con respecto al ideal.
Si todas las desventajas enumeradas reveladas por el patrón de imágenes desenfocadas de una estrella son pequeñas, entonces se pueden tolerar. Las lentes especulares de los telescopios de aficionados que han superado con éxito la prueba de la sombra de Foucault, por regla general, tienen una superficie óptica impecable y resisten perfectamente las pruebas en imágenes de estrellas desenfocadas.
Los cálculos y la práctica muestran que cuando la óptica está perfectamente alineada, el coma y el astigmatismo tienen poco efecto en las observaciones visuales cuando se utilizan objetivos de baja apertura (menos de 1:10). Esto se aplica igualmente a las observaciones fotográficas, cuando las luminarias con tamaños angulares relativamente pequeños (planetas, el Sol, la Luna) se fotografían con las mismas lentes.
El coma y el astigmatismo estropean mucho las imágenes cuando se fotografían grandes áreas del cielo estrellado con espejos parabólicos o lentes de dos lentes. La distorsión aumenta bruscamente con lentes rápidos.
La siguiente tabla da una idea del crecimiento del coma y el astigmatismo en función de las desviaciones angulares del eje óptico para reflectores parabólicos de diferente luminosidad.
Arroz. 9. Curvatura del campo de visión e imágenes de estrellas en su plano focal (con corrección de todas las demás aberraciones).
tismo, pero hay una curvatura del campo. Si toma una fotografía de una gran área del cielo estrellado con una lente de este tipo y al mismo tiempo enfoca la zona central, a medida que se retira a los bordes del campo, la nitidez de las imágenes de las estrellas se deteriorará. . Y viceversa, si el enfoque se realiza en las estrellas ubicadas en los bordes del campo, la nitidez de las imágenes de las estrellas se deteriorará en el centro.
Para obtener una fotografía nítida en todo el campo con una lente de este tipo, la película debe doblarse de acuerdo con la curvatura del campo de imágenes nítidas de la propia lente.
La curvatura del campo también se elimina con la ayuda de una lente plano-convexa de Piazzi-Smith, que convierte el frente de onda curvo en uno plano.
La curvatura del campo se puede reducir de la forma más sencilla mediante la apertura de la lente. De la práctica de la fotografía se sabe que con una disminución en la apertura, aumenta la profundidad de campo; como resultado, se obtienen imágenes claras de estrellas en todo el campo de una placa plana. Sin embargo, debe recordarse que la apertura reduce en gran medida la potencia óptica del telescopio, y para que aparezcan estrellas débiles en la placa, el tiempo de exposición debe aumentar significativamente.
La distorsión se manifiesta en el hecho de que la lente construye una imagen que no es proporcional al original, pero con algunas desviaciones de este. Como resultado, al fotografiar un cuadrado, su imagen puede resultar con lados cóncavos hacia adentro o convexos hacia afuera (distorsión de cojín y de barril).
Examinar cualquier lente en busca de distorsión es muy simple: para hacer esto, debe abrirlo mucho para que solo quede descubierta una parte central muy pequeña. El coma, el astigmatismo y la curvatura del campo con dicho diafragma se eliminarán y se podrá observar la distorsión en su forma más pura.
Si toma fotografías de rejillas rectangulares, aberturas de ventanas, puertas con una lente de este tipo, al examinar los negativos, es fácil establecer el tipo de distorsión inherente a esta lente.
La distorsión de la lente acabada no se puede eliminar ni reducir. Se tiene en cuenta en el estudio de fotografías, especialmente cuando se realizan trabajos astrométricos.

§ 4. Oculares y aumentos limitadores del telescopio
El juego de oculares es un complemento necesario para el telescopio. Anteriormente ya hemos aclarado (§ 2) el propósito del ocular en un sistema telescópico de aumento. Ahora es necesario detenerse en las principales características y características de diseño de varios oculares. Dejando de lado el ocular galileano de una lente divergente, que no se ha utilizado en la práctica astronómica durante mucho tiempo, pasemos inmediatamente a los oculares astronómicos especiales.
Históricamente, el primer ocular astronómico, que reemplazó inmediatamente al ocular galileano, fue el ocular Kepler de una sola lente de foco corto. Al poseer un campo de visión mucho mayor en comparación con el ocular de Galileo, en combinación con los refractores de foco largo comunes en ese momento, producía imágenes bastante claras y ligeramente coloreadas. Sin embargo, más tarde, el ocular Kepler fue reemplazado por los oculares más avanzados Huygens y Ramsden, que todavía se encuentran en la actualidad. Los oculares astronómicos más utilizados en la actualidad son el ocular acromático Kellner y el ocular ortoscópico Abbe. La figura 11 muestra la disposición de estos oculares.
Los oculares Huygens y Ramsden están dispuestos de la forma más sencilla. Cada uno de ellos está compuesto por dos lentes convergentes plano-convexas. El frontal (que mira hacia el objetivo) se llama lente de campo, y el trasero (que mira hacia el ojo del observador) se llama lente del ojo. En el ocular de Huygens (Fig. 12), ambas lentes miran al objetivo con sus superficies convexas, y si f \ y / 2 son las distancias focales de las lentes, y d es la distancia entre ellas, entonces se debe cumplir la relación: (...)