Astronómia pozorovania. Sekcie pozorovacej astronómie. Štruktúra a mierka vesmíru

Materiál z Necyklopédie

Slnko, mesiac, planéty, kométy, hviezdy, hmloviny, galaxie, jednotlivé nebeské telesá a sústavy takýchto telies sa študujú v astronómii. Úlohy, ktorým astronómovia čelia, sú rôznorodé a v súvislosti s tým sú rôznorodé aj metódy astronomických pozorovaní, ktoré poskytujú základný materiál na riešenie týchto problémov.

Už v dávnych dobách začali pozorovania určovať polohy svietidiel v nebeskej sfére. Teraz to robí astrometria. Nebeské súradnice hviezd rôznych typov, hviezdokopy a galaxie namerané ako výsledok takýchto pozorovaní sa katalogizujú a zostavujú sa z nich hviezdne mapy (pozri Hviezdne katalógy, mapy a atlasy). Opakovaním pozorovaní tých istých nebeských telies počas viac či menej dlhého časového úseku sa vypočítavajú vlastné pohyby hviezd, trigonometrické paralaxy atď.. Tieto údaje sú publikované aj v katalógoch.

Takto zostavené hviezdne katalógy sa využívajú jednak na praktické účely - pri astronomických pozorovaniach pohybujúcich sa nebeských telies (planét, komét, umelých vesmírnych telies), pri práci časovej služby, službe pohybu pólov, v geodézii, v časovej službe. navigácia atď., a v rôznych druhoch vedecko-výskumnej práce. K tým druhým patria najmä štúdie štruktúry Galaxie, pohybov v nej prebiehajúcich, čím sa zaoberá hviezdna astronómia.

Systematické astrometrické pozorovania planét, komét, asteroidov a umelých vesmírnych objektov poskytujú materiál na štúdium zákonitostí ich pohybu, zostavovanie efemerid a riešenie ďalších problémov nebeskej mechaniky, astrodynamiky, geodézie a gravimetrie.

Astrometrické pozorovania môžu zahŕňať aj pozorovania nebeských telies na zistenie vzdialenosti, ktoré sa dostali do praxe v posledných desaťročiach. Pomocou laserových diaľkomerov sa s vysokou presnosťou určujú vzdialenosti k umelým satelitom Zeme (pozri Laserový družicový diaľkomer) a k Mesiacu.

Metódy radarovej astronómie umožňujú určiť vzdialenosti a dokonca študovať profily Mesiaca, Venuše, Merkúra atď.

Ďalším typom astronomického pozorovania je priame štúdium vzhľadu takých nebeských telies ako Slnko, Mesiac, najbližšie planéty, galaktické hmloviny, galaxie atď. Pozorovania tohto typu sa začali rozvíjať po vynáleze ďalekohľadu. Najprv sa pozorovania uskutočňovali vizuálne: nebeské telesá boli skúmané okom a to, čo bolo vidieť, bolo načrtnuté. Neskôr sa začala využívať fotografia. Fotografické metódy majú nepopierateľnú výhodu oproti vizuálnym metódam: fotografie sa dajú detailne merať v pokojnom laboratórnom prostredí; v prípade potreby sa môžu opakovať a vo všeobecnosti je fotografia objektívnym dokumentom, pričom pozorovateľ vnáša do vizuálnych pozorovaní veľa subjektivity. Fotografická platňa navyše na rozdiel od oka akumuluje fotóny pochádzajúce zo zdroja, a preto umožňuje fotografovať slabé predmety.

Na prelome XIX a XX storočia. sa zrodili a začali sa rýchlo rozvíjať astrofyzikálne metódy pozorovania založené na analýze elektromagnetického žiarenia nebeského telesa zozbieraného ďalekohľadom. Na túto analýzu sa používajú rôzne detektory svetla a iné zariadenia.

Pomocou rôznych typov astrofotometrov sa zaznamenávajú zmeny jasnosti nebeských telies a týmto spôsobom sa zisťujú premenné hviezdy, určujú sa ich typ, dvojhviezdy, v kombinácii s výsledkami iných pozorovaní sa robia určité závery o procesoch. vyskytujúce sa vo hviezdach, hmlovinách atď.

Spektrálne pozorovania poskytujú rozsiahle informácie o nebeských telesách. Podľa rozloženia energie v spojitom spektre (pozri Elektromagnetické žiarenie nebeských telies), podľa druhu, šírky a iných charakteristík spektrálnych čiar a pásiem usudzujú na teplotu, chemické zloženie hviezd a iných nebeských telies, na teplotu, chemické zloženie a na chemické zloženie. pohyboch hmoty v nich, ich rotácii, prítomnosti magnetických polí, napokon o štádiu ich evolučného vývoja a o mnohých iných veciach. Merania posunu spektrálnych čiar vplyvom Dopplerovho javu umožňujú určiť radiálne rýchlosti nebeských telies, ktoré sa využívajú v rôznych astronomických štúdiách.

Pri astrofyzikálnych pozorovaniach sú široko používané elektrónovo-optické konvertory, fotonásobiče, elektronické kamery a televízne zariadenia, ktoré umožňujú výrazne zvýšiť prenikavosť ďalekohľadov a rozšíriť rozsah elektromagnetického žiarenia nebeských telies vnímaných ďalekohľadom.

Astronomické pozorovania v rádiovom rozsahu elektromagnetického žiarenia sa vykonávajú pomocou rádioteleskopov. Na registráciu infračerveného a ultrafialového žiarenia sa používa špeciálne zariadenie pre potreby röntgenovej astronómie a gama astronómie. Kvalitatívne nové výsledky sa získavajú pomocou astronomických pozorovaní uskutočnených na palube kozmických lodí (tzv. mimoatmosférická astronómia).

Väčšinu opísaných astronomických pozorovaní vykonávajú na astronomických observatóriách špeciálne vyškolení vedci a technici. Ale určité druhy pozorovaní sú dostupné aj pre milovníkov astronómie.

Mladí astronómovia môžu vykonávať pozorovania, aby si rozšírili obzory, získali skúsenosti vo výskumnej práci. Ale mnohé druhy dobre organizovaných pozorovaní, vykonávaných v prísnom súlade s pokynmi, môžu mať tiež významnú vedeckú hodnotu.

Nasledujúce astronomické pozorovania sú k dispozícii pre rozsah astronomických kruhov:

1. Štúdium slnečnej aktivity pomocou školského refraktorového teleskopu (pamätajte, že by ste sa nikdy nemali pozerať na Slnko bez tmavého filtra!).

2. Pozorovania Jupitera a jeho satelitov s náčrtom detailov v pásoch Jupitera, Červená škvrna.

3. Hľadajte kométy pomocou optických prístrojov s vysokou apertúrou s dostatočne veľkým zorným poľom.

4. Pozorovanie noctilucentných oblakov, štúdium frekvencie ich vzhľadu, tvaru atď.

5. Registrácia meteorov, počítanie ich počtu, určovanie radiantov.

6. Štúdie premenných hviezd - vizuálne a na fotografiách hviezdnej oblohy.

7. Pozorovania zatmení Slnka a Mesiaca.

8. Pozorovania umelých družíc Zeme.

Návod na organizáciu pozorovaní nájdete medzi knihami uvedenými v zozname odporúčanej literatúry. V sekcii je uvedených niekoľko praktických rád.

1. Astronómia je nová disciplína v kurze, hoci niektoré témy v skratke poznáte.
2. Čo potrebuješ:

1. Učebnica: . Astronómia. Základná úroveň.11 stupeň: učebnica / B.A. Voroncov-Velyaminov, E.K. Strout - 5. vyd., prepracované .- M .: Drop, 2018.-238s, s: il., 8 listov. kol. vrátane - (učebnica ruštiny).;
2. všeobecný zošit - 48 listov.

1. Ako pracovať s učebnicou.

• prepracovať (skôr ako prečítať) odsek
• ponoriť sa do podstaty, zaoberať sa každým javom a procesom
• prepracujte si všetky otázky a úlohy po odseku, stručne do zošitov
• overte si svoje znalosti v zozname otázok na konci témy
• pozrite si ďalší materiál na internete

Téma 1.1 Predmet astronómia. Základom astronómie sú pozorovania.

1.1.1 Čo študuje astronómia. Jeho význam a prepojenie s inými vedami

Astronómia je jednou z najstarších vied, ktorej počiatky siahajú do doby kamennej (VI-III tisícročie pred Kristom).

Astronómia je veda, ktorá študuje pohyb, stavbu, vznik a vývoj nebeských telies a ich sústav.

Astronómia[grécky Astron (astrón) - hviezda, nomos (nomos) - zákon] - veda, ktorá študuje pohyb nebeských telies (časť "nebeská mechanika"), ich povahu (časť "astrofyzika"), vznik a vývoj (časť "kozmogónia")

Astronómia, jedna z najfascinujúcejších a najstarších vied o prírode, skúma nielen súčasnosť, ale aj vzdialenú minulosť makrosveta okolo nás a umožňuje nám nakresliť aj vedecký obraz budúcnosti vesmíru. Človeka vždy zaujímala otázka, ako funguje svet okolo neho a aké miesto v ňom zastáva. Na úsvite civilizácie mala väčšina národov špeciálne kozmologické mýty, ktoré hovoria o tom, ako z počiatočného chaosu postupne vzniká priestor (poriadok), objavuje sa všetko, čo človeka obklopuje: nebo a zem, hory, moria a rieky, rastliny a zvieratá, ako aj samotného človeka. Po tisíce rokov sa postupne hromadili informácie o javoch, ktoré sa odohrávali na oblohe.

Potreba astronomických vedomostí bola diktovaná životnou nevyhnutnosťou (demonštrácia filmov: " Všetky tajomstvá vesmíru #21 - Discovery - história astronómie"a Astronómia (2⁄15). Najstaršia veda.)

Ukázalo sa, že periodické zmeny pozemskej prírody sú sprevádzané zmenami vzhľadu hviezdnej oblohy a zdanlivým pohybom Slnka. Bolo potrebné vypočítať začiatok určitého obdobia roka, aby sa včas vykonali určité poľnohospodárske práce: siatie, polievanie, zber. To sa však dalo urobiť len pomocou kalendára zostaveného z dlhodobých pozorovaní polohy a pohybu Slnka a Mesiaca. Takže potreba pravidelných pozorovaní nebeských telies bola spôsobená praktickými potrebami počítania času. Prísna periodicita, ktorá je vlastná pohybu nebeských telies, je základom základných jednotiek počítania času, ktoré sa dodnes používajú – deň, mesiac, rok.

Jednoduché kontemplovanie vyskytujúcich sa javov a ich naivný výklad postupne vystriedali pokusy o vedecké vysvetlenie príčin pozorovaných javov. Keď sa v starovekom Grécku (VI. storočie pred Kristom) začal prudký rozvoj filozofie ako vedy o prírode, astronomické poznatky sa stali neoddeliteľnou súčasťou ľudskej kultúry. Astronómia je jediná veda, ktorá dostala svoju patrónku múzu – Uraniu.

O počiatočnom význame rozvoja astronomického poznania možno posudzovať v súvislosti s praktickými potrebami ľudí. Možno ich rozdeliť do niekoľkých skupín:

• poľnohospodárske potreby(potreba počítania času sú dni, mesiace, roky. Napríklad v starovekom Egypte sa čas sejby a zberu určoval podľa toho, ako sa pred východom slnka spoza okraja obzoru objavila jasná hviezda Sothis, predzvesť tzv. povodeň Nílu);
• potreby rozšírenia obchodu, vrátane námornej (námorná plavba, hľadanie obchodných ciest, navigácia. Fénskych námorníkov teda viedla Polárka, ktorú Gréci nazývali Fénická hviezda);
• estetické a kognitívne potreby, potreba celostného videnia sveta(človek sa snažil vysvetliť periodicitu prírodných javov a procesov, vznik okolitého sveta).

Pôvod astronómie v astrologických predstavách je charakteristický pre mytologický svetonázor starovekých civilizácií.

I-tý antický svet(BC). Filozofia →astronómia → prvky matematiky (geometria). Staroveký Egypt, Staroveká Asýria, Starovekí Mayovia, Staroveká Čína, Sumeri, Babylonia, Staroveké Grécko.

Vedci, ktorí významne prispeli k rozvoju astronómie: Táles z Milétu(625-547, Dr. Grécko), Eudox z Knidosu(408-355, Iné Grécko), ARISTOTELES(384-322, Macedónsko, Iné Grécko), Aristarchos zo Samosu(310-230, Alexandria, Egypt), ERATOSFÉNY(276-194, Egypt), Hipparchos z Rhodosu(190-125, staroveké Grécko).

Archeológovia zistili, že človek mal základné astronomické znalosti už pred 20-tisíc rokmi v dobe kamennej.

• Praveké štádium od 25 tisíc rokov pred Kristom do 4 tisíc pred Kristom (skalné maľby, prírodné observatóriá atď.).
• Staroveké štádium možno podmienečne považovať za obdobie 4 000 rokov pred Kristom – 1 000 pred Kristom:
  • okolo 4 tisíc pred Kr astronomické pamiatky starých Mayov, kamenné observatórium Stonehenge (Anglicko);
  • asi 3000 pred Kr orientácia pyramíd, prvé astronomické záznamy v Egypte, Babylone, Číne;
  • okolo roku 2500 pred Kristom ustanovenie egyptského slnečného kalendára;
  • okolo roku 2000 pred Kristom vytvorenie mapy 1. oblohy (Čína);
  • asi 1100 pred Kr určenie sklonu ekliptiky k rovníku;
• antické javisko
  • predstavy o sférickosti Zeme (Pytagoras, 535 pred Kr.);
  • predpoveď zatmenia Slnka od Thalesa z Milétu (585 pred Kr.);
  • ustanovenie 19-ročného cyklu lunárnych fáz (metónsky cyklus, 433 pred Kr.);
  • predstavy o rotácii Zeme okolo svojej osi (Herakleitos Pontský, 4. storočie pred Kr.);
  • myšlienka sústredných kružníc (Eudoxus), pojednanie „O nebi“ Aristoteles (dôkaz guľovitého tvaru Zeme a planét) zostavenie prvého katalógu hviezd 800 hviezd, Čína (4. storočie pred Kristom);
  • začiatok systematického určovania polôh hviezd gréckymi astronómami, rozvoj teórie sústavy sveta (3. stor. pred n. l.);
  • objav precesie, prvé tabuľky pohybu Slnka a Mesiaca, katalóg hviezd 850 hviezd (Hipparachus, (2. stor. pred Kr.);
  • myšlienka pohybu Zeme okolo Slnka a určenie veľkosti Zeme (Aristarchus zo Samosu, Eratosthenes 3-2 storočia pred Kristom);
  • zavedenie juliánskeho kalendára do Rímskej ríše (46 pred Kr.);
  • Claudius Ptolemaios - "Syntax" (Almogest) - encyklopédia starovekej astronómie, teória pohybu, planetárne tabuľky (140 n. l.).

Básne Homéra a Hésioda dávajú predstavu o astronomických znalostiach Grékov tohto obdobia: spomína sa tam množstvo hviezd a súhvezdí, poskytujú sa praktické rady o použití nebeských telies na navigáciu a na určovanie ročných období. rok. Kozmologické myšlienky tohto obdobia boli úplne vypožičané z mýtov: Zem je považovaná za plochú a obloha je pevná misa založená na Zemi. Hlavnými postavami tohto obdobia sú filozofov, intuitívne tápajúci po tom, čo sa neskôr bude nazývať vedecká metóda poznávania. Zároveň sa uskutočňujú prvé špecializované astronomické pozorovania, rozvíja sa teória a prax kalendára; prvýkrát sa geometria berie ako základ astronómie, zavádza sa množstvo abstraktných pojmov matematickej astronómie; robia sa pokusy nájsť fyzické vzorce v pohybe svietidiel. Vedecky sa vysvetlilo množstvo astronomických javov, dokázala sa sférickosť Zeme.

II Vopred teleskopické obdobie. (naša éra pred rokom 1610). Úpadok vedy a astronómie. Rozpad Rímskej ríše, nájazdy barbarov, zrod kresťanstva. Rýchly rozvoj arabskej vedy. Oživenie vedy v Európe. Moderný heliocentrický systém štruktúry sveta.

Claudius Ptolemaios (Claudius Ptolomej)(87-165, Dr. Rím), BIROUNI, Abu Reyhan Mohammed ibn Ahmed al-Biruni(973-1048, moderný Uzbekistan), Mirza Mohammed ibn Shahrukh ibn Timur (Taragai) ULUGBEK(1394-1449, moderný Uzbekistan), Nicolaus COPERNICK(1473-1543, Poľsko), Tycho (Tige) BRAGE(1546-1601, Dánsko).

• arabské obdobie. Po páde starovekých štátov v Európe sa staroveké vedecké tradície (vrátane astronómie) naďalej rozvíjali v arabskom kalifáte, ako aj v Indii a Číne.
  • 813 Založenie astronomickej školy (domu múdrosti) v Bagdade;
  • 827 určenie veľkosti zemegule meraním stupňov medzi Tigrisom a Eufratom;
  • 829 založenie bagdadského observatória;
  • 10. storočia objav lunárnej nerovnosti (Abu-l-Wafa, Bagdad);
  • katalóg 1029 hviezd, objasnenie sklonu ekliptiky k rovníku, určenie dĺžky 1° poludníka (1031g, Al-Biruni);
  • početné práce o astronómii do konca 15. storočia (kalendár Omara Khayyama, „Ilkhanove tabuľky“ pohybu Slnka a planét (Nasiraddin Tussi, Azerbajdžan), diela Ulugbeka);
• európske obrodenie. Koncom 15. storočia začala v Európe obroda astronomických vedomostí, čo viedlo k prvej revolúcii v astronómii. Táto revolúcia v astronómii bola spôsobená požiadavkami praxe – začala sa éra veľkých geografických objavov.
  • Diaľkové plavby si vyžadovali presné metódy určovania súradníc. Ptolemaiovský systém nedokázal uspokojiť zvýšené potreby. Krajiny, ktoré ako prvé venovali pozornosť rozvoju astronomického výskumu, dosiahli najväčšie úspechy v objavovaní a rozvoji nových krajín.
  • V Portugalsku v 14. storočí princ Henry založil observatórium na uspokojenie potrieb plavby a Portugalsko bolo prvou európskou krajinou, ktorá začala zaberať a využívať nové územia.
  • Najdôležitejšími úspechmi európskej astronómie XV-XVI storočia sú planetárne tabuľky (Regiomontanus z Norimbergu, 1474),
  • diela N. Kopernika, ktorý urobil prvú revolúciu v astronómii (1515-1540),
  • pozorovania dánskeho astronóma Tycha Braheho na observatóriu Uraniborg na ostrove Van (najpresnejšie v predteleskopickej ére).

III Teleskopický pred príchodom spektroskopie (1610-1814). Vynález ďalekohľadu a pozorovanie s ním. Zákony pohybu planét. Objav planéty Urán. Prvé teórie vzniku slnečnej sústavy.

Vedci, ktorí v tomto období výrazne prispeli k rozvoju astronómie: Galileo Galilei(1564-1642, Taliansko), Johannes KEPLER(1571-1630, Nemecko), Ján GAVEL (GAVELIUS) (1611-1687, Poľsko), Hans Christian HUYGENS(1629-1695, Holandsko), Giovanni Domenico (Jean Dominic) CASINI>(1625-1712, Taliansko-Francúzsko), Isaac Newton(1643-1727, Anglicko), Edmund GALLEY (HALLEY, 1656-1742, Anglicko), William (William) Wilhelm Friedrich HERSHEL(1738-1822, Anglicko), Pierre Simon Laplace(1749-1827, Francúzsko).

• Začiatkom 17. storočia (Lippershey, Galileo, 1608) vznikol optický ďalekohľad, ktorý značne rozšíril obzor poznania ľudstva o svete.
  • je určená paralaxa Slnka (1671), čo umožnilo určiť astronomickú jednotku s vysokou presnosťou a určiť rýchlosť svetla,
  • jemné pohyby zemskej osi, správne pohyby hviezd, zákony pohybu Mesiaca,
  • v rokoch 1609-1618 Kepler na základe týchto pozorovaní planéty Mars objavil tri zákony pohybu planét,
  • v roku 1687 Newton zverejnil zákon univerzálnej gravitácie, ktorý vysvetľuje príčiny pohybu planét.
  • je vytvorená nebeská mechanika;
  • sú určené hmotnosti planét;
  • na začiatku 19. storočia (1. januára 1801) objavil Piazzi prvú planétku (asteroid) Ceres;
  • Pallas a Juno boli objavené v rokoch 1802 a 1804.

IV Spektroskopia a fotografia. (1814-1900). Spektroskopické pozorovania. Prvé určenie vzdialenosti ku hviezdam. Objav planéty Neptún.

Vedci, ktorí v tomto období výrazne prispeli k rozvoju astronómie: Jozef von Fraunhofer(1787-1826, Nemecko), Vasilij Jakovlevič (Friedrich Wilhelm Georg) STRUVE(1793-1864, Nemecko-Rusko), George Biddell ERI(AIRIE, 1801-1892, Anglicko), Friedrich Wilhelm BESSEL(1784-1846, Nemecko), Johann Gottfried HALLE(1812-1910, Nemecko), William HEGGINS (Huggins, 1824-1910, Anglicko), Angelo SECCHI(1818-1878, Taliansko), Fedor Alexandrovič BREDIKHIN(1831-1904, Rusko), Edward Charles Pickering(1846-1919, USA).

• V rokoch 1806 - 1817 I. Fraunthofer (Nemecko) vytvoril základy spektrálnej analýzy, zmeral vlnové dĺžky slnečného spektra a absorpčné čiary, čím položil základy astrofyziky.
• V roku 1845 získali I. Fizeau a J. Foucault (Francúzsko) prvé fotografie Slnka.
• V rokoch 1845 - 1850 objavil Lord Ross (Írsko) špirálovitú štruktúru niektorých hmlovín.
• v roku 1846 objavil I. Galle (Nemecko) podľa výpočtov W. Le Verriera (Francúzsko) planétu Neptún, ktorá bola triumfom nebeskej mechaniky.
• Zavedenie fotografie do astronómie umožnilo získať fotografie slnečnej koróny a povrchu Mesiaca a začať so štúdiom spektier hviezd, hmlovín a planét.
• Pokrok v optike a konštrukcii ďalekohľadov umožnil objaviť satelity Marsu, opísať povrch Marsu pozorovaním v opozícii (D. Schiaparelli)
• Zvýšenie presnosti astrometrických pozorovaní umožnilo zmerať ročnú paralaxu hviezd (Struve, Bessel, 1838) a objaviť pohyb zemských pólov.

V-tý Moderné obdobie (1900-súčasnosť). Rozvoj aplikácie fotografie a spektroskopických pozorovaní v astronómii. Riešenie problému zdroja energie hviezd. Objav galaxií. Vznik a rozvoj rádioastronómie. Vesmírny výskum.

• Na začiatku 20. storočia K.E. Tsiolkovsky publikoval prvú vedeckú esej o astronautike - „Štúdium svetových priestorov pomocou prúdových zariadení“.
• V roku 1905 A. Einstein vytvoril špeciálnu teóriu relativity
• v rokoch 1907 - 1916 všeobecná teória relativity, ktorá umožnila vysvetliť existujúce rozpory medzi existujúcou fyzikálnou teóriou a praxou, dala impulz k objasneniu záhady energie hviezd, podnietila rozvoj kozmologických teórií.
• V roku 1923 E. Hubble dokázal existenciu ďalších hviezdnych sústav – galaxií
• v roku 1929 objavil E. Hubble zákon „červeného posunu“ v spektrách galaxií.
• v roku 1918 bol na observatóriu Mount Wilson nainštalovaný 2,5-metrový reflektor a v roku 1947 tam bol uvedený do prevádzky 5-metrový reflektor)
• Rádioastronómia sa objavila v 30. rokoch 20. storočia s príchodom prvých rádioteleskopov.
• V roku 1933 Karl Jansky z Bell Labs objavil rádiové vlny prichádzajúce zo stredu galaxie.
• Grote Reber postavil prvý parabolický rádioteleskop v roku 1937.
• V roku 1948 štarty rakiet do vysokých vrstiev atmosféry (USA) umožnili detekovať röntgenové žiarenie zo slnečnej koróny.
• Aronomisti začali skúmať fyzickú podstatu nebeských telies a výrazne rozšírili hranice skúmaného priestoru.
• Astrofyzika sa stala vedúcim odvetvím astronómie, obzvlášť veľký rozvoj zaznamenala v 20. storočí. a dnes rýchlo rastie.
• V roku 1957 bol položený základ pre kvalitatívne nové výskumné metódy založené na využití umelých nebeských telies, čo následne viedlo k vzniku nových odborov astrofyziky.
• V roku 1957 vypustil ZSSR prvú umelú družicu Zeme, čím sa pre ľudstvo začal vesmírny vek.
• Kozmické lode umožnili vyniesť infračervené, röntgenové a gama ďalekohľady zo zemskej atmosféry).
• Prvé vesmírne lety s ľudskou posádkou (1961, ZSSR), prvé pristátie ľudí na Mesiaci (1969, USA) sú epochálnymi udalosťami pre celé ľudstvo.
• Dodávka lunárnej pôdy na Zem (Luna-16, ZSSR, 1970),
• Pristátie zostupových vozidiel na povrchu Venuše a Marsu,
• Vysielanie automatických medziplanetárnych staníc na vzdialenejšie planéty slnečnej sústavy.

(Viac podrobností pozri Časová os prieskumu vesmíru a časová os prieskumu vesmíru.)

1.1.2 Prepojenie astronómie s inými vedami.

Astronómia, matematika a fyzika, vyrastajúce z kedysi jedinej vedy o prírode – filozofie – nikdy nestratili medzi sebou úzke prepojenie. Astronómia hrala v dejinách vedy takú vedúcu úlohu, že mnohí vedci z nej prevzali úlohy a vytvorili metódy na riešenie týchto problémov. Astronómia, matematika a fyzika nikdy nestratili svoj vzťah, čo sa odráža aj v činnosti mnohých vedcov.

Spojenie astronómie s inými vedami- Prelínanie a vzájomné ovplyvňovanie vedných odborov:

1.1.3 Štruktúra a mierka vesmíru

Už viete, že naša Zem so svojím satelitom Mesiac, ďalšie planéty a ich satelity, kométy a malé planéty sa točia okolo Slnka, že všetky tieto telesá tvoria slnečná sústava. Na druhej strane Slnko a všetky ostatné hviezdy viditeľné na oblohe sú súčasťou obrovského hviezdneho systému - nášho. galaxia. Najbližšia hviezda k slnečnej sústave je tak ďaleko, že svetlo, ktoré sa pohybuje rýchlosťou 300 000 km/s, putuje z nej na Zem viac ako štyri roky. Hviezdy sú najbežnejším typom nebeských telies, len v našej galaxii sú ich stovky miliárd. Objem, ktorý zaberá tento hviezdny systém, je taký veľký, že svetlo ním môže prejsť len za 100 000 rokov.

In vesmír Existuje mnoho ďalších galaxií, ako je tá naša. Je to umiestnenie a pohyb galaxií, ktoré určuje štruktúru a štruktúru vesmíru ako celku. Galaxie sú tak ďaleko od seba, že voľným okom môžete vidieť iba ďalšie tri: dve na južnej pologuli a z územia Ruska iba jednu - hmlovinu Andromeda. Z najvzdialenejších galaxií sa svetlo dostane na Zem za 10 miliárd rokov. Značná časť hmoty hviezd a galaxií je v takých podmienkach, ktoré nie je možné vytvoriť v pozemských laboratóriách. Celý vonkajší priestor je vyplnený elektromagnetickým žiarením, gravitačnými a magnetickými poľami, medzi hviezdami v galaxiách a medzi galaxiami je veľmi riedka látka vo forme plynu, prachu, jednotlivých molekúl, atómov a iónov, atómových jadier a elementárnych častíc.

Všetky telesá vo vesmíre tvoria systémy rôznej zložitosti:

1. slnečná sústava - Slnko a okolo neho sa pohybujúce nebeské telesá (planéty, kométy, satelity planét, asteroidy), Slnko je samosvietiace teleso, ostatné telesá ako Zem žiaria odrazeným svetlom. Vek SS je ~ 5 miliárd rokov. Vo vesmíre je obrovské množstvo takýchto hviezdnych systémov s planétami a inými telesami.
2. Hviezdy viditeľné na oblohe , počítajúc do toho mliečna dráha je malý zlomok hviezd, ktoré tvoria galaxie (alebo nazývame našu galaxiu Mliečna dráha) - sústavy hviezd, ich hviezdokopy a medzihviezdneho prostredia. Takých galaxií je veľa, svetlo z najbližších k nám putuje milióny rokov. Vek galaxií je 10-15 miliárd rokov.
3. galaxie zjednocovať sa v akomsi zhlukoch (systémoch)

Všetky telesá sú v neustálom pohybe, zmene, vývoji. Planéty, hviezdy, galaxie majú svoju históriu, ktorá sa často počíta na miliardy rokov.

Ako viete, vzdialenosť od najbližšieho nebeského telesa k Zemi - Mesiaca je približne 400 000 km. Najvzdialenejšie objekty sa od nás nachádzajú vo vzdialenosti, ktorá viac ako 10-krát presahuje vzdialenosť k Mesiacu.

Skúsme si predstaviť veľkosti nebeských telies a vzdialenosti medzi nimi vo Vesmíre pomocou známeho modelu – školskej zemegule Zeme, ktorá je 50 miliónov krát menšia ako naša planéta. V tomto prípade musíme Mesiac znázorniť ako guľu s priemerom 7 cm, ktorá sa nachádza vo vzdialenosti asi 7,5 m od zemegule Model Slnka bude mať priemer 28 m a bude vo vzdialenosti 3 km a model Pluta - najvzdialenejšej planéty slnečnej sústavy - sa od nás vzdiali na 120 km. Najbližšia hviezda k nám v tejto mierke modelu sa bude nachádzať vo vzdialenosti asi 800 000 km, t.j. 2-krát ďalej ako Mesiac. Naša galaxia sa zmenší približne na veľkosť slnečnej sústavy, no najvzdialenejšie hviezdy budú stále mimo nej.

Diagram znázorňuje systém a vzdialenosti:

1 astronomická jednotka = 149,6 milióna km(stredná vzdialenosť od Zeme k Slnku).

1ks (parsek) = 206265 AU = 3, 26 sv. rokov

1 svetelný rok(St. rok) je vzdialenosť, ktorú prejde lúč svetla rýchlosťou takmer 300 000 km/s za 1 rok. 1 svetelný rok sa rovná 9,46 miliónom kilometrov!

1.1.4 Vlastnosti astronómie a jej metódy

Astronómovia po tisíce rokov skúmali polohu nebeských objektov na hviezdnej oblohe a ich vzájomný pohyb v čase. To je dôvod, prečo dlho, alebo skôr od tretieho storočia pred naším letopočtom, dominovalo geocentrický systém svetového poriadku Claudia Ptolemaia. Pripomeňme si, že podľa nej bola planéta Zem stredom celého vesmíru a okolo nej sa točili všetky ostatné nebeské telesá vrátane Slnka.

A až v polovici 16. storočia, alebo skôr v roku 1543, vyšlo veľké dielo Mikuláša Koperníka „O revolúcii nebeských sfér“, v ktorom tvrdil, že stredom našej sústavy nie je Zem, ale slnko. Tak to vzniklo heliocentrická doktrína, ktorý dal kľúč k poznaniu vesmíru.

Astronomické pozorovania slúžia ako hlavná metóda štúdia nebeských objektov a javov.

Astronomické pozorovania sú cieľavedomé a aktívne zaznamenávanie informácií o procesoch a javoch vyskytujúcich sa vo vesmíre.

Astronómia študuje štruktúru vesmíru, pohyb, fyzickú povahu, pôvod a vývoj nebeských telies a systémov nimi tvorených. Astronómia tiež skúma základné vlastnosti vesmíru okolo nás. Obrovské časopriestorové mierky skúmaných objektov a javov určujú charakteristické črty astronómie.

Informácie o dianí mimo Zeme vo vesmíre vedci získavajú najmä na základe svetla a iných druhov žiarenia pochádzajúceho z týchto objektov. Pozorovania sú hlavným zdrojom informácií v astronómii. Toto prvá vlastnosť astronómia ju odlišuje od iných prírodných vied (napríklad fyziky alebo chémie), kde experimenty zohrávajú významnú úlohu. Príležitosti na experimenty mimo Zeme sa objavili až vďaka astronautike. Ale aj v týchto prípadoch hovoríme o vykonávaní experimentálnych štúdií v malom rozsahu, ako je napríklad štúdium chemického zloženia mesačných alebo marťanských hornín. Je ťažké si predstaviť experimenty na planéte ako celku, hviezde alebo galaxii.

Druhá vlastnosť kvôli značnému trvaniu množstva javov študovaných v astronómii (od stoviek po milióny a miliardy rokov). Preto nie je možné priamo pozorovať prebiehajúce zmeny. Aj zmeny, ktoré nastanú na Slnku, sa na Zemi zaznamenajú až po 8 minútach a 19 sekundách (toľko trvá, kým svetlo prekoná vzdialenosť od Slnka k Zemi). Čo sa týka vzdialených galaxií, tu už hovoríme o miliardách rokov. To znamená, že štúdiom vzdialených hviezdnych systémov študujeme ich minulosť. Keď sú zmeny obzvlášť pomalé, človek musí pozorovať veľa súvisiacich objektov, ako sú hviezdy. Takto sa získavajú základné informácie o vývoji hviezd.

Tretia vlastnosť astronómia je spôsobená potrebou udávať polohu nebeských telies v priestore (ich súradnice) a nemožnosťou rozlíšiť, ktoré z nich je bližšie a ktoré je od nás ďalej. Na prvý pohľad sa nám všetky pozorované svietidlá zdajú rovnako vzdialené. Zdá sa nám, ako ľuďom v staroveku, že všetky hviezdy sú od nás rovnako vzdialené a nachádzajú sa na určitom guľovom povrchu oblohy - nebeskej sfére - ktorá sa ako celok točí okolo Zeme.

Astronómia je teda ako veda založená predovšetkým na pozorovaniach. Na rozdiel od fyzikov sú astronómovia zbavení možnosti experimentovať. Takmer všetky informácie o nebeských telesách nám prináša elektromagnetické žiarenie. Až v posledných štyridsiatich rokoch sa jednotlivé svety študujú priamo: skúmať atmosféru planét, študovať mesačnú a marťanskú pôdu, priamo študovať atmosféru Titanu.

V 19. storočí prenikli do astronómie fyzikálne výskumné metódy a vznikla symbiotická veda – astrofyzika, ktorá skúma fyzikálne vlastnosti kozmických telies. astrofyzika rozdelené na: a) praktická astrofyzika, ktorá vyvíja a aplikuje praktické metódy astrofyzikálneho výskumu a súvisiace nástroje a prístroje, ktoré dokážu získať čo najúplnejšie a najobjektívnejšie informácie o kozmických telesách; b) teoretická astrofyzika, v ktorej sa na základe fyzikálnych zákonov uvádzajú vysvetlenia k pozorovaným fyzikálnym javom.

Moderná astronómia – základná fyzikálna a matematická veda, ktorej rozvoj priamo súvisí s vedecko-technickým pokrokom (VTP). Na štúdium a vysvetlenie procesov sa využíva celý moderný arzenál rôznych, novovzniknutých sekcií matematiky a fyziky. Je tu tiež povolanie astronóma. Astronómovia sa u nás pripravujú na fyzikálnej alebo fyzikálnej a matematickej fakulte v Moskve, Petrohrade, Kazani, Jekaterinburgu a niektorých ďalších univerzitách. Ročne sa vyškolí asi 100 špecialistov. Na území bývalého ZSSR pracovalo asi 2000 astronómov (teraz v Rusku je ich asi 1000 a aktívne pracuje asi 100) a profesionálnych astronómov je na svete asi 10 000. Skutočný astronóm je človek so širokým rozhľadom. Na prácu astronóma musí človek poznať fyziku, chémiu, biológiu, nehovoriac o povinnej matematike. Ruskí vedci urobili najdôležitejšie základné objavy v astronómii. Georgy Gamow predpovedal expanziu vesmíru. Alexander Friedman vytvoril teóriu nestacionárneho vesmíru, hoci Einstein tvrdil, že je stacionárny. Zel'dovich predvídal narastanie, teda spad hmoty do čiernych dier. Shklovsky predpovedal rádiové čiary neutrálneho vodíka. Synchrotrónové žiarenie opísal Ginzburg. Experimentálne overenie týchto teoretických prác však vykonali Američania, za čo dostali Nobelove ceny. Nikdy sme nemali také vybavenie, také teleskopy ako v USA.

Hlavné biotopy astronómov:

• Štátny ústav. P.K. Sternberg (GAISH MSU)
• Inštitút pre výskum vesmíru
• Ústav astronómie a fyzikálneho inštitútu Ruskej akadémie vied
• Hlavné (Pulkovo) astronomické observatórium
• Špeciálne astrofyzikálne observatórium Ruskej akadémie vied (Severný Kaukaz)

Hlavné časti astronómie:

1.1.5 Ďalekohľady

Aby bol výskum presný, sú potrebné špeciálne nástroje a zariadenia.

jeden). Je dokázané, že Táles z Milétu v roku 595 pred Kr prvýkrát použitý gnomon(starodávny astronomický prístroj, vertikálny objekt (tyč obelisku, stĺp, stĺp), ktorý umožňuje určiť uhlovú výšku Slnka podľa najkratšej dĺžky jeho tieňa (na poludnie).To umožnilo použite tento prístroj ako slnečné hodiny a na určenie štádií slnovratu, rovnodennosti, dĺžky roka, zemepisnej šírky pozorovateľa a oveľa viac.

2). Hipparchos (180-125 n. l., staroveké Grécko) používal astroláb, ktorý mu v roku 129 pred Kristom umožnil zmerať paralaxu Mesiaca, stanoviť dĺžku roka na 365,25 dňa, určiť procesiu a zostaviť v roku 130 pred Kristom. katalóg hviezd pre 1008 hviezd atď.

V rôznych časoch tu bola aj astronomická palica a astrolabón (ide o prvý typ teodolitu), kvadrant a mnohé ďalšie prístroje a prístroje. Pozorovania nebeských telies a objektov sa vykonávajú v špeciálnych inštitúciách - observatóriách, ktoré vznikli na samom začiatku rozvoja astronómie pred naším letopočtom. e.

Astronomické observatóriá boli vytvorené pre možné výskumy a pozorovania v rôznych krajinách. V našej krajine sú ich asi dve desiatky: Hlavné astronomické observatórium Pulkovo Ruskej akadémie vied (GAO RAS), Štátny astronomický ústav. P.K. Sternberg (GAISh), Kaukazské horské observatórium (KGO SAISH) atď.

Skutočný astronomický výskum sa začal, keď v roku 1609 vynašli ďalekohľad.

Revolúcia v astronómii nastala v roku 1608, keď holandský výrobca okuliarov John Lippershey zistil, že dve šošovky umiestnené v jednej priamke dokážu zväčšiť objekty. Tak bol vynájdený ďalekohľad.

Túto myšlienku okamžite využil Galileo. V roku 1609 zostrojil svoj prvý 3x ďalekohľad a namieril ho do neba. Ďalekohľad sa teda zmenil na ďalekohľad.

Ďalekohľad sa stal hlavným prístrojom používaným v astronómii na pozorovanie nebeských telies, príjem a analýzu žiarenia z nich. . Toto slovo pochádza z dvoch gréckych slov: tele - ďaleko a skopeo - pozerám sa.

Ďalekohľad - optický prístroj, ktorý zväčšuje uhol pohľadu, pri ktorom sú viditeľné nebeské telesá ( rozhodnutie) a zbiera mnohonásobne viac svetla ako oko pozorovateľa ( prenikavá sila).

Ďalekohľad sa používa po prvé na to, aby zhromaždil čo najviac svetla prichádzajúceho zo skúmaného objektu a po druhé na to, aby poskytol príležitosť študovať jeho malé detaily, ktoré sú voľným okom neprístupné. Čím slabšie objekty teleskop umožňuje vidieť, tým viac prenikavú silu. Charakteristická je schopnosť rozlišovať jemné detaily rozhodnutie ďalekohľad. Obe tieto vlastnosti ďalekohľadu závisia od priemeru jeho objektívu.

Množstvo svetla zhromaždeného šošovkou sa zvyšuje v pomere k jej ploche (štvorec priemeru). Priemer zrenice ľudského oka ani v úplnej tme nepresahuje 8 mm. Šošovka ďalekohľadu môže presahovať priemer očnej zrenice desiatky a stovky krát. To umožňuje teleskopu detekovať hviezdy a iné objekty, ktoré sú 100 miliónov krát slabšie ako objekty viditeľné voľným okom.

Ako ďalekohľad funguje:

Na šošovku dopadajú paralelné lúče svetla (napríklad z hviezdy). Objektív vytvára obraz v ohniskovej rovine. Lúče svetla rovnobežné s hlavnou optickou osou sa zhromažďujú v ohnisku F ležiacom na tejto osi. Ďalšie lúče svetla sa zhromažďujú v blízkosti ohniska - nad alebo pod. Tento obraz pozorovateľ sleduje pomocou okuláru.

Ako viete, ak je objekt ďalej ako dvojnásobok ohniskovej vzdialenosti, poskytuje jeho zmenšený, prevrátený a skutočný obraz. Tento obrázok sa nachádza medzi bodmi zaostrenia a dvojitého zaostrenia objektívu. Vzdialenosti Mesiaca, planét a ešte viac hviezd sú také veľké, že lúče z nich prichádzajúce možno považovať za paralelné. teda obraz objektu bude umiestnený v ohniskovej rovine.

Priemery vstupného a výstupného lúča sú veľmi rozdielne (vstup má priemer objektívu a výstup má priemer obrazu objektívu vytvoreného okulárom). V správne nastavenom ďalekohľade sa všetko svetlo zhromaždené šošovkou dostane do zrenice pozorovateľa. V tomto prípade je zisk úmerný druhej mocnine pomeru priemerov šošovky a zrenice. Pre veľké teleskopy je táto hodnota desaťtisíckrát. Takto je vyriešená jedna z hlavných úloh ďalekohľadu – nazbierať viac svetla z pozorovaných objektov. Ak hovoríme o fotografickom ďalekohľade - astrografe, potom sa v ňom zvyšuje osvetlenie fotografickej dosky.

Hlavné charakteristiky ďalekohľadov.

1) Clona ďalekohľadu(D)- je priemer hlavného zrkadla ďalekohľadu alebo jeho spojovacej šošovky.

Viac clona, tým viac svetla objektív zachytí a tým slabšie objekty uvidíte.

2) F ohnisková vzdialenosť ďalekohľadu - Toto je vzdialenosť, pri ktorej zrkadlo alebo šošovka objektívu vytvorí obraz nekonečne vzdialeného objektu.

Zvyčajne sa to vzťahuje na ohniskovú vzdialenosť šošovky (F), pretože okuláre sú vzájomne zameniteľné a každý z nich má svoju vlastnú ohniskovú vzdialenosť.

Od ohnisková vzdialenosť závisí nielen od zväčšenia, ale aj od kvality obrazu. Viac ohnisková vzdialenosť, tým lepšia je kvalita obrazu. Dĺžka ďalekohľadu, najmä Newtonových reflektorov a refraktorov, závisí aj od ohniskovej vzdialenosti ďalekohľadu.

3) Zväčšenie (alebo zväčšenie) ďalekohľadu(W) ukazuje, koľkokrát dokáže ďalekohľad zväčšiť objekt respuhol, pod ktorým pozorovateľ vidí predmet. Rovná sa pomeru ohniskových vzdialeností objektívu F a okuláru f.

Ďalekohľad zväčšuje viditeľné uhlové rozmery Slnka, Mesiaca, planét a detailov na nich, no hviezdy sú vďaka svojej kolosálnej vzdialenosti stále viditeľné cez ďalekohľad ako svietiace bodky.

F väčšinou nemôžete zmeniť, ale ak máte okuláre s rôznym f, môžete zmeniť zväčšenie alebo zväčšenie ďalekohľadu D. S vymeniteľnými okulármi je možné dosiahnuť rôzne zväčšenia s tou istou šošovkou. Takže schopnosti teleskopu v astronómii sa zvyčajne nevyznačujú zväčšením, ale priemerom jeho šošovky. V astronómii sa spravidla používa zväčšenie menšie ako 500 krát. Využitie veľkých zväčšení bráni zemská atmosféra. Pohyb vzduchu, nepostrehnuteľný voľným okom (alebo pri malom zväčšení), vedie k tomu, že malé detaily obrazu sú rozmazané, rozmazané. Astronomické observatóriá, ktoré používajú veľké teleskopy s priemerom zrkadla 2–3 m, sa snažia lokalizovať v oblastiach s dobrou astroklímou: veľkým počtom jasných dní a nocí, s vysokou atmosférickou transparentnosťou.

4) Rozlíšenie – minimálny uhol medzi dvomi hviezdami videný oddelene. Jednoducho povedané, rozlíšenie možno chápať ako „čistotu“ obrazu.

Rozhodnutie možno vypočítať pomocou vzorca:

kde δ je uhlové rozlíšenie v sekundách, D

V astronómii sa meria vzdialenosť medzi objektmi na oblohe rohu, ktorý je tvorený lúčmi ťahanými z bodu, v ktorom sa nachádza pozorovateľ k objektom. Táto vzdialenosť je tzv rohu a vyjadrené v stupňoch a zlomkoch stupňa:

stupne - 5 o, minúty - 13 "sekúnd - 21"

Ľudské oko bez špeciálnych prístrojov rozozná 2 hviezdy oddelene od seba, ak je ich uhlová vzdialenosť aspoň 1-2.

Uhol, pod ktorým vidíme priemer Slnka a Mesiaca ~ 0,5 o = 30".

Obmedzenie maximálneho zväčšenia je spôsobené fenoménom difrakcie - ohybom svetelných vĺn okolo okrajov šošovky. V dôsledku difrakcie sa namiesto obrazu bodu získajú prstence. Uhlová veľkosť centrálneho bodu ( teoretické uhlové rozlíšenie):

kde δ je uhlové rozlíšenie v sekundách, λ - vlnová dĺžka žiarenia , D je priemer šošovky v milimetroch.

Čím menšia je veľkosť obrazu svetelného bodu (hviezdy), ktorý šošovka ďalekohľadu poskytuje, tým lepšie je jej rozlíšenie. Ak je vzdialenosť medzi obrázkami dvoch hviezd menšia ako veľkosť samotného obrázka, potom sa spoja do jednej. Minimálnu veľkosť obrázka hviezdy (v oblúkových sekundách) možno vypočítať pomocou vzorca:

Kde λ je vlnová dĺžka svetla, a D je priemer šošovky. Školský ďalekohľad so 60 mm objektívom by mal teoretické rozlíšenie asi 2 Ѕ . Pripomeňme, že toto prevyšuje rozlíšenie voľného oka (2") 60-krát. Skutočné rozlíšenie ďalekohľadu bude menšie, keďže kvalitu obrazu výrazne ovplyvňuje stav atmosféry, pohyb vzduchu.

Pre viditeľné vlnové dĺžky pri λ = 550 nm na ďalekohľade s priem D= 1 m, teoretické uhlové rozlíšenie bude δ = 0,1". V praxi je uhlové rozlíšenie veľkých ďalekohľadov obmedzené atmosférickým otrasom. Pri fotografických pozorovaniach je rozlíšenie vždy obmedzené zemskou atmosférou a chybami navádzania a nemôže byť lepšie ako 0,3". Pri pozorovaní okom sa vďaka tomu, že sa možno pokúsiť zachytiť moment, keď je atmosféra relatívne pokojná (stačí pár sekúnd), rozlišovacia schopnosť ďalekohľadov s priem. D, veľká 2 m, môže byť blízko teoretickej. Teleskop sa považuje za dobrý, ak zachytí viac ako 50 % žiarenia v 0,5-palcovom kruhu.

Spôsoby, ako zvýšiť rozlíšenie ďalekohľadu:

1) zväčšenie priemeru ďalekohľadu

2) zníženie vlnovej dĺžky študovaného žiarenia

5) Ďalekohľad s penetračným výkonoma charakterizované hraničnou veľkosťou m najslabšej hviezdy, ktorú možno s týmto prístrojom vidieť za najlepších pozorovacích podmienok. Pre takéto podmienky možno penetračnú silu určiť podľa vzorca:

m= 2,1 + 5 lg D

kde D je priemer šošovky v milimetroch, m je hraničná veľkosť.

6) Relatívna diera – pomer priemeruDna ohniskovú vzdialenosť F:

Ďalekohľady na vizuálne pozorovanie majú zvyčajne pomer clony 1/10 alebo menej. Pre moderné teleskopy je to 1/4 alebo viac.

7) Často sa namiesto relatívnej diery používa koncept svietivosť rovná ( D/F) 2 . Clona charakterizuje osvetlenie vytvorené šošovkou v ohniskovej rovine.

8) Relatívna ohnisková vzdialenosť ďalekohľadu(označené obráteným písmenom A) je prevrátená hodnota relatívneho otvoru:

Vo fotografii sa táto veličina často nazýva bránica .

Relatívna clona a relatívna ohnisková vzdialenosť sú dôležité charakteristiky objektívu ďalekohľadu. Tie sú vzájomným protikladom. Čím väčšia je relatívna clona, ​​tým menšia je relatívna ohnisková vzdialenosť a tým väčšie je osvetlenie v ohniskovej rovine objektívu ďalekohľadu, čo je výhodné pre fotografovanie (umožňuje znížiť rýchlosť uzávierky pri zachovaní expozície). Zároveň sa však na ráme fotodetektora získa menšia mierka obrazu.

Zostavme si obraz Mesiaca, ktorý dáva objektívu s ohniskovou vzdialenosťou F(obr. 1.6). Z obrázku je vidieť, že šošovka nemení uhlové rozmery pozorovaného objektu - uhol α. Teraz použijeme ešte jednu šošovku - okulár 2, umiestnime ju z obrazu Mesiaca (bod F1) vo vzdialenosti rovnajúcej sa ohniskovej vzdialenosti tohto objektívu - f, presne tak F2. Ohnisková vzdialenosť okuláru musí byť menšia ako ohnisková vzdialenosť objektívu. Po vytvorení obrazu, ktorý okulár poskytuje, sa uistíme, že zväčší uhlové rozmery Mesiaca: uhol β je výrazne väčší ako uhol α.

Typy ďalekohľadov:

1. Optické teleskopy
   1. Refraktor.
   2. Reflektor.
   3. Zrkadlový objektív.

Ak sa ako objektív ďalekohľadu používa šošovka, potom sa nazýva tzv refraktor(z latinského slova refracto - lámem sa), a ak konkávne zrkadlo, tak reflektor(reflecto - odrážam). Teleskopy so zrkadlovou šošovkou používajú kombináciu zrkadla a šošoviek.

Ďalekohľad - refraktor využíva lom svetla. Lúče prichádzajúce z nebeských telies sú zhromažďované šošovkou alebo šošovkovým systémom.

Hlavná časť prvoka refraktor – šošovka - bikonvexná šošovka namontovaná pred ďalekohľadom. Šošovka zbiera žiarenie. Čím väčšia je šošovka D, čím viac žiarenia ďalekohľad nazbiera, tým slabšie zdroje dokáže detekovať. Aby sa predišlo chromatickej aberácii, šošovky sú vyrobené z kompozitu. Avšak v prípadoch, keď je potrebné minimalizovať rozptyl v systéme, je potrebné použiť aj jednu šošovku. Vzdialenosť od šošovky k hlavnému ohnisku sa nazýva hlavná ohnisková vzdialenosť F.

Teleskop - reflektor využíva odraz svetla. Používajú konkávne zrkadlo schopné zaostriť odrazené lúče.

hlavným prvkom reflektor je zrkadlo - odrazová plocha guľového, parabolického alebo hyperbolického tvaru. Zvyčajne sa vyrába z okrúhleho kusu skla alebo kremeňa a potom je potiahnutý reflexným povlakom (tenká vrstva striebra alebo hliníka). Presnosť výroby zrkadlového povrchu, t.j. maximálne prípustné odchýlky od daného tvaru závisia od vlnovej dĺžky svetla, pri ktorej bude zrkadlo pracovať. Presnosť by mala byť lepšia ako λ/8. Napríklad zrkadlo fungujúce vo viditeľnom svetle (vlnová dĺžka λ = 0,5 mikrónu) musí byť vyrobené s presnosťou 0,06 mikrónu (0,00006 mm).

Optická sústava smerujúca k oku pozorovateľa sa nazýva okulár . V najjednoduchšom prípade môže okulár pozostávať len z jednej pozitívnej šošovky (v tomto prípade získame obraz značne skreslený chromatickou aberáciou).

Okrem refraktorov a reflektorov sa v súčasnosti používajú rôzne typy. zrkadlové teleskopy.

Školské teleskopy sú väčšinou refraktory, zvyčajne s bikonvexnou zbiehavou šošovkou ako objektívom.

V súčasných observatóriách môžeme vidieť veľké optické teleskopy. Najväčší odrazový ďalekohľad v Rusku, ktorý má zrkadlo s priemerom 6 m, bol navrhnutý a vyrobený Leningradskou optickou a mechanickou asociáciou. Nazýva sa „Veľký azimutový ďalekohľad“ (skrátene BTA).

Jeho obrovské konkávne zrkadlo, ktoré má hmotnosť asi 40 ton, je brúsené s presnosťou na zlomky mikrometra. Ohnisková vzdialenosť zrkadla je 24 m. Hmotnosť celej inštalácie ďalekohľadu je viac ako 850 ton a výška 42 m. Ďalekohľad je riadený počítačom, čo umožňuje presné nasmerovanie ďalekohľadu na objekt pod študovať a udržiavať ho v zornom poli po dlhú dobu, plynulo otáčať ďalekohľad po rotácii Zeme. Ďalekohľad je súčasťou Špeciálneho astrofyzikálneho observatória Ruskej akadémie vied a je inštalovaný na severnom Kaukaze (neďaleko obce Zelenčukskaja v Karačajsko-čerkesskej republike) v nadmorskej výške 2100 m nad morom.

V súčasnosti je možné použiť v pozemných ďalekohľadoch nie monolitické zrkadlá, ale zrkadlá pozostávajúce zo samostatných fragmentov. Dva teleskopy už boli postavené a fungujú, pričom každý z nich má šošovku priemer 10 m, pozostávajúce z 36 samostatných šesťhranných zrkadiel. Ovládaním týchto zrkadiel pomocou počítača ich môžete vždy usporiadať tak, aby všetky zbierali svetlo z pozorovaného objektu v jedinom ohnisku. Plánuje sa vytvorenie ďalekohľadu s kompozitným zrkadlom s priemerom 32 m, fungujúceho na rovnakom princípe.

Ďalekohľady sú veľmi rozdielne – optické (všeobecné astrofyzikálne účely, koronografy, teleskopy na pozorovanie satelitov), ​​rádioteleskopy, infračervené, neutrína, röntgenové. Pri všetkej rozmanitosti rozhodujú všetky teleskopy, ktoré prijímajú elektromagnetické žiarenie dve hlavné úlohy:

• vytvoriť čo najostrejší obraz a v prípade vizuálnych pozorovaní zväčšiť uhlové vzdialenosti medzi objektmi (hviezdy, galaxie atď.);
• zhromaždiť čo najviac energie žiarenia, zvýšiť osvetlenie obrazu predmetov.

Moderné teleskopy sa často používajú na fotografovanie obrazu, ktorý poskytuje šošovka. Takto boli získané fotografie Slnka, galaxií a iných objektov, ktoré uvidíte na stránkach učebnice, v populárnych knihách a časopisoch a na stránkach na internete. Teleskopy prispôsobené na fotografovanie nebeských objektov sú tzv astrografy. Fotografické pozorovania majú oproti vizuálnym množstvo výhod. Medzi hlavné výhody patrí:

1. dokumentácia - schopnosť zaznamenávať vyskytujúce sa javy a procesy a na dlhú dobu uchovávať prijaté informácie;
2. bezprostrednosť - schopnosť zaregistrovať krátkodobé javy vyskytujúce sa v danom okamihu;
3. panoráma - schopnosť zachytiť niekoľko objektov na fotografickú dosku súčasne a ich vzájomnú polohu;
4. integrita - schopnosť akumulovať svetlo zo slabých zdrojov; detail výsledného obrázku.

Pomocou ďalekohľadov sa robia nielen vizuálne a fotografické pozorovania, ale hlavne vysokofrekvenčné fotoelektrické a spektrálne pozorovania. Informácie o teplote, chemickom zložení, magnetických poliach nebeských telies, ako aj o ich pohybe sa získavajú zo spektrálnych pozorovaní. Nebeské telesá okrem svetla vyžarujú aj elektromagnetické vlny, ktoré sú dlhšie ako svetlo (infračervené, rádiové vlny) alebo kratšie ako svetlo (UV, röntgenové a gama žiarenie).

Štúdium Vesmíru začalo a pokračuje niekoľko tisícročí, no až do polovice minulého storočia prebiehal výskum výlučne v r. optický rozsah elektromagnetické vlny. Preto bola dostupná oblasť žiarenia v rozsahu od 400 do 700 nm. Prvé astronomické vedecké pozorovania boli astrometrické, skúmalo sa len umiestnenie planét, hviezd a ich zdanlivý pohyb v nebeskej sfére.

Ale nebeské telesá vyžarujú rôzne žiarenie: viditeľné svetlo, infračervené, ultrafialové, rádiové vlny, röntgenové lúče, gama žiarenie. V 20. storočí sa astronómia stala all-wave. Astronómia sa nazýva celovlnová, keďže pozorovania objektov sa neuskutočňujú len v optickom rozsahu. V súčasnosti je žiarenie z vesmírnych objektov zaznamenávané v celom rozsahu elektromagnetického spektra od dlhovlnného rádiového vyžarovania (frekvencia 10 7, vlnová dĺžka l = 30 m) až po gama žiarenie (frekvencia 10 27 Hz, vlnová dĺžka l = 3∙10 –19 xm = 3,10 -10 nm). Na tento účel sa používajú rôzne zariadenia, z ktorých každé je schopné prijímať žiarenie v určitom rozsahu elektromagnetických vĺn: infračervené, ultrafialové, röntgenové, gama a rádiové žiarenie.

Na príjem a analýzu optického a iných druhov žiarenia v modernej astronómii sa využíva celý arzenál výdobytkov fyziky a techniky - fotonásobiče, elektrón-optické konvertory atď. V súčasnosti sú najcitlivejšími prijímačmi svetla nábojovo viazané zariadenia (CCD). ), ktoré umožňujú zaznamenávať jednotlivé svetelné kvantá . Sú zložitým systémom polovodičov (polovodičových polí), ktoré využívajú vnútorný fotoelektrický jav. V tomto a iných prípadoch môžu byť získané údaje reprodukované na displeji počítača alebo prezentované na spracovanie a analýzu v digitálnej forme.

Pozorovania v iných spektrálnych rozsahoch umožnili urobiť dôležité objavy. Prvý vynájdený rádioteleskopy. Rádiové vyžarovanie z vesmíru sa dostáva na povrch Zeme bez výraznej absorpcie. Na jej príjem boli zostrojené najväčšie astronomické prístroje, rádioteleskopy.

Ich kovové anténne zrkadlá, ktoré dosahujú priemer niekoľko desiatok metrov, odrážajú rádiové vlny a zbierajú ich ako optický odrazový ďalekohľad. Na registráciu rádiového vyžarovania sa používajú špeciálne citlivé rádiové prijímače. akýkoľvek rádioteleskop princípom činnosti je podobný optickému: zbiera žiarenie a sústreďuje ho na detektor naladený na zvolenú vlnovú dĺžku a potom tento signál konvertuje, pričom zobrazuje konvenčne farebný obraz oblohy alebo objektu.

Rádiové vlny teda priniesli informácie o prítomnosti veľkých molekúl v studených molekulárnych oblakoch, o aktívnych galaxiách, o štruktúre jadier galaxií vrátane našej Galaxie, pričom optické žiarenie zo stredu Galaxie je úplne oneskorené kozmickým prachom.

Na výrazné zlepšenie uhlového rozlíšenia používa rádioastronómia rádiové interferometre. Najjednoduchší rádiový interferometer pozostáva z dvoch rádioteleskopov oddelených vzdialenosťou tzv základňa interferometra. Rádiové teleskopy umiestnené v rôznych krajinách a dokonca aj na rôznych kontinentoch môžu byť tiež spojené do jedného pozorovacieho systému. Takéto systémy sú tzv ultradlhé rádiové interferometre základnej línie(RSDB). Takéto systémy poskytujú najvyššie možné uhlové rozlíšenie, niekoľko tisíckrát lepšie ako ktorýkoľvek optický teleskop.

Naša Zem je spoľahlivo chránená atmosférou pred prenikajúcim tvrdým elektromagnetickým žiarením, pred infračerveným žiarením. Keďže atmosféra bráni prenikaniu lúčov k Zemi 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.

Prístroje na štúdium iných druhov žiarenia sa tiež zvyčajne nazývajú teleskopy, hoci sa vo svojom dizajne niekedy výrazne líšia od optických ďalekohľadov. Spravidla sú inštalované na umelých satelitoch, orbitálnych staniciach a iných kozmických lodiach, pretože tieto žiarenia prakticky neprenikajú cez zemskú atmosféru. Rozptyľuje a absorbuje ich.

Dokonca aj optické teleskopy na obežnej dráhe majú určité výhody oproti tým na zemi. Väčšina veľký z nich vesmírny ďalekohľad. Hubbleov teleskop vytvorený v USA s priemerom zrkadla 2,4 m sú k dispozícii objekty, ktoré sú 10 až 15-krát slabšie ako rovnaký teleskop na Zemi. Jeho rozlíšenie je 0,1S, čo je nedosiahnuteľné ani pre väčšie pozemné teleskopy. Snímky hmlovín a iných vzdialených objektov ukazujú jemné detaily, ktoré sú pri pozorovaní zo Zeme nerozoznateľné.

1.1.6 Pozrime sa podrobnejšie na teleskopy podľa ich typov.

1) Refraktor(refrakto - lámem sa) - využíva sa lom svetla v šošovke (refrakčný).

Prvý ďalekohľad bol refraktorový s jedinou šošovkou ako objektívom. "Pozorovací ďalekohľad" vyrobený v Holandsku [H. Lippershey]. Podľa hrubého popisu ho Galileo Galilei vyrobil v roku 1609 a prvýkrát ho poslal na oblohu v novembri 1609 a v januári 1610 objavil 4 satelity Jupitera.

V súčasnosti sa refraktory s jednou šošovkou používajú snáď len v koronografoch a niektorých spektrálnych prístrojoch. Všetky moderné refraktory sú vybavené achromatickými objektívmi. Najväčší refraktor na svete je ďalekohľad Yerk Observatory (USA) s 1m šošovkou. Vyrába Alvan Clark (americký optik). Jeho šošovka je 102 cm (40 palcov) a bola inštalovaná v roku 1897 na observatóriu Yerk (neďaleko Chicaga). Postavili ho koncom minulého storočia a odvtedy profesionáli obrie refraktory nestavajú. Clark vyrobil ďalší 30-palcový refraktor, ktorý bol inštalovaný v roku 1885 na observatóriu Pulkovo a zničený počas druhej svetovej vojny.

40-palcový refraktorový ďalekohľad na observatóriu Yerkes. Snímka 2006 (Wikipedia)

b) Reflektor(reflektovať - ​​odrážať) - na zaostrenie lúčov sa používa konkávne zrkadlo.

Newtonov reflektor.

V roku 1667 vynašiel I. Newton (1643-1727, Anglicko) prvý zrkadlový ďalekohľad s priemerom zrkadla 2,5 cm pri 41-násobnom zväčšení. Tu ploché diagonálne zrkadlo umiestnené v blízkosti ohniska vychyľuje lúč svetla mimo tubus, kde je obraz pozorovaný cez okulár alebo fotografovaný. Hlavné zrkadlo je parabolické, ale ak nie je pomer clony príliš veľký, môže byť sférické. V tých časoch sa zrkadlá vyrábali z kovových zliatin a rýchlo sa stmievali.

Najväčší ďalekohľad na svete W. Keka nainštaloval v roku 1996 zrkadlo s priemerom 10 m (prvé z dvoch, ale zrkadlo nie je monolitické, ale pozostáva z 36 šesťhranných zrkadiel) na observatóriu Maun Kea (Kalifornia, USA).

Observatórium Keck

Segmentované primárne zrkadlo ďalekohľadu Keck II

V roku 1995 bol uvedený do prevádzky prvý zo štyroch ďalekohľadov (priemer zrkadla 8m) (observatórium ESO, Čile).

Predtým bolo najväčšie v ZSSR, priemer zrkadla 6 m, inštalované na území Stavropol (hora Pastukhov, h = 2070 m) na Špeciálnom astrofyzikálnom observatóriu Akadémie vied ZSSR (monolitické zrkadlo 42t, 600t teleskop, vy môžete vidieť hviezdy 24 m). Špeciálne astrofyzikálne observatórium Akadémie vied ZSSR bolo založené v roku 1966, 6 rokov po rozhodnutí vlády zriadiť najväčšie observatórium v ​​krajine pre základný vesmírny výskum. Observatórium vzniklo ako centrum pre kolektívne využitie pre zabezpečenie prevádzky optického ďalekohľadu BTA (Large Azimuthal Telescope) s priemerom zrkadla 6 metrov a rádioteleskopu RATAN-600 s priemerom prstencovej antény 600 metrov, vtedajšieho svetového najväčšie astronomické prístroje. Boli uvedené do prevádzky v rokoch 1975-1977 a sú určené na štúdium objektov blízkeho a vzdialeného vesmíru pomocou metód pozemnej astronómie.

BTA veža

c) Zrkadlová šošovka.(Schmidtova komora) - kombinácia oboch typov.

Ďalekohľad Schmidt-Cassegrain. Veľký otvor, bez kómy (coma aberation) a s veľkým zorným poľom.

Prvá bola postavená v roku 1930. B.V. Schmidt (1879-1935, Estónsko) s priemerom šošovky 44 cm Estónsky optik, zamestnanec observatória v Hamburgu Barnhard Schmidt nainštaloval clonu do stredu zakrivenia sférického zrkadla, čím sa okamžite odstránila kóma (komická aberácia) aj astigmatizmus. Aby eliminoval sférickú aberáciu, umiestnil do clony špeciálne tvarovanú šošovku. Výsledkom je fotografický fotoaparát s jedinou aberáciou – zakrivením poľa a úžasnými kvalitami: čím väčšia je clona fotoaparátu, tým lepšie snímky poskytuje a tým väčšie je zorné pole!

V roku 1946 James Baker nainštaloval do Schmidtovej komory konvexné sekundárne zrkadlo a získal ploché pole. O niečo neskôr bol tento systém upravený a stal sa jedným z najpokročilejších systémov: Schmidt-Cassegrain, ktorý na poli s priemerom 2 stupňov poskytuje difrakčnú kvalitu obrazu.

Ďalekohľad Schmidt-Cassegrain

V roku 1941 D.D. Maksutov(ZSSR) vyrobili meniskový ďalekohľad, ktorý je výhodný pri krátkom tubuse. Používajú ho amatérski astronómovia.

Ďalekohľad Maksutov-Cassegrain.

V roku 1941 D. D. Maksutov zistil, že sférickú aberáciu sférického zrkadla možno kompenzovať meniskom s vysokým zakrivením. Po nájdení dobrej vzdialenosti medzi meniskom a zrkadlom sa Maksutovovi podarilo zbaviť sa kómy a astigmatizmu. Zakrivenie poľa, ako pri Schmidtovej kamere, je možné eliminovať inštaláciou plankonvexnej šošovky v blízkosti ohniskovej roviny – takzvanej Piazzi-Smithovej šošovky. Po aluminizácii strednej časti menisku získal Maksutov meniskusové analógy Cassegrainových a Gregoryho teleskopov. Boli navrhnuté meniskusové analógy takmer všetkých ďalekohľadov zaujímavých pre astronómov.

Teleskop Maksutov - Cassegrain s priemerom 150 mm

V roku 1995 bol pre optický interferometer uvedený do prevádzky prvý ďalekohľad s 8 m zrkadlom (zo 4) so ​​základňou 100 m (púšť ATACAMA, Čile; ESO).

V roku 1996 bol pomenovaný prvý ďalekohľad s priemerom 10 m (z dvoch so základňou 85 m). W. Keka predstavený na observatóriu Maun Kea (Kalifornia, Havaj, USA)

2. - Výhody: za každého počasia a dennej doby môžete pozorovať objekty, ktoré sú pre optické neprístupné. Predstavujú misku (ako lokátor).

Rádioastronómia sa rozvinula po vojne. Najväčšími rádioteleskopmi v súčasnosti sú pevný RATAN-600, Rusko (uvedený do prevádzky v roku 1967, 40 km od optického teleskopu, pozostáva z 895 jednotlivých zrkadiel s rozmermi 2,1 x 7,4 m a má uzavretý prstenec s priemerom 588 m), Arecibo (Portoriko, 305 m - betónová misa vyhasnutej sopky, predstavená v roku 1963). Z mobilných majú dva rádioteleskopy so 100 m miskou.

Osobitný význam v našom vesmírnom veku je venovaný orbitálne observatóriá. Najznámejší z nich je vesmírny ďalekohľad. Hubbleov teleskop- vypustený v apríli 1990 a má priemer 2,4 m. Po nainštalovaní korekčného bloku v roku 1993 ďalekohľad registruje objekty až do 30. magnitúdy a jeho uhlové zväčšenie je lepšie ako 0,1" (v tomto uhle je hrach viditeľný z vzdialenosť niekoľko desiatok kilometrov).

Schematický diagram ďalekohľadu. Hubbleov teleskop

l. Upevnenie materiálu.

1. Aké astronomické informácie ste študovali v kurzoch iných predmetov? (prírodné vedy, fyzika, história atď.)
2. čo si sa naučil?
3. čo je astronómia? Vlastnosti astronómie atď.
4. V čom je špecifickosť astronómie v porovnaní s inými prírodnými vedami?
5. Aké druhy nebeských telies poznáte?
6. Aké sú predmety poznania v astronómii?
7. Aké metódy a nástroje poznania v astronómii poznáte?
8. Účel ďalekohľadu a jeho typy
9. Aký význam má dnes astronómia v národnom hospodárstve?

Hodnoty v národnom hospodárstve:

• - Orientácia podľa hviezd na určenie strán horizontu
• - Navigácia (navigácia, letectvo, astronautika) - umenie navigácie po hviezdach
• - Prieskum vesmíru s cieľom pochopiť minulosť a predpovedať budúcnosť
• - Astronautika:
• - Prieskum Zeme s cieľom zachovať jej jedinečnú povahu
• - Získavanie materiálov, ktoré nie je možné získať v pozemských podmienkach
• - Predpoveď počasia a predpoveď prírodných katastrof
• - Záchrana lodí v núdzi
• - Prieskum iných planét na predpovedanie vývoja Zeme

1. Pozrite si kalendár pozorovateľa, príklad astronomického denníka (elektronického, napríklad Sky).
2. Na internete choďte na, nájdite prednášky o astronómii, pozri Astrotop astrolinks, portál: Astronómia v Wikipedia, - pomocou ktorého môžete získať informácie o probléme, ktorý vás zaujíma, alebo ho nájsť.

Sledoval pohyb hviezd na oblohe. Vtedajšie astronomické pozorovania pomáhali orientovať sa v teréne a boli nevyhnutné aj pri budovaní filozofických a náboženských systémov. Odvtedy sa veľa zmenilo. Astronómia sa konečne oslobodila od astrológie, nahromadila rozsiahle vedomosti a technickú silu. Astronomické pozorovania uskutočnené na Zemi alebo vo vesmíre sú však stále jednou z hlavných metód získavania údajov v tejto vede. Zmenili sa metódy zberu informácií, no podstata metodiky zostala nezmenená.

Čo sú to astronomické pozorovania?

Existujú dôkazy, ktoré naznačujú, že ľudia mali základné vedomosti o pohybe Mesiaca a Slnka už v praveku. Diela Hipparcha a Ptolemaia svedčia o tom, že znalosti o svietidlách boli žiadané aj v staroveku a venovala sa im veľká pozornosť. V tom čase a ešte dlho potom boli astronomické pozorovania štúdiom nočnej oblohy a fixovaním toho, čo bolo vidieť na papieri, alebo jednoduchšie, náčrtom.

Až do renesancie boli asistentmi vedcov v tejto veci iba najjednoduchšie nástroje. Po vynáleze ďalekohľadu sa sprístupnilo značné množstvo údajov. Keď sa to zlepšilo, presnosť prijatých informácií sa zvýšila. Bez ohľadu na úroveň technologického pokroku sú však astronomické pozorovania hlavným spôsobom zhromažďovania informácií o nebeských objektoch. Zaujímavé je, že aj toto je jedna z oblastí vedeckej činnosti, v ktorej metódy používané v dobe pred vedeckým pokrokom, teda pozorovanie voľným okom alebo pomocou najjednoduchších zariadení, nestratili na aktuálnosti.

Klasifikácia

Dnes sú astronomické pozorovania pomerne širokou kategóriou činností. Môžu byť klasifikované podľa niekoľkých kritérií:

• kvalifikácia účastníkov;
• charakter zaznamenaných údajov;
• umiestnenie.

V prvom prípade sa rozlišujú profesionálne a amatérske pozorovania. Údaje získané v tomto prípade sú najčastejšie registráciou viditeľného svetla alebo iného elektromagnetického žiarenia vrátane infračerveného a ultrafialového. V tomto prípade možno informácie získať v niektorých prípadoch len z povrchu našej planéty alebo len z vesmíru mimo atmosféry: podľa tretieho znaku sa rozlišujú astronomické pozorovania uskutočnené na Zemi alebo vo vesmíre.

amatérska astronómia

Krása vedy o hviezdach a iných nebeských telesách je v tom, že ako jedna z mála doslova potrebuje aktívnych a neúnavných obdivovateľov z radov laikov. Obrovské množstvo predmetov, ktoré si zaslúžia neustálu pozornosť, je malý počet vedcov, ktorí sa zaoberajú najzložitejšími problémami. Astronomické pozorovania zvyšku blízkeho vesmíru preto padajú na plecia amatérov.

Prínos ľudí, ktorí považujú astronómiu za svoj koníček k tejto vede, je celkom hmatateľný. Až do polovice poslednej dekády minulého storočia viac ako polovicu komét objavili amatéri. Medzi ich oblasti záujmu často patria aj premenné hviezdy, pozorovanie nov, sledovanie pokrytia nebeských telies asteroidmi. To posledné je dnes najperspektívnejšou a najžiadanejšou prácou. Čo sa týka Nových a Supernov, spravidla si ich ako prví všimnú amatérski astronómovia.

Možnosti pre neprofesionálne pozorovania

Amatérsku astronómiu možno rozdeliť do úzko súvisiacich odvetví:

• Vizuálna astronómia. Patria sem astronomické pozorovania ďalekohľadom, ďalekohľadom alebo voľným okom. Hlavným cieľom takýchto aktivít je spravidla užiť si možnosť pozorovať pohyb hviezd, ako aj zo samotného procesu. Zaujímavým odvetvím tohto smeru je „chodníková“ astronómia: niektorí amatéri vytiahnu svoje teleskopy na ulicu a pozývajú všetkých obdivovať hviezdy, planéty a Mesiac.
• Astrofotografia. Účelom tohto smeru je získať fotografické obrazy nebeských telies a ich prvkov.
• Stavba ďalekohľadu. Niekedy potrebné optické prístroje, teleskopy a príslušenstvo k nim vyrábajú amatéri takmer od začiatku. Vo väčšine prípadov však konštrukcia ďalekohľadu spočíva v doplnení existujúcich zariadení o nové komponenty.
• Výskum. Niektorí amatérski astronómovia sa okrem estetického potešenia snažia získať aj niečo materiálnejšie. Zaoberajú sa štúdiom asteroidov, premenných, nových a supernov, komét a meteorických rojov. V procese neustálych a starostlivých pozorovaní sa pravidelne objavujú objavy. Práve táto činnosť amatérskych astronómov má najväčší prínos pre vedu.

Aktivity profesionálov

Špecializovaní astronómovia na celom svete majú sofistikovanejšie vybavenie ako amatéri. Úlohy, pred ktorými stoja, si vyžadujú vysokú presnosť pri zbere informácií, dobre fungujúci matematický aparát na interpretáciu a prognózovanie. Stredobodom práce profesionálov sú spravidla pomerne zložité, často vzdialené objekty a javy. Štúdium priestorov často umožňuje osvetliť určité zákony vesmíru, objasniť, doplniť alebo vyvrátiť teoretické konštrukcie týkajúce sa jeho pôvodu, štruktúry a budúcnosti.

Klasifikácia podľa typu informácií

Pozorovania v astronómii, ako už bolo spomenuté, môžu byť spojené s fixáciou rôzneho žiarenia. Na tomto základe sa rozlišujú tieto smery:

• optická astronómia študuje žiarenie vo viditeľnom rozsahu;
• infračervená astronómia;
• ultrafialová astronómia;
• rádioastronómia;
• röntgenová astronómia;
• gama astronómia.

Okrem toho sú zvýraznené smery tejto vedy a zodpovedajúce pozorovania, ktoré nesúvisia s elektromagnetickým žiarením. To zahŕňa neutríno, štúdium neutrínového žiarenia z mimozemských zdrojov, gravitačné vlny a planetárnu astronómiu.

Z povrchu

Niektoré z javov študovaných v astronómii sú dostupné pre výskum v pozemných laboratóriách. Astronomické pozorovania na Zemi sú spojené so štúdiom trajektórií pohybu meraním vzdialenosti hviezd vo vesmíre, fixovaním určitých typov žiarenia a rádiových vĺn atď. Až do začiatku éry astronautiky sa astronómovia mohli uspokojiť len s informáciami získanými v podmienkach našej planéty. A to stačilo na vybudovanie teórie o vzniku a vývoji vesmíru, na objavenie mnohých vzorcov, ktoré existujú vo vesmíre.

Vysoko nad zemou

Vypustením prvého satelitu sa začala nová éra v astronómii. Zozbierané údaje sú neoceniteľné. Prispeli k prehĺbeniu vedomostí vedcov o záhadách vesmíru.

Astronomické pozorovania vo vesmíre umožňujú odhaliť všetky druhy žiarenia, od viditeľného svetla až po gama a röntgenové lúče. Väčšina z nich nie je dostupná pre výskum zo Zeme, pretože atmosféra planéty ich pohltí a nepustí na povrch. Röntgenové pulzary sú príkladom objavov, ktoré boli možné až potom.

Baníci informácií

Astronomické pozorovania vo vesmíre sa vykonávajú pomocou rôznych zariadení inštalovaných na kozmických lodiach a na obežných satelitoch. Mnohé štúdie tohto charakteru sa uskutočňujú o neoceniteľnom prínose optických ďalekohľadov, ktoré boli v minulom storočí niekoľkokrát spustené. Medzi nimi vyniká slávny Hubbleov teleskop. Pre laikov je to predovšetkým zdroj úchvatne krásnych fotografických záberov hlbokého vesmíru. To však nie je všetko, čo „dokáže“. S jeho pomocou sa získalo veľké množstvo informácií o štruktúre mnohých objektov, vzorcoch ich „správania“. Hubbleov teleskopy a ďalšie teleskopy sú neoceniteľným zdrojom údajov potrebných pre teoretickú astronómiu, pracujúcu na problémoch vývoja vesmíru.

Astronomické pozorovania – pozemské aj vesmírne – sú jediné pre vedu o nebeských telesách a javoch. Bez nich by vedci mohli rozvíjať len rôzne teórie bez toho, aby ich vedeli porovnať s realitou.

Astronómia je veda, ktorá študuje nebeské objekty a vesmír, v ktorom žijeme.

Poznámka 1

Keďže astronómia ako veda nemá možnosť uskutočniť experiment, hlavným zdrojom informácií sú informácie, ktoré výskumníci získajú počas pozorovania.

V tomto smere sa v astronómii vyčleňuje oblasť nazývaná pozorovacia astronómia.

Podstatou pozorovacej astronómie je získavanie potrebných informácií o objektoch vo vesmíre pomocou prístrojov, akými sú teleskopy a iné zariadenia.

Pozorovania v astronómii umožňujú najmä sledovať vzory vlastností určitých skúmaných objektov. Získané výsledky štúdia niektorých objektov je možné rozšíriť na ďalšie objekty s podobnými vlastnosťami.

Sekcie pozorovacej astronómie

V pozorovacej astronómii je rozdelenie do sekcií spojené s rozdelením elektromagnetického spektra na rozsahy.

Optická astronómia – prispieva k pozorovaniam vo viditeľnej časti spektra. Súčasne sa v pozorovacích zariadeniach používajú zrkadlá, šošovky a detektory v pevnej fáze.

Poznámka 2

V tomto prípade leží oblasť viditeľného žiarenia v strede rozsahu skúmaných vĺn. Vlnová dĺžka viditeľného žiarenia je v rozsahu od 400 nm do 700 nm.

Infračervená astronómia je založená na hľadaní a štúdiu infračerveného žiarenia. V tomto prípade vlnová dĺžka prekračuje limitnú hodnotu pre pozorovania s kremíkovým detektorom: asi 1 μm. Na štúdium vybraných objektov v tejto časti dosahu výskumníci využívajú najmä teleskopy - reflektory.

Rádioastronómia je založená na pozorovaniach žiarenia s vlnovou dĺžkou od milimetrov do desiatok milimetrov. Prijímače využívajúce rádiové vyžarovanie sú princípom svojej činnosti porovnateľné s prijímačmi, ktoré sa používajú pri vysielaní rozhlasových programov. Rozhlasové prijímače sú však citlivejšie.

Röntgenová astronómia, gama astronómia a ultrafialová astronómia sú zahrnuté v astronómii vysokých energií.

Pozorovacie metódy v astronómii

Získanie požadovaných údajov je možné, keď astronómovia zaregistrujú elektromagnetické žiarenie. Okrem toho výskumníci vykonávajú pozorovania neutrín, kozmického žiarenia alebo gravitačných vĺn.

Optická a rádioastronómia využíva pri svojej činnosti pozemné observatóriá. Dôvodom je, že pri vlnových dĺžkach týchto rozsahov má atmosféra našej planéty relatívnu transparentnosť.

Observatóriá sa väčšinou nachádzajú vo vysokých nadmorských výškach. Je to spôsobené znížením absorpcie a skreslením, ktoré vytvára atmosféra.

Poznámka 3

Všimnite si, že množstvo infračervených vĺn je výrazne absorbovaných molekulami vody. Z tohto dôvodu sa observatóriá často stavajú na suchých miestach vo vysokej nadmorskej výške alebo vo vesmíre.

Balóny alebo vesmírne observatóriá sa používajú najmä v oblasti röntgenovej, gama a ultrafialovej astronómie a až na niekoľko výnimiek v astronómii ďalekého infračerveného žiarenia. Zároveň pri pozorovaní vzduchových spŕch môžete zistiť gama žiarenie, ktoré ich vytvorilo. Všimnite si, že štúdium kozmického žiarenia je v súčasnosti rýchlo sa rozvíjajúcou oblasťou astronomickej vedy.

Objekty nachádzajúce sa blízko Slnka a Zeme možno vidieť a merať, keď sú pozorované na pozadí iných objektov. Takéto pozorovania sa použili na zostavenie modelov obežných dráh planét, ako aj na určenie ich relatívnych hmotností a gravitačných porúch. Výsledkom bol objav Uránu, Neptúna a Pluta.

Rádioastronómia - rozvoj tejto oblasti astronómie bol výsledkom objavu rádiovej emisie. Ďalší rozvoj tejto oblasti viedol k objavu takého javu, akým je žiarenie kozmického pozadia.

Neutrínová astronómia - táto oblasť astronomickej vedy využíva vo svojom arzenáli neutrínové detektory, ktoré sa nachádzajú hlavne v podzemí. Nástroje neutrínovej astronómie pomáhajú získať informácie o procesoch, ktoré výskumníci nemôžu pozorovať ďalekohľadmi. Príkladom sú procesy prebiehajúce v jadre nášho Slnka.

Prijímače gravitačných vĺn majú schopnosť zaznamenať stopy aj takých javov, ako je zrážka takých masívnych objektov, akými sú neutrónové hviezdy a čierne diery.

Automatické kozmické lode sa aktívne využívajú pri astronomických pozorovaniach planét slnečnej sústavy. Zvlášť aktívne sa s ich pomocou študuje geológia a meteorológia planét.

Podmienky na vykonávanie astronomických pozorovaní.

Pre lepšie pozorovanie astronomických objektov sú dôležité nasledujúce podmienky:

1. Výskum sa uskutočňuje najmä vo viditeľnej časti spektra pomocou optických ďalekohľadov.
2. Pozorovania sa vykonávajú najmä v noci, pretože kvalita údajov získaných výskumníkmi závisí od transparentnosti vzduchu a podmienok viditeľnosti. Podmienky viditeľnosti zase závisia od turbulencií a prítomnosti tepelných tokov vo vzduchu.
3. Absencia splnu dáva výhodu pri pozorovaní astronomických objektov. Ak je na oblohe mesiac v splne, poskytuje to dodatočné osvetlenie a komplikuje pozorovanie slabých objektov.
4. Pre optický ďalekohľad je najvhodnejším miestom na pozorovanie otvorený priestor. Vo vesmíre je možné robiť pozorovania, ktoré nezávisia od rozmarov atmosféry pre nedostatok takýchto vo vesmíre. Nevýhodou tohto spôsobu pozorovania sú vysoké finančné náklady na takéto štúdie.

Po vesmíre sú najvhodnejším miestom na pozorovanie kozmického priestoru štíty hôr. Vrcholy hôr majú veľký počet bezoblačných dní a kvalitné podmienky viditeľnosti spojené s dobrou atmosférou.

Príklad 1

Príkladom takýchto observatórií sú horské štíty ostrovov Mauna Kea a La Palma.

Veľkú úlohu pri astronomických pozorovaniach zohráva aj úroveň tmy v noci. Umelé osvetlenie vytvorené ľudskou činnosťou narúša kvalitné pozorovanie slabých astronomických objektov. Použitie plafondov okolo pouličných lámp však pomáha riešiť problém. V dôsledku toho sa zvyšuje množstvo svetla dopadajúceho na zemský povrch a znižuje sa žiarenie smerujúce k oblohe.

5. Vplyv atmosféry na kvalitu pozorovaní môže byť veľký. Na získanie lepšieho obrazu sa používajú teleskopy s dodatočnou korekciou rozmazania obrazu. Na zlepšenie kvality sa využíva aj adaptívna optika, škvrnitá interferometria, apertúrna syntéza, či umiestňovanie ďalekohľadov do vesmíru.

PREDSLOV
Kniha je venovaná organizácii, obsahu a metodike astronomických pozorovaní na pokročilej úrovni, ako aj najjednoduchším matematickým metódam ich spracovania. Začína sa kapitolou o testovaní ďalekohľadu, hlavného nástroja pozorovacej astronómie. Táto kapitola načrtáva hlavné problémy súvisiace s najjednoduchšou teóriou ďalekohľadu. Učitelia tu nájdu množstvo cenných praktických rád týkajúcich sa určovania rôznych charakteristík ďalekohľadu, kontroly kvality jeho optiky, výberu optimálnych podmienok na pozorovanie, ako aj potrebné informácie o najdôležitejšom príslušenstve ďalekohľadu a spôsobe zaobchádzania s ním. pri vizuálnych a fotografických pozorovaniach.
Najdôležitejšou časťou knihy je druhá kapitola, ktorá sa na základe konkrétneho materiálu zaoberá otázkami organizácie, obsahu a metód vykonávania astronomických pozorovaní. Značná časť navrhovaných pozorovaní - vizuálne pozorovania Mesiaca, Slnka, planét, zatmení - si nevyžaduje vysokú kvalifikáciu a pri šikovnom vedení učiteľa sa dá zvládnuť v krátkom čase. Zároveň množstvo ďalších pozorovaní - fotografické pozorovania, vizuálne pozorovania premenných hviezd, programové pozorovania meteorických rojov a niektoré ďalšie - si už vyžadujú značnú zručnosť, určitú teoretickú prípravu a ďalšie prístroje a vybavenie.
Samozrejme, nie všetky pozorovania uvedené v tejto kapitole je možné realizovať v akejkoľvek škole. Organizovanie pozorovaní so zvýšenou náročnosťou je s najväčšou pravdepodobnosťou dostupné tým školám, kde sú dobré tradície organizovania mimoškolských aktivít v astronómii, skúsenosti v príslušnej práci a čo je veľmi dôležité, dobrá materiálna základňa.
Nakoniec, v tretej kapitole, na základe konkrétneho materiálu, sú jednoduchou a názornou formou prezentované hlavné matematické metódy na spracovanie pozorovaní: interpolácia a extrapolácia, približná reprezentácia empirických funkcií a teória chýb. Táto kapitola je neoddeliteľnou súčasťou knihy. Učiteľov a študentov škôl a napokon aj milovníkov astronómie usmerňuje k premyslenému, serióznemu postoju k zakladaniu a realizácii astronomických pozorovaní, ktorých výsledky môžu nadobudnúť určitý význam a hodnotu až po náležitom matematickom spracovaní.
Pozornosť učiteľov sa upriamuje na potrebu používať mikrokalkulačky av budúcnosti osobné počítače.
Materiál knihy je možné využiť pri vedení praktických hodín astronómie podľa učebných osnov, ako aj pri vedení voliteľných hodín a pri práci astronomického krúžku.
Pri tejto príležitosti autori vyjadrujú hlbokú vďaku podpredsedovi Rady astronomických kruhov Moskovského planetária, zamestnancovi SAI MSU M. Yu. Shevchenko a docentovi Pedagogického inštitútu Vladimíra, kandidátovi fyzikálnych a matematických Sciences E. P. Razbitnaya za cenné podnety, ktoré prispeli k zlepšeniu obsahu knihy.
Autori vďačne prijmú všetky kritické komentáre od čitateľov.

Kapitola I TESTOVANIE ĎALEKOHLEDOV

§ 1. Úvod
Teleskopy sú hlavnými prístrojmi každého astronomického observatória, vrátane toho vzdelávacieho. Študenti pomocou ďalekohľadov pozorujú Slnko a javy, ktoré sa na ňom vyskytujú, Mesiac a jeho topografiu, planéty a niektoré ich satelity, rozmanitý svet hviezd, otvorené a guľové hviezdokopy, difúzne hmloviny, Mliečnu dráhu a galaxie. .
Na základe priamych teleskopických pozorovaní a na fotografiách urobených veľkými ďalekohľadmi môže učiteľ vytvárať v žiakoch živé prírodovedné predstavy o štruktúre okolitého sveta a na tomto základe si vytvárať pevné materialistické presvedčenia.
Na začiatku pozorovania na školskom astronomickom observatóriu by si mal učiteľ dobre uvedomiť možnosti teleskopickej optiky, rôzne praktické metódy na jej testovanie a stanovenie jej hlavných charakteristík. Čím plnšie a hlbšie budú mať učiteľ znalosti o ďalekohľadoch, tým lepšie bude vedieť organizovať astronomické pozorovania, tým plodnejšia bude práca žiakov a tým presvedčivejšie sa pred nimi objavia výsledky pozorovaní.
Pre učiteľa astronómie je dôležité najmä poznať stručnú teóriu ďalekohľadu, poznať najbežnejšie optické systémy a inštalácie ďalekohľadov a tiež mať pomerne úplné informácie o okulároch a rôznych príslušenstvách k ďalekohľadom. Zároveň musí poznať hlavné charakteristiky, ako aj výhody a nevýhody malých ďalekohľadov určených pre školské a ústavné vzdelávacie astronomické observatóriá, mať dobré zručnosti pri manipulácii s takýmito ďalekohľadmi a vedieť reálne posúdiť ich možnosti pri organizovaní pozorovaní.
Efektívnosť práce astronomického observatória závisí nielen od jeho vybavenia rôznymi zariadeniami a najmä od optickej sily na ňom dostupných ďalekohľadov, ale aj od stupňa pripravenosti pozorovateľov. Len kvalifikovaný pozorovateľ, ktorý má dobré zručnosti v manipulácii s ďalekohľadom a ktorý pozná jeho hlavné vlastnosti a možnosti, je schopný získať o tomto ďalekohľade maximum informácií.
Preto učiteľ stojí pred dôležitou úlohou pripraviť aktivistov, ktorí sú schopní robiť dobré pozorovania, ktoré si vyžadujú vytrvalosť, starostlivé prevedenie, veľkú pozornosť a čas.
Bez vytvorenia skupiny kvalifikovaných pozorovateľov nemožno počítať s plošným nepretržitým fungovaním školskej hvezdárne a s jej veľkou návratnosťou pri vzdelávaní a výchove všetkých ostatných žiakov.
V tomto smere učiteľovi nestačí poznať samotné ďalekohľady a ich možnosti, musí mať aj premyslenú a výraznú vysvetľovaciu metódu, ktorá ďaleko nepresahuje rámec školských osnov a učebníc a vychádza zo znalostí žiakov získaných v r. štúdium fyziky, astronómie a matematiky.
Zároveň by sa mala venovať osobitná pozornosť aplikovanej povahe hlásených informácií o ďalekohľadoch, aby sa schopnosti teleskopov odhalili v procese vykonávania plánovaných pozorovaní a prejavili sa v získaných výsledkoch.
Berúc do úvahy vyššie uvedené požiadavky, prvá kapitola knihy obsahuje teoretické informácie o ďalekohľadoch v rozsahu potrebnom na uskutočnenie dobre premyslených pozorovaní, ako aj popisy racionálnych praktických metód testovania a stanovenia ich rôznych charakteristík, berúc do úvahy vedomosti a schopnosti študentov.

§ 2. Stanovenie hlavných charakteristík optiky ďalekohľadu
Aby sme hlbšie pochopili možnosti optiky ďalekohľadu, mali by sme najprv uviesť niekoľko optických údajov o ľudskom oku - hlavnom "nástroji" študentov vo väčšine vzdelávacích astronomických pozorovaní. Zastavme sa pri jej charakteristikách, akými sú extrémna citlivosť a zraková ostrosť, pričom ich obsah ilustrujeme na príkladoch pozorovaní nebeských objektov.
Pod hraničnou (prahovou) citlivosťou oka sa rozumie minimálny svetelný tok, ktorý ešte dokáže vnímať oko plne prispôsobené tme.
Vhodnými objektmi na určenie limitnej citlivosti oka sú skupiny hviezd rôznych veľkostí so starostlivo odmeranými veľkosťami. Pri dobrom stave atmosféry, bezoblačnej oblohe za bezmesačnej noci ďaleko od mesta možno pozorovať hviezdy až do 6. magnitúdy. To však nie je limit. Vysoko v horách, kde je atmosféra obzvlášť čistá a priehľadná, sú viditeľné hviezdy až do 8. magnitúdy.
Skúsený pozorovateľ musí poznať hranice svojich očí a vedieť určiť stav priehľadnosti atmosféry z pozorovaní hviezd. Aby ste to dosiahli, je potrebné dobre preštudovať štandard všeobecne akceptovaný v astronómii - sériu severných polárov (obr. 1, a) a brať to ako pravidlo: pred vykonaním teleskopických pozorovaní musíte najskôr určiť voľným okom hviezdy viditeľné na hranici z tejto série a určiť z nich stav atmosféry.
Ryža. 1. Mapa severného polárneho pohoria:
a - na pozorovania voľným okom; b - s ďalekohľadom alebo malým ďalekohľadom; c - stredný ďalekohľad.
Získané údaje sa zaznamenávajú do denníka pozorovaní. To všetko si vyžaduje pozorovanie, pamäť, rozvíja si návyk očného hodnotenia a zvyká si na presnosť – tieto vlastnosti sú pre pozorovateľa veľmi užitočné.
Zraková ostrosť sa chápe ako schopnosť oka rozlišovať blízko seba vzdialené predmety alebo svetelné body. Lekári zistili, že priemerná ostrosť normálneho ľudského oka je 1 oblúková minúta. Tieto údaje boli získané skúmaním jasných, dobre osvetlených objektov a bodových svetelných zdrojov v laboratórnych podmienkach.
Pri pozorovaní hviezd - oveľa menej jasných objektov - je zraková ostrosť o niečo znížená a je približne 3 minúty oblúka alebo viac. Takže pri normálnom videní je ľahké si všimnúť, že blízko Mizara - strednej hviezdy v rukoväti vedra Ursa Major - je slabá hviezda Alkor. Zďaleka nie každému sa podarí vytvoriť dualitu e Lyra voľným okom. Uhlová vzdialenosť medzi Mizar a Alcor je 1 Г48" a medzi komponentmi ei a e2 Lyra - 3" 28".
Uvažujme teraz, ako ďalekohľad rozširuje možnosti ľudského videnia, a analyzujme tieto možnosti.
Ďalekohľad je afokálny optický systém, ktorý premieňa lúč rovnobežných lúčov s prierezom D na lúč rovnobežných lúčov s prierezom d. To je jasne vidieť na príklade dráhy lúča v refraktore (obr. 2), kde šošovka zachytáva paralelné lúče prichádzajúce zo vzdialenej hviezdy a zaostruje ich do bodu v ohniskovej rovine. Ďalej sa lúče rozchádzajú, vstupujú do okuláru a vystupujú z neho ako paralelný lúč menšieho priemeru. Lúče potom vstupujú do oka a sú zamerané na bod v spodnej časti očnej gule.
Ak sa priemer zrenice ľudského oka rovná priemeru paralelného lúča vychádzajúceho z okuláru, potom všetky lúče zhromaždené objektívom vstúpia do oka. Preto v tomto prípade pomer plôch šošovky ďalekohľadu a zrenice ľudského oka vyjadruje mnohonásobnosť nárastu svetelného toku, klesajúceho
Ak predpokladáme, že priemer zrenice je 6 mm (v úplnej tme dosahuje dokonca 7 - 8 mm), potom školský refraktor s priemerom šošovky 60 mm dokáže do oka poslať 100-krát viac svetelnej energie, ako vníma voľné oko. Výsledkom je, že s takýmto teleskopom sa hviezdy môžu stať viditeľnými a vysielajú nám svetelné toky 100-krát menšie ako svetelné toky z hviezd viditeľných na hranici voľným okom.
Podľa Pogsonovho vzorca stonásobné zvýšenie osvetlenia (svetelný tok) zodpovedá 5 hviezdnym magnitúdam:
Vyššie uvedený vzorec umožňuje odhadnúť penetračnú silu, ktorá je najdôležitejšou charakteristikou ďalekohľadu. Priebojná sila je určená medznou veľkosťou (m) najslabšej hviezdy, ktorú je možné ešte vidieť daným ďalekohľadom za najlepších atmosférických podmienok. Keďže v uvedenom vzorci nie je zohľadnená ani strata svetla pri prechode optikou, ani stmavnutie pozadia oblohy v zornom poli ďalekohľadu, ide o približný údaj.
Presnejšiu hodnotu penetračnej sily ďalekohľadu možno vypočítať pomocou nasledujúceho empirického vzorca, ktorý sumarizuje výsledky pozorovaní hviezd prístrojmi rôznych priemerov:
kde D je priemer šošovky vyjadrený v milimetroch.
Pre orientačné účely tabuľka 1 uvádza približné hodnoty penetračnej sily ďalekohľadov, vypočítané pomocou empirického vzorca (1).
Skutočnú penetračnú silu ďalekohľadu je možné určiť pozorovaním hviezd série severnej polárky (obr. 1.6, c). Za týmto účelom nastavte podľa tabuľky 1 alebo empirického vzorca (1) približnú hodnotu penetračnej sily ďalekohľadu. Ďalej sú z daných máp (obr. 1.6, c) vybrané hviezdy s o niečo väčšími a o niečo menšími magnitúdami. Opatrne skopírujte všetky hviezdy väčšej brilantnosti a všetky vybrané. Týmto spôsobom sa vytvorí hviezdna mapa, dôkladne sa študuje a robia sa pozorovania. Neprítomnosť "extra" hviezd na mape prispieva k rýchlej identifikácii teleskopického obrazu a stanoveniu hviezdnych magnitúd viditeľných hviezd. Následné pozorovania sa uskutočňujú nasledujúce večery. Ak sa počasie a priehľadnosť atmosféry zlepší, potom bude možné vidieť a identifikovať slabšie hviezdy.
Veľkosť takto nájdenej najslabšej hviezdy určuje skutočnú penetračnú silu použitého teleskopu. Získané výsledky sa zaznamenávajú do denníka pozorovania. Z nich možno posúdiť stav atmosféry a podmienky na pozorovanie iných svietidiel.
Druhou najdôležitejšou charakteristikou ďalekohľadu je jeho rozlíšenie b, ktoré sa chápe ako minimálny uhol medzi dvoma hviezdami videnými oddelene. V teoretickej optike je dokázané, že s ideálnou šošovkou vo viditeľnom svetle L = 5,5-10-7 m je stále možné rozlíšiť dvojhviezdu, ak sa uhlová vzdialenosť medzi jej komponentmi rovná uhla
kde D je priemer šošovky v milimetroch. (...)
Ryža. 3. Difrakčné obrazce blízkych hviezdnych párov s rôznymi uhlovými vzdialenosťami komponentov.
Je tiež poučné vykonávať teleskopické pozorovania jasných hviezdnych párov s otvorenou šošovkou. Ako sa vstup ďalekohľadu postupne aperturuje, difrakčné disky hviezd sa zväčšujú, spájajú a spájajú do jedného difrakčného disku s väčším priemerom, ale s oveľa menšou jasnosťou.
Pri vykonávaní takýchto štúdií by sa mala venovať pozornosť kvalite teleskopických snímok, ktoré sú určené stavom atmosféry.
Atmosférické poruchy by sa mali pozorovať dobre nastaveným ďalekohľadom (najlepšie reflektorom), pričom sa skúmajú difrakčné snímky jasných hviezd pri veľkých zväčšeniach. Z optiky je známe, že pri monochromatickom svetelnom toku sa 83,8 % energie prenesenej cez šošovku sústreďuje v centrálnom difrakčnom kotúči, 7,2 % v prvom prstenci, 2,8 % v druhom, 1,5 % v treťom a 1,5 % % vo štvrtom kruhu - 0,9 %, atď.
Keďže žiarenie prichádzajúce z hviezd nie je monochromatické, ale pozostáva z rôznych vlnových dĺžok, difrakčné prstence sú farebné a rozmazané. Zrozumiteľnosť prstencových obrázkov je možné zlepšiť použitím filtrov, najmä úzkopásmových. Avšak v dôsledku poklesu energie z prstenca na prstenec a nárastu ich plôch sa už tretí prstenec stáva nenápadným.
Toto treba mať na pamäti pri odhadovaní stavu atmosféry z viditeľných difrakčných obrazcov pozorovaných hviezd. Pri takýchto pozorovaniach môžete použiť Pickeringovu škálu, podľa ktorej sú najlepšie snímky hodnotené 10 a veľmi slabé 1.
Uvádzame popis tejto stupnice (obr. 4).
1. Obrazy hviezd sú zvlnené a rozmazané tak, že ich priemery sú v priemere dvakrát väčšie ako tretí difrakčný prstenec.
2. Obraz je zvlnený a mierne mimo tretieho difrakčného prstenca.
3. Obraz nepresahuje tretí difrakčný krúžok. Jas obrazu sa zvyšuje smerom k stredu.
4. Z času na čas je viditeľný centrálny difrakčný disk hviezdy, okolo ktorého sa objavujú krátke oblúky.
5. Difrakčný disk je stále viditeľný a často sú viditeľné krátke oblúky.
6. Difrakčný disk a krátke oblúky sú stále viditeľné.
7. Oblúky sa pohybujú okolo jasne viditeľného disku.
8. Krúžky s medzerami sa pohybujú okolo jasne definovaného disku,
9. Difrakčný krúžok najbližšie k disku je nehybný.
10. Všetky difrakčné krúžky sú stacionárne.
Body 1 - 3 charakterizujú zlý stav atmosféry pre astronomické pozorovania, 4 - 5 - priemerný, 6 - 7 - dobrý, 8 - 10 - výborný.
Treťou dôležitou vlastnosťou ďalekohľadu je jeho apertúra šošovky, ktorá sa rovná druhej mocnine pomeru priemeru šošovky.
na svoju ohniskovú vzdialenosť (...)

§ 3. Kontrola kvality optiky ďalekohľadu
Praktickú hodnotu každého ďalekohľadu ako pozorovacieho prístroja určuje nielen jeho veľkosť, ale aj kvalita jeho optiky, teda stupeň dokonalosti jeho optického systému a kvalita šošovky. Dôležitú úlohu zohráva kvalita okulárov pripevnených k ďalekohľadu, ako aj kompletnosť ich zostavy.
Šošovka je najdôležitejšou časťou ďalekohľadu. Bohužiaľ, aj tie najpokročilejšie teleskopické šošovky majú množstvo nedostatkov z čisto technických dôvodov a z povahy svetla. Najdôležitejšie z nich sú chromatická a sférická aberácia, kóma a astigmatizmus. Rýchle šošovky navyše v rôznej miere trpia zakrivením poľa a skreslením.
Učiteľ potrebuje vedieť o hlavných optických nedostatkoch najpoužívanejších typov ďalekohľadov, tieto nedostatky názorne a názorne demonštrovať a vedieť ich do určitej miery redukovať.
Popíšme si postupne najdôležitejšie optické nedostatky ďalekohľadov, pouvažujme, v akých typoch malých ďalekohľadov a do akej miery sa prejavujú a naznačme najjednoduchšie spôsoby ich zvýraznenia, zobrazenia a zmenšenia.
Hlavnou prekážkou, ktorá dlhodobo bránila zdokonaleniu refraktorového ďalekohľadu, bola chromatická (farebná) aberácia, teda neschopnosť zbernej šošovky zhromaždiť všetky svetelné lúče s rôznymi vlnovými dĺžkami v jednom bode. Chromatická aberácia je spôsobená nerovnakým lomom svetelných lúčov rôznych vlnových dĺžok (červené lúče sa lámu slabšie ako žlté a žlté sú slabšie ako modré).
Chromatická aberácia je obzvlášť výrazná v ďalekohľadoch s jednošošovkovými rýchlymi šošovkami. Ak je takýto ďalekohľad nasmerovaný na jasnú hviezdu, potom na určitú polohu okuláru
môžete vidieť jasne fialovú škvrnu obklopenú farebnou svätožiarou s rozmazaným červeným vonkajším prstencom. Ako sa okulár vysúva, farba centrálneho bodu sa postupne zmení na modrú, potom na zelenú, žltú, oranžovú a nakoniec červenú. V druhom prípade bude okolo červenej škvrny viditeľná farebná svätožiara s fialovým prstencovým okrajom.
Ak sa na planétu pozriete cez takýto ďalekohľad, obraz bude veľmi rozmazaný, s dúhovými škvrnami.
Dvojšošovkové šošovky, ktoré sú z veľkej časti bez chromatickej aberácie, sa nazývajú achromatické. Relatívna apertúra refraktora s achromatickou šošovkou je zvyčajne 715 a viac (pri školských refrakčných ďalekohľadoch ponecháva 7o, čo trochu zhoršuje kvalitu obrazu).
Achromatická šošovka však nie je úplne bez chromatickej aberácie a dobre konverguje len lúče určitých vlnových dĺžok. V tomto ohľade sú objektívy achromatizované v súlade s ich účelom; vizuálny - vo vzťahu k lúčom, ktoré najsilnejšie pôsobia na oko, fotografický - pre lúče, ktoré najsilnejšie pôsobia na fotografickú emulziu. Najmä šošovky školských refraktorov sú svojím účelom vizuálne.
Prítomnosť zvyškovej chromatickej aberácie v školských refraktoroch možno posúdiť na základe pozorovaní s veľmi vysokými zväčšeniami difrakčných obrazov jasných hviezd, pričom sa rýchlo menia tieto filtre: žltozelený, červený, modrý. Rýchlu výmenu svetelných filtrov je možné zabezpečiť použitím kotúčových alebo posuvných rámov, popísaných v
§ 20 knihy „Školské astronomické observatórium“1. Zmeny v difrakčných obrazcoch pozorované v tomto prípade naznačujú, že nie všetky lúče sú rovnako zaostrené.
Eliminácia chromatickej aberácie je úspešnejšie vyriešená u trojšošovkových apochromatických objektívov. V žiadnom objektíve sa ho však zatiaľ nepodarilo úplne zničiť.
Reflexná šošovka neláme svetelné lúče. Preto sú tieto šošovky úplne bez chromatickej aberácie. Týmto spôsobom sa reflexné šošovky priaznivo porovnávajú so šošovkami.
Ďalšou veľkou nevýhodou teleskopických šošoviek je sférická aberácia. Prejavuje sa to tak, že monochromatické lúče idúce rovnobežne s optickou osou sú zaostrené v rôznych vzdialenostiach od šošovky podľa toho, ktorou zónou prešli. Takže v jedinej šošovke sú lúče, ktoré prešli blízko jej stredu, zaostrené najďalej a najbližšie - tie, ktoré prešli cez okrajovú zónu.
To možno ľahko vidieť, ak je ďalekohľad s jednošošovkovým objektívom nasmerovaný na jasnú hviezdu a pozorovaný dvoma clonami: jedna z nich by mala zvýrazňovať tok prechádzajúci centrálnou zónou a druhá vo forme prstenca. , by mali prepúšťať lúče okrajovej zóny. Pozorovania by sa mali vykonávať pomocou svetelných filtrov, ak je to možné, s úzkymi šírkami pásma. Pri použití prvej clony sa získa ostrý obraz hviezdy pri trochu väčšom vysunutí okuláru ako pri použití druhej clony, čo potvrdzuje prítomnosť sférickej aberácie.
V komplexných šošovkách sa sférická aberácia spolu s chromatickou aberáciou zníži na požadovanú hranicu výberom šošoviek určitej hrúbky, zakrivenia a typu použitého skla.
[ Zvyšky nekorigovanej sférickej aberácie v komplexných šošovkových teleskopických objektívoch možno zistiť pomocou (vyššie popísané clony, pozorovanie difrakčných vzorov z jasných hviezd pri vysokých zväčšeniach. Pri štúdiu zrakových šošoviek by sa mali používať žltozelené filtre a pri štúdiu fotografických šošoviek , Modrá.
! V zrkadlových parabolických (presnejšie paraboloidných) šošovkách nedochádza k žiadnej sférickej aberácii, pretože šošovky | redukujú do jedného bodu celý zväzok lúčov putujúcich rovnobežne s optickou osou. Sférické zrkadlá majú sférickú aberáciu a je tým väčšia, čím väčšie a jasnejšie je samotné zrkadlo.
Pri malých zrkadlách s malou svietivosťou (s relatívnou clonou menšou ako 1:8) sa sférická plocha od paraboloidnej líši len málo - v dôsledku toho je sférická aberácia malá.
Prítomnosť zvyškovej sférickej aberácie možno detegovať vyššie opísaným spôsobom s použitím rôznych membrán. Aj keď zrkadlové šošovky neobsahujú chromatickú aberáciu, na lepšiu diagnostiku sférickej aberácie by sa mali použiť filtre, pretože farba pozorovaných difrakčných obrazcov pri rôznych clonách nie je rovnaká, čo môže viesť k nedorozumeniam.
Uvažujme teraz o aberáciách, ktoré vznikajú, keď lúče prechádzajú šikmo k optickej osi objektívu. Patria sem: kóma, astigmatizmus, zakrivenie poľa, skreslenie.
Pri vizuálnych pozorovaniach treba sledovať prvé dve aberácie – kómu a astigmatizmus a študovať ich prakticky pozorovaním hviezd.
Kóma sa prejavuje tak, že obraz hviezdy preč od optickej osi objektívu má podobu rozmazanej asymetrickej škvrny s posunutým jadrom a charakteristickým chvostom (obr. 6). Astigmatizmus na druhej strane spočíva v tom, že šošovka zbiera naklonený lúč svetla z hviezdy nie do jedného spoločného ohniska, ale do dvoch na seba kolmých segmentov AB a CD, umiestnených v rôznych rovinách a v rôznych vzdialenostiach od šošovky. (obr. 7).
Ryža. 6. Tvorba kómy v šikmých lúčoch. Kruh načrtáva pole v blízkosti optickej osi, kde je kóma nevýznamná.
Pri dobrom vyrovnaní v tubuse ďalekohľadu objektívu s nízkou apertúrou a pri malom zornom poli okuláru je ťažké spozorovať obe vyššie uvedené aberácie. Môžu byť jasne viditeľné, ak je za účelom tréningu ďalekohľad trochu nesprávne nastavený otočením šošovky o určitý uhol. Takáto operácia je užitočná pre všetkých pozorovateľov a najmä pre tých, ktorí stavajú svoje teleskopy, pretože skôr či neskôr budú určite čeliť problémom so zarovnaním a bude oveľa lepšie, ak budú konať vedome.
Ak chcete vychýliť reflektor, jednoducho uvoľnite a utiahnite dve protiľahlé skrutky, ktoré držia zrkadlo.
V refraktore je to ťažšie. Aby sa vlákno nepokazilo, mali by ste z lepenky prilepiť šikmo zrezaný prechodový krúžok a vložiť ho jednou stranou do tubusu ďalekohľadu a na druhú nasadiť šošovku.
Ak sa pozriete na hviezdy cez nesprávne nastavený ďalekohľad, všetky sa budú javiť ako chvostové. Dôvodom je kóma (obr. 6). Ak sa však na vstup ďalekohľadu nasadí clona s malým stredovým otvorom a okulár sa pohybuje dopredu a dozadu, potom je možné vidieť, ako sa hviezdy rozťahujú do jasných segmentov AB, potom sa menia na elipsy rôznej kompresie, kruhy, a opäť na segmenty CD a elipsy (obr. 7).
Kóma a astigmatizmus sú eliminované otočením šošovky. Ako je ľahké pochopiť, os otáčania počas nastavovania bude kolmá na smer. Ak sa chvost predĺži pri otáčaní nastavovacej skrutky zrkadla, potom sa skrutka musí otáčať v opačnom smere. Konečné jemné doladenie pri nastavovaní by sa malo vykonať okulárom s krátkym ohniskom pri veľkých zväčšeniach, aby boli difrakčné krúžky dobre viditeľné.
Ak je šošovka ďalekohľadu kvalitná a optika je správne nastavená, potom budú rozostrené snímky hviezdy pri pohľade cez refraktor vyzerať ako malý svetelný disk obklopený systémom farebných koncentrických difrakčných krúžkov ( Obr. 8, al). V tomto prípade budú vzory prefokálnych a extrafokálnych snímok úplne rovnaké (obr. 8, a 2, 3).
Nezaostrené zábery hviezdy budú mať pri pohľade cez reflektor rovnaký vzhľad, len namiesto centrálneho jasného disku bude vidieť tmavú škvrnu, čo je tieň z pomocného zrkadla alebo diagonálny hranol totálneho odrazu.
Nepresnosť nastavenia ďalekohľadu ovplyvní sústrednosť difrakčných krúžkov a samotné budú mať podlhovastý tvar (obr. 8, b 1, 2, 3, 4). Pri zaostrovaní sa hviezda nebude javiť ako ostro ohraničený jasný disk, ale ako mierne rozmazaná svetlá škvrna so slabým chvostom odhodeným nabok (efekt kómy). Ak je naznačený efekt spôsobený naozaj nepresným nastavením ďalekohľadu, tak sa dá vec jednoducho napraviť, stačí len trochu zmeniť jeho polohu v požadovanom smere pôsobením nastavovacích skrutiek rámu objektívu (zrkadla). Oveľa horšie je, ak príčina spočíva v astigmatizme samotnej šošovky alebo (v prípade Newtonovho reflektora) v zlej kvalite pomocného diagonálneho zrkadla. V tomto prípade môže byť nedostatok odstránený iba brúsením a preleštením chybných optických povrchov.
Z rozostrených záberov hviezdy sa dajú ľahko odhaliť ďalšie nedostatky teleskopickej šošovky, ak nejaké sú. Napríklad rozdiel vo veľkostiach zodpovedajúcich difrakčných krúžkov predohniskových a mimoohniskových obrazov hviezdy naznačuje prítomnosť sférickej aberácie a rozdiel v ich chromatickosti naznačuje výrazný chromatizmus (pre lineárne
volacia šošovka); nerovnomerná hustota rozloženia prstencov a ich rôzne intenzity naznačujú zónovanie šošovky a nepravidelný tvar prstencov naznačuje lokálne viac či menej výrazné odchýlky optického povrchu od ideálu.
Ak sú všetky uvedené nevýhody odhalené vzorom rozostrených obrázkov hviezdy malé, potom sa s nimi dá vyrovnať. Zrkadlové šošovky amatérskych ďalekohľadov, ktoré úspešne prešli Foucaultovým tieňovým testom, majú spravidla dokonalý optický povrch a dokonale odolávajú testom na rozostrených obrázkoch hviezd.
Výpočty a prax ukazujú, že keď je optika dokonale vyrovnaná, kóma a astigmatizmus majú malý vplyv na vizuálne pozorovania pri použití objektívov s nízkou apertúrou (menej ako 1:10). To isté platí pre fotografické pozorovania, keď sú svietidlá s relatívne malými uhlovými veľkosťami (planéty, Slnko, Mesiac) fotografované rovnakými šošovkami.
Kóma a astigmatizmus značne kazia snímky pri fotografovaní veľkých plôch hviezdnej oblohy s parabolickými zrkadlami alebo dvojšošovkami. Skreslenie sa prudko zvyšuje s rýchlymi šošovkami.
Nižšie uvedená tabuľka poskytuje predstavu o raste kómy a astigmatizmu v závislosti od uhlových odchýlok od optickej osi pre parabolické reflektory rôznej svietivosti.
Ryža. 9. Zakrivenie zorného poľa a obrazov hviezd v ich ohniskovej rovine (so všetkými ostatnými korigovanými aberáciami).
tizmu, ale je tu zakrivenie poľa. Ak takýmto objektívom odfotíte veľkú oblasť hviezdnej oblohy a zároveň sa zameriate na stredovú zónu, potom, keď sa budete sťahovať k okrajom poľa, ostrosť obrázkov hviezd sa zhorší. . A naopak, ak sa zaostrenie vykonáva na hviezdy umiestnené na okrajoch poľa, potom sa ostrosť obrázkov hviezd zhorší v strede.
Na získanie fotografie ostrej v celom poli s takýmto objektívom je potrebné film ohnúť v súlade so zakrivením poľa ostrých obrazov samotného objektívu.
Zakrivenie poľa je eliminované aj pomocou plankonvexnej šošovky Piazzi-Smith, ktorá mení zakrivené čelo vlny na ploché.
Zakrivenie poľa možno najjednoduchšie znížiť clonou šošovky. Z fotografickej praxe je známe, že so znížením clony sa hĺbka ostrosti zväčšuje - v dôsledku toho sa získajú jasné obrazy hviezd v celom poli plochej dosky. Treba však pripomenúť, že clona značne znižuje optickú silu ďalekohľadu a aby sa na platni objavili slabé hviezdy, musí sa výrazne predĺžiť expozičný čas.
Skreslenie sa prejavuje tak, že objektív vytvára obraz, ktorý nie je úmerný originálu, ale s určitými odchýlkami od neho. Výsledkom je, že pri fotografovaní štvorca sa jeho obraz môže ukázať s konkávnymi stranami dovnútra alebo konvexnými smerom von (poduškovité a súdkovité skreslenie).
Preskúmanie skreslenia akejkoľvek šošovky je veľmi jednoduché: na to je potrebné ju výrazne zacloniť, aby zostala nezakrytá len veľmi malá stredná časť. Kóma, astigmatizmus a zakrivenie poľa s takouto membránou budú eliminované a skreslenie bude možné pozorovať v najčistejšej forme
Ak fotografujete pravouhlé mriežky, okenné otvory, dvere s takouto šošovkou, potom je pri skúmaní negatívov ľahké určiť typ skreslenia, ktorý je tomuto objektívu vlastný.
Skreslenie hotového objektívu nie je možné odstrániť ani znížiť. Zohľadňuje sa pri štúdiu fotografií, najmä pri vykonávaní astrometrických prác.

§ 4. Okuláre a obmedzujúce zväčšenia ďalekohľadu
Okulárová sada je nevyhnutným doplnkom k ďalekohľadu. Už skôr sme si objasnili (§ 2) účel okuláru vo zväčšovacom teleskopickom systéme. Teraz je potrebné zaoberať sa hlavnými charakteristikami a konštrukčnými vlastnosťami rôznych okulárov. Ak pominieme v astronomickej praxi dlho nepoužívaný galilejský okulár z jednej divergencie, obrátime sa hneď na špeciálne astronomické okuláre.
Historicky prvým astronomickým okulárom, ktorý okamžite nahradil galilejský okulár, bol Keplerov okulár z jedinej šošovky s krátkym ohniskom. Vďaka oveľa väčšiemu zornému poľu v porovnaní s Galileovým okulárom v kombinácii s refraktormi s dlhým ohniskom, ktoré boli v tom čase bežné, produkoval pomerne jasné a mierne farebné obrázky. Neskôr však bol okulár Kepler nahradený pokročilejšími okulármi Huygens a Ramsden, ktoré sa nachádzajú dodnes. Najbežnejšie používanými astronomickými okulármi sú v súčasnosti Kellnerov achromatický okulár a Abbe ortoskopický okulár. Obrázok 11 zobrazuje usporiadanie týchto okulárov.
Najjednoduchšie sú usporiadané okuláre Huygens a Ramsden. Každá z nich je zložená z dvoch plankonvexných zbiehavých šošoviek. Predná (smerovaná k objektívu) sa nazýva poľná šošovka a zadná šošovka (smerovaná k oku pozorovateľa) sa nazýva očná šošovka. V Huygensovom okuláre (obr. 12) sú obe šošovky otočené k objektívu svojimi vypuklými plochami a ak f \ a / 2 sú ohniskové vzdialenosti šošoviek a d je vzdialenosť medzi nimi, potom musí byť splnený vzťah: (...)