Наблюдение звёзд днём или дневная астрономия

Введение

Астрономия – наука, изучающая движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и их систем. Накопленные ею знания применяются для практических нужд человечества.

Астрономия является одной из древнейших наук, она возникла на основе практических потребностей человека и развивалась вместе с ними. Элементарные астрономические сведения были известны уже тысячи лет назад в Вавилоне, Египте, Китае и применялись народами этих стран для измерения времени и ориентировки по сторонам горизонта.

И в наше время астрономия используется для определения точного времени и географических координат (в навигации, авиации, космонавтике, геодезии, картографии). Астрономия помогает исследованию и освоению космического пространства, развитию космонавтики и изучению нашей планеты из космоса. Но этим далеко не исчерпываются решаемые ею задачи. Наша Земля является частью Вселенной. Луна и Солнце вызывают на ней приливы и отливы. Солнечное излучение и его изменения влияют на процессы в земной атмосфере и на жизнедеятельность организмов. Механизмы влияния различных космических тел на Землю также изучает астрономия.

Современная астрономия тесно связана с математикой и физикой, с биологией и химией, с географией, геологией и с космонавтикой. Используя достижения других наук, она в свою очередь обогащает их, стимулирует их развитие, выдвигая перед ними все новые задачи. Астрономия изучает в космосе вещество в таких состояниях и масштабах, какие неосуществимы в лабораториях, и этим расширяет физическую картину мира, наши представления о материи. Все это важно для развития диалектико-материалистического представления о природе.

Научившись предвычислять наступление затмений Солнца и Луны, появление комет, астрономия положила начало борьбе с религиозными предрассудками. Показывая возможность естественнонаучного объяснения возникновения и изменения Земли и других небесных тел, астрономия способствует развитию марксистской философии.

В реферате описывается метод наблюдения как фундаментальный метод системы астрономических наук.

Методы и способы астрономических исследований

Издавна основным методом астрономических исследований было визуальное наблюдение за небесными телами. Основным инструментом при этом являются оптические телескопы.

Первая особенность астрономических наблюдений состоит в том, что наблюдения пассивны и иногда требуют очень длительных сроков. Мы не можем активно влиять на небесные тела, ставить опыты (за исключением редких случаев), как это делают в физике, в биологии. Лишь космонавтика дала в этом отношении некоторые возможности.

Многие явления, например изменение наклона земной оси к плоскости ее орбиты, становятся заметны лишь по истечении громадных сроков. Поэтому для нас не потеряли своего значения некоторые наблюдения, производившиеся в Вавилоне и в Китае тысячи лет назад, хотя они и были по современным понятиям очень неточными.

Вторая особенность астрономических исследований состоит в следующем. Мы наблюдаем положения небесных тел и их движения с Земли, которая сама находится в сложном движении. Вид неба для земного наблюдателя зависит и от того, в каком месте Земли он находится, и от того, когда он наблюдает. Например, когда у нас зимний день, в Южной Америке летняя ночь, и наоборот.

Третья особенность астрономических наблюдений состоит в том, что при наблюдениях во многих случаях мы выполняем угловые измерения и уже из них, когда можно, делаем выводы о линейных расстояниях и размерах тел. Все светила так далеки от нас, что ни на глаз, ни в телескоп нельзя решить, какое из них ближе, какое дальше. Все они кажутся одинаково далекими. Мы говорим, что на небе две звезды близки друг к другу, если близки друг к другу направления, по которым мы их видим.

Диаметры Солнца и Луны в угловой мере для нас примерно одинаковы — около половины градуса, а в линейных мерах Солнце больше: Луны по диаметру примерно в 400 раз, но оно во столько же раз от нас дальше. Поэтому их угловые диаметры для нас почти равны. Высоту светила на небе над горизонтом h можно выражать только в угловых единицах, но никак не в метрах, тем более что и линия горизонта — явление кажущееся.

Измерения высоты, углового расстояния предмета или светила от горизонта, выполняют теодолитом. Теодолит — это зрительная труба, вращающаяся около вертикальной и горизонтальной осей. С осями скреплены круги, разделенные на градусы и минуты. На кораблях и на самолетах угловые измерения выполняют прибором, называемым секстантом (секстаном).

Астрономический прибор для наблюдения

Принцип действия оптического телескопа зависит от его типа, однако все они ориентированы на то, чтобы собрать как можно больше света, приходящего от небесных светил, создать их изображения и сконцентрировать световые лучи на приемнике лучистой энергии. Типы оптических телескопов:

• — линзовые (рефракторы)
• — зеркальные (рефлекторы)
• — зеркально-линзовые

АСТРОНОМИ́ЧЕСКИЕ ИНСТРУМЕ́НТЫ И ПРИБО́РЫ

АСТРОНОМИ́ЧЕСКИЕ ИНСТРУМЕ́НТЫ И ПРИБО́РЫ, ап­па­ра­ту­ра для вы­пол­не­ния ас­тро­но­мич. на­блю­де­ний и их об­ра­бот­ки. Осн. ин­ст­ру­мент для ас­тро­но­мич. на­блю­де­ний – те­ле­скоп. Он вы­де­ля­ет на­прав­ле­ние на ис­сле­дуе­мый объ­ект и стро­ит его изо­бра­же­ние. В за­ви­си­мо­сти от ис­поль­зуе­мо­го объ­ек­ти­ва, те­ле­ско­пы де­лят­ся на лин­зо­вые (реф­рак­то­ры), зер­каль­ные (реф­лек­то­ры) и зер­каль­но-лин­зо­вые те­ле­ско­пы.

Осн. ха­рак­те­ри­сти­ки те­ле­ско­па – это раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность, со­би­раю­щая пло­щадь и по­ле зре­ния. Тео­ре­тич. раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность те­ле­ско­па (спо­соб­ность раз­ре­шать мел­кие де­та­ли изо­бра­же­ния) обу­слов­ле­на вол­но­вой при­ро­дой све­та и оп­ре­де­ля­ет­ся от­но­ше­ни­ем дли­ны вол­ны элек­тро­маг­нит­но­го из­лу­че­ния к диа­мет­ру объ­ек­ти­ва. Для круп­ней­ших оп­тич. те­ле­ско­пов, напр. для 6-мет­ро­во­го те­ле­ско­па РАН на Сев. Кав­ка­зе, тео­ре­тич. раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность со­став­ля­ет со­тые до­ли уг­ло­вой се­кун­ды. Од­на­ко из-за ис­ка­жаю­ще­го влия­ния ат­мо­сфер­ной тур­бу­лент­но­сти та­кая раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность, как пра­ви­ло, не дос­ти­га­ет­ся, и изо­бра­же­ние звез­ды в круп­ный те­ле­скоп, по­лу­чен­ное обыч­ным ме­то­дом с боль­шой экс­по­зи­ци­ей, име­ет лож­ный диск диа­мет­ром по­ряд­ка уг­ло­вой се­кун­ды и бо­лее.

Совр. круп­ные те­ле­ско­пы – это ре­флек­то­ры с гл. зер­ка­лом диа­мет­ром 8–10 м. Гл. зер­ка­ло срав­ни­тель­но тон­кое (тол­щи­ной все­го ок. 20 см) и из­го­тав­ли­ва­ет­ся из кри­стал­лич. стек­ла (си­тал­ла) с очень ма­лым ко­эф. те­п­ло­во­го рас­ши­ре­ния. Зер­ка­ло по­ме­ща­ет­ся в оп­ра­ву, со­дер­жа­щую неск. со­тен раз­гру­зоч­ных ак­тив­ных опор. Спец. ком­пь­ю­тер­ные сис­те­мы, ис­поль­зуя од­ну из звёзд по­ля зре­ния как стан­дарт­ную, в ре­аль­ном вре­ме­ни из­ме­ня­ют фи­гу­ру гл. зер­ка­ла, что по­зво­ля­ет час­тич­но ком­пен­си­ро­вать ат­мо­сфер­ные ис­ка­же­ния при­ни­мае­мо­го вол­но­во­го фрон­та и до­би­вать­ся раз­ре­шаю­щей спо­соб­но­сти в де­ся­тые до­ли уг­ло­вой се­кун­ды. Это т. н. ак­тив­ная оп­тика те­ле­ско­па. В по­след­ние го­ды всё боль­шее рас­про­стра­не­ние по­лу­ча­ют адап­тив­ные сис­те­мы по­строе­ния изо­бра­же­ния в те­ле­ско­пе, ко­то­рые по­зво­ля­ют поч­ти пол­но­стью ком­пен­си­ро­вать ат­мо­сфер­ные по­ме­хи и дос­ти­гать (по край­ней ме­ре, в ближ­нем ин­фра­крас­ном диа­па­зо­не) тео­ре­тич. раз­ре­шаю­щей спо­соб­но­сти круп­но­го те­ле­ско­па. Осо­бен­но важ­но и да­же не­об­хо­ди­мо при­ме­не­ние адап­тив­ных сис­тем в пла­ни­руе­мых ги­гант­ских на­зем­ных оп­тич. те­ле­ско­пах с эф­фек­тив­ным диа­мет­ром гл. зер­ка­ла в 30 м и да­же 100 м. Та­кие зер­ка­ла бу­дут уже не сплош­ны­ми, а со­став­ны­ми, со­стоя­щи­ми из со­тен срав­ни­тель­но не­боль­ших зер­кал, свет от ко­то­рых со­би­ра­ет­ся в об­щем фо­ку­се с по­мо­щью ла­зер­ных сис­тем кон­тро­ля и ком­пь­ю­тер­ных сис­тем сле­же­ния. Со­став­ные гл. зер­ка­ла ис­поль­зу­ют­ся в уже ра­бо­таю­щих 10-мет­ро­вых те­ле­ско­пах об­сер­ва­то­рии им. У. М. Ке­ка (США). Ес­ли сни­мать изо­бра­же­ние объ­ек­та с очень ко­рот­кой экс­по­зи­ци­ей на круп­ном те­ле­ско­пе и за­тем при­ме­нять спец. ме­то­ды об­ра­бот­ки изо­бра­же­ния, то мож­но для яр­ких объ­ек­тов так­же дос­тичь тео­ре­тич. раз­ре­шаю­щей спо­соб­но­сти по­ряд­ка со­той до­ли уг­ло­вой се­кун­ды (ме­тод спекл-ин­тер­фе­ро­мет­рии).

Со­би­раю­щая пло­щадь совр. круп­ных те­ле­ско­пов в мил­лио­ны раз боль­ше площа­ди зрач­ка че­ло­ве­че­ско­го гла­за, а совр. при­бо­ры за­ря­до­вой свя­зи (ПЗС-при­ём­ни­ки) ре­ги­ст­ри­ру­ют до 90% па­даю­ще­го из­лу­че­ния. По­это­му круп­ным те­ле­ско­пам дос­туп­ны для ис­сле­до­ва­ния звёз­ды до 26–28-й звёзд­ной ве­ли­чи­ны, что в сот­ни мил­лио­нов и мил­ли­ар­ды раз сла­бее звёзд, дос­туп­ных на­блю­де­нию не­воо­ру­жён­ным гла­зом.

По­ле зре­ния круп­но­го те­ле­ско­па обыч­но со­став­ля­ет де­сят­ки уг­ло­вых ми­нут. При­ме­не­ние спец. лин­зо­вых кор­рек­то­ров, ус­та­нав­ли­вае­мых вбли­зи фо­каль­ной плос­ко­сти объ­ек­ти­ва, по­зво­ля­ет уве­ли­чить по­ле зре­ния до 1–2°. Ог­ра­ни­чи­ва­ет­ся по­ле зре­ния те­ле­ско­па разл. вне­осе­вы­ми абер­ра­ция­ми – ко­мой, ас­тиг­ма­тиз­мом, кри­виз­ной по­ля. Совр. круп­ные те­ле­ско­пы ча­ще все­го ус­та­нав­ли­ва­ют­ся на ази­му­таль­ной ви­лоч­ной мон­ти­ров­ке, а ком­пен­са­ция су­точ­но­го дви­же­ния не­бес­ной сфе­ры и вра­ще­ния по­ля зре­ния те­ле­ско­па осу­ще­ст­в­ля­ют­ся спец. ав­то­ма­ти­зи­ро­ван­ны­ми ком­пь­ю­тер­ны­ми сис­те­ма­ми.

Для сол­неч­ных ис­сле­до­ва­ний при­ме­ня­ют­ся го­ри­зон­таль­ные или вер­ти­каль­ные сол­неч­ные те­ле­ско­пы, ко­то­рые рас­по­ла­га­ют­ся не­под­виж­но, а ком­пен­са­ция су­точ­но­го дви­же­ния Солн­ца осу­ще­ст­в­ля­ет­ся с по­мо­щью спец. под­виж­ной сис­те­мы зер­кал – це­ло­ста­та. Для уст­ра­не­ния ис­ка­жаю­ще­го дей­ст­вия тур­бу­лент­ных по­то­ков воз­ду­ха в тру­бе те­ле­ско­па ис­поль­зу­ют­ся ва­ку­ум­ные сол­неч­ные те­ле­ско­пы, у ко­то­рых в тру­бе соз­да­ёт­ся зна­чит. раз­ре­же­ние воз­ду­ха.

В ра­дио­ас­тро­но­мич. ис­сле­до­ва­ни­ях при­ме­ня­ют­ся ра­дио­те­ле­ско­пы с ан­тен­на­ми диа­мет­ром в де­сят­ки и сот­ни мет­ров, а так­же ин­тер­фе­ро­мет­ры, со­стоя­щие из де­сят­ков и со­тен 10–20-мет­ро­вых ан­тенн, син­хрон­но на­во­дя­щих­ся на ис­сле­дуе­мый объ­ект (см. Апер­тур­ный син­тез). У не­ко­то­рых ра­дио­те­ле­ско­пов, напр. у 300-мет­ро­во­го ра­дио­те­ле­ско­па в Аре­си­бо (Пу­эр­то-Ри­ко) и у 600-мет­ро­во­го ра­дио­те­ле­ско­па РАТАН-600 (Сев. Кав­каз), для на­ве­де­ния на объ­екты ис­поль­зу­ет­ся су­точ­ное вра­ще­ние Зем­ли. Ши­ро­ко при­ме­ня­ет­ся в ра­дио­астро­но­мии ме­тод меж­кон­ти­нен­таль­ной ра­дио­ин­тер­фе­ро­мет­рии, ко­гда изо­бра­же­ние од­но­го и то­го же объ­ек­та за­пи­сы­ва­ет­ся на раз­ных ра­дио­те­ле­ско­пах, раз­не­сён­ных на рас­стоя­ния по­ряд­ка диа­мет­ра зем­но­го ша­ра (ок. 12 тыс. км). За­тем эти изо­бра­же­ния ана­ли­зи­ру­ют­ся в од­ном цен­тре (кор­ре­ля­то­ре) с ис­поль­зо­ва­ни­ем сис­тем син­хро­ни­за­ции на ба­зе атом­ных стан­дар­тов час­то­ты. Та­ким ме­то­дом дос­ти­га­ет­ся уг­ло­вое раз­ре­ше­ние вплоть до 10–4 уг­ло­вой се­кун­ды.

С по­верх­но­сти Зем­ли уда­ёт­ся на­блю­дать так­же ин­фра­крас­ное из­лу­че­ние не­бес­ных тел (в т. н. ок­нах про­зрач­но­сти зем­ной ат­мо­сфе­ры) и жё­ст­кое гам­ма-из­лу­че­ние с ис­поль­зо­ва­ни­ем яв­ле­ния ши­ро­ких ат­мо­сфер­ных лив­ней, при ко­то­рых при­ход гам­ма-кван­та вы­со­кой энер­гии в зем­ную ат­мо­сфе­ру по­ро­ж­да­ет кас­кад­ное ро­ж­де­ние и рас­про­стра­не­ние эле­мен­тар­ных час­тиц.

По­сколь­ку зем­ная ат­мо­сфе­ра про­зрач­на лишь в ви­ди­мом и ближ­нем ин­фра­крас­ном диа­па­зо­не длин волн, для ас­тро­но­мич. ис­сле­до­ва­ний в ульт­ра­фио­ле­то­вом, рент­ге­нов­ском и гам­ма-диа­па­зо­не ис­поль­зу­ют вне­ат­мо­сфер­ные те­ле­ско­пы, ус­та­нов­лен­ные на кос­мич. ап­па­ра­тах. Кос­ми­че­ские те­ле­ско­пы ра­бо­та­ют так­же в ви­ди­мом и ин­фра­крас­ном диа­па­зо­нах, по­сколь­ку уст­ра­ня­ет­ся ис­ка­жаю­щее дей­ст­вие зем­ной ат­мо­сфе­ры. С 1990 на ор­би­те во­круг Зем­ли ра­бо­та­ет кос­мич. те­ле­скоп им. Э. Хабб­ла с диа­мет­ром зер­ка­ла 2,4 м. С по­мо­щью это­го те­ле­ско­па по­лу­че­ны мно­го­числ. вы­со­ко­ка­че­ст­вен­ные сним­ки га­лак­тик, звёзд, об­лас­тей звез­до­об­ра­зо­ва­ния и т. п. С по­мо­щью те­ле­ско­па, ус­та­нов­лен­но­го на ас­т­ро­мет­рич. спут­ни­ке «Гип­пар­кос», из­ме­ре­ны ко­ор­ди­на­ты, па­рал­лак­сы и соб­ст­вен­ные дви­же­ния сот­ни ты­сяч звёзд с по­греш­но­стью 0,002 уг­ло­вой се­кун­ды.

Рент­ге­нов­ские и гам­ма-на­блю­де­ния не­бес­ных тел по­зво­ля­ют изу­чать про­цес­сы в кос­мич. про­стран­ст­ве, свя­зан­ные с ги­гант­ским вы­де­ле­ни­ем энер­гии, – ак­кре­цию ве­ще­ст­ва в двой­ных сис­те­мах на ней­трон­ные звёз­ды и чёр­ные ды­ры, взаи­мо­дей­ст­вие кос­мич. лу­чей с га­зом Га­лак­ти­ки, кос­мич. гам­ма-вспле­ски и т. п. Для рент­ге­нов­ских и гам­ма-на­блю­де­ний применяют спец. те­ле­ско­пы, в ко­то­рых изо­бра­же­ние объ­ек­та стро­ит­ся ли­бо с по­мо­щью сис­те­мы «ко­ди­ро­ван­ная мас­ка плюс ко­ор­ди­нат­но-чув­ст­ви­тель­ный де­тек­тор» (в жё­ст­ком гам­ма-диа­па­зо­не), ли­бо зер­кал ко­со­го па­де­ния (в мяг­ком рент­ге­нов­ском диа­па­зо­не). Кро­ме то­го, для из­ме­ре­ния по­то­ка в рент­ге­нов­ских лу­чах поль­зу­ют­ся га­зо­вы­ми про­пор­цио­наль­ны­ми счёт­чи­ка­ми. При­ме­не­ние столь спе­ци­фич­ной ап­па­ра­ту­ры свя­за­но с тем, что рент­ге­нов­ские и гам­ма-лу­чи не пре­лом­ля­ют­ся и не от­ра­жа­ют­ся в обыч­ных ус­ло­ви­ях. Для по­лу­че­ния спек­тров рент­ге­нов­ско­го и гам­ма-из­лу­че­ния ис­поль­зу­ет­ся яв­ле­ние ди­фрак­ции из­лу­че­ния на ато­мах в уз­лах кри­стал­лич. ре­шё­ток не­ко­то­рых кри­стал­лов.

Ней­трин­ные те­ле­ско­пы и де­тек­то­ры рас­по­ло­же­ны глу­бо­ко под зем­лёй для уст­ра­не­ния влия­ния фо­но­во­го из­лу­че­ния кос­мич. час­тиц. В ка­че­ст­ве ра­бо­чих тел ис­поль­зу­ют­ся ве­ще­ст­ва с от­но­си­тель­но боль­шой ве­ро­ят­но­стью за­хва­та ней­три­но (хлор, гал­лий и др.). В ре­зуль­та­те взаи­мо­дей­ст­вия этих ве­ществ с ней­три­но об­ра­зу­ют­ся ра­дио­ак­тив­ные изо­то­пы ато­мов, ко­то­рые в даль­ней­шем мож­но за­ре­ги­ст­ри­ро­вать фи­зи­ко-хи­мич. ме­то­да­ми. При­ме­ня­ют­ся так­же ней­трин­ные те­ле­ско­пы, ра­бо­та ко­то­рых ос­но­ва­на на ре­ги­ст­ра­ции че­рен­ков­ско­го из­лу­че­ния, воз­ни­каю­ще­го при рас­сея­нии ней­три­но на элек­тро­нах. По­сколь­ку ве­ро­ят­ность взаи­мо­дей­ст­вия ней­три­но с ве­ще­ст­вом чрез­вы­чай­но ма­ла (ней­три­но сво­бод­но вы­хо­дят да­же из цен­тра Солн­ца), для ре­ги­ст­ра­ции кос­мич. ней­три­но ис­поль­зу­ют боль­шие мас­сы (де­сят­ки и сот­ни тонн) ра­бо­че­го ве­ще­ст­ва и дли­тель­ные вре­ме­на на­ко­п­ле­ния (неск. ме­ся­цев).

В нач. 21 в. вве­дён в строй гра­ви­та­ци­он­но-вол­но­вой те­ле­скоп LIGO (США). Из-за чрез­вы­чай­ной сла­бо­сти гра­ви­та­ци­он­но­го взаи­мо­дей­ст­вия соз­да­ние те­ле­ско­па для приё­ма гра­ви­та­ци­он­ных волн пред­став­ля­ет со­бой слож­ную и до­ро­го­стоя­щую задачу.

По­ми­мо те­ле­ско­пов, в ас­тро­но­мии ши­ро­ко при­ме­ня­ют­ся разл. при­ём­ни­ки из­лу­че­ния, ус­та­нав­ли­вае­мые в фо­ку­се те­ле­ско­па. В ви­ди­мом и ульт­ра­фио­ле­то­вом диа­па­зо­нах – это фо­то­ум­но­жи­те­ли и ПЗС-мат­ри­цы. В ин­фра­крас­ном диа­па­зо­не – ох­ла­ж­дае­мые ПЗС-мат­ри­цы на ба­зе ан­ти­мо­ни­да ин­дия, а так­же бо­ло­мет­ры, глу­бо­ко ох­ла­ж­дае­мые жид­ким ге­ли­ем.

В ра­дио­диа­па­зо­не в ка­че­ст­ве вы­со­кочув­ст­ви­тель­ных при­ём­ных уст­ройств при­ме­ня­ют разл. ра­дио­мет­ры, для ра­дио­спек­тро­ско­пии – спец. мно­го­ка­наль­ные при­ём­ни­ки из­лу­че­ния в разл. ра­дио­ли­ни­ях и не­пре­рыв­ном спек­тре. Для ис­сле­до­ва­ния ли­ней­ной и кру­го­вой по­ля­ри­за­ции ра­дио­волн ис­поль­зу­ют ра­дио­по­ля­ри­мет­ры.

Для спек­тро­ско­пии не­бес­ных тел в ульт­ра­фио­ле­то­вом, ви­ди­мом и ин­фра­крас­ном диа­па­зо­нах спек­тра ши­ро­ко при­ме­ня­ют­ся разл. ас­т­рос­пек­тро­гра­фы. Из­ме­ре­ния бле­ска не­бес­ных све­тил про­во­дят­ся с по­мо­щью элек­тро­фо­то­мет­ров (см. Ас­т­ро­фо­то­метр), од­но­ка­наль­ных и мно­го­ка­наль­ных, на ба­зе неск. фо­тоум­но­жи­те­лей или с ис­поль­зо­ва­ни­ем ПЗС-мат­ри­цы. По­ля­ри­за­ция из­лу­че­ния не­бес­ных тел изу­ча­ет­ся с по­мо­щью спец. при­бо­ров – по­ля­ри­мет­ров, в т. ч. спек­тро­по­ля­ри­мет­ров, по­зво­ляю­щих ис­сле­до­вать рас­пре­де­ле­ние сте­пе­ни по­ля­ри­за­ции из­лу­че­ния по спек­тру объ­ек­та.

Для из­ме­ре­ния маг­нит­ных по­лей не­бес­ных тел слу­жат сол­неч­ные и звёзд­ные маг­ни­то­гра­фы, с по­мо­щью ко­то­рых изу­ча­ет­ся рас­пре­де­ле­ние сте­пе­ни по­ля­ри­за­ции по про­фи­лю ли­нии с боль­шим фак­то­ром Лан­де, уши­рен­но­му за счёт дей­ст­вия эф­фек­та Зее­ма­на.

Принцип действия рефракторов

Изображение получают в результате преломления света в линзе объектива. Наблюдатель фиксирует его через окуляр. Объектив и приемник изображения (окуляр) жестко соединены тубусом. Изменять положение телескопа позволяет специальная механическая конструкция — монтаж.

Недостатком рефракторов является то, что линзы объектива обладают аберрациями, которые вызывают размытые (сферическая аберрация) или окрашенные (хроматическая аберрация) изображения. Присутствуют также внеосевые аберрации (кома, астигматизм), проявляющиеся в изображениях вне главной оптической оси.

Для исправления аберраций объективы крупных рефракторов составляют из двух линз (ахроматов). Обычно рефракторы используются для измерения положений звезд с высокой точностью и для фотографирования участков звездного неба. Их применяют в астрометрических и звездно-астрономических исследованиях.

Астрономические наблюдения

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Шкальным астрономическим кружкам доступны следующие астрономические наблюдения:

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

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

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

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

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

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

7. Наблюдения солнечных и лунных затмений.

8. Наблюдения искусственных спутников Земли.

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

Принцип действия рефлекторов

Телескопы-рефлекторы используются в астрофизике. В их конструкции используется не преломление, а отражение света. В нижней части тубуса устанавливают зеркало, фокус которого находится либо внутри тубуса (рефлектор с прямым фокусом), либо вне его. Зеркальные объективы гораздо совершеннее линзовых, поскольку у них отсутствует хроматическая аберрация. Для устранения сферической аберрации отражающую поверхность вогнутого зеркала выполняют в форме параболоида. Это гораздо проще, чем изготавливать линзы соответствующих размеров, поскольку у зеркал обработке подвергается только одна отражающая поверхность.

Первой широко распространенной оптической системой была система Кассегрена, состоящая из вогнутого параболического и выпуклого гиперболического стеклянных зеркал, с нанесенным алюминиевым покрытием. Однако эти конструкции были крайне громоздки. Более компактными были телескопические системы Ричи-Кретьена, В них главное зеркало имело форму несколько отличную от параболоида, вспомогательное — отличную от гиперболоида.

Большим прорывом в конструировании телескопов стало изобретение советским оптиком Д. Д. Максутовым менискового телескопа.

Мениск — тонкая выпукло-вогнутая линза малой кривизны, которая устанавливается в верхней части тубуса для исправления недостатков главного зеркала. В качестве дополнительного зеркала используется напыленное на поверхности мениска круглое алюминиевое пятно.

Другой важный метод исследования небесных тел основывается на том, что все тела испускают излучение различной длины волны. Установки, которые позволяют принимать радиоизлучение от космических объектов, называютсярадиотелескопами. Они состоят из антенны и чувствительного радиоприемника с усилителем.

Антенны представляют собой параболические отражатели, способные принимать волны в диапазоне от миллиметра до нескольких метров. Антенны напоминают зеркала рефлекторов. В фокусе параболоида размещается устройство для сбора излучения, называемое облучателем. Радиоприемник принимает и усиливает энергию, полученную от облучателя, выделяет заданную частоту сигнала и регистрирует результат.

Другие методы наблюдений

Обо всем, что происходит вокруг нас, о далеких звезд­ных и галактических мирах рассказывают нам световые лучи. Но в наше время визуальные на­блюдения небесных светил проводятся очень редко. Бо­лее эффективными оказались фотографические и фото­электрические методы наблюдений. Возможности фо­тографического метода действительно сказочные: ведь при длительном фотографировании количество квантов, поглощенных фотоэмульсией, возрастает. В частности, при помощи 6-метрового телескопа можно получить изо­бражения звезд до 20m при экспозиции всего 10 минут. К тому же на одной пластинке фиксируются изображе­ния многих тысяч объектов, каждый из которых в свое время может стать чем-то интересным.

В последние годы все больше используется фотоэлектрический метод pегистрации слабых световых потоков. В этом случае пучок света направляется не на фотопла­стинку, а на фотокатод (металлическую пластинку, вмон­тированную в стеклянный баллон). Для астрономиче­ских наблюдений сегодня используются очень чувстви­тельные фотоумножители, способные регистрировать очень слабые световые потоки. Так, современные фото­умножители, установленные на 5 метровом телескопе, регистрируют быстрые изменения яркости объектов до 24-й видимой величины.

Огромный выигрыш во времени фотографирования слабых объектов дают электронно- оптические преобра­зователи (ЭОП). Очень перспективным оказался теле­визионный метод.

Большое значение имеет исследование химического состава звезд путем тщательного анализа их спектров. При этом необходимо учи­тывать температуру и давление в поверхностных слоях звезд, ко­торые также получают из спектров.

Вообще спектрографические наблюдения дают наиболее полную информацию об условиях, гос­подствующих в звездных атмосферах.

Заключение:

Ввиду того, что человеческая цивилизация не способна влиять на происходящие с небесными телами процессы, людям остаётся осуществлять изучение систем астрономических наук путём постоянного наблюдения и мониторинга космического пространства, при помощи приборов, которые с каждым годом становятся более совершенными.

Список использованной литературы

1. Максутов Д. Д. Астрономическая оптика.— М.; Л.: Наука, 1979;
2. Чурюмов К.. И. Кометы и их наблюдения.—М.: Наука, 1980;
3. www.wikipedia.org

Внимание!

Если вам нужна помощь в написании работы, то рекомендуем обратиться к профессионалам. Более 70 000 авторов готовы помочь вам прямо сейчас. Бесплатные корректировки и доработки. Узнайте стоимость своей работы

Бесплатная оценка

0

Размер: 15.08K

Скачано: 33

03.05.11 в 15:51 Автор:johnalex

Понравилось? Нажмите на кнопочку ниже. Вам не сложно

, а нам
приятно
).

Чтобы скачать бесплатно Контрольные работы на максимальной скорости, зарегистрируйтесь или авторизуйтесь на сайте.

Важно! Все представленные Контрольные работы для бесплатного скачивания предназначены для составления плана или основы собственных научных трудов.

Друзья! У вас есть уникальная возможность помочь таким же студентам как и вы! Если наш сайт помог вам найти нужную работу, то вы, безусловно, понимаете как добавленная вами работа может облегчить труд другим.

Добавить работу

Если Контрольная работа, по Вашему мнению, плохого качества, или эту работу Вы уже встречали, сообщите об этом нам.

Наблюдение звёзд днём или дневная астрономия

В связи с тем, что предыдущая наша статья о том, «Как видят ночью разные камеры и приборы» вызвала большой интерес у читателей, мы решили познакомить вас с ещё одним узкоспециализированным направлением применения видеокамер, таким как дневная астрономия. Многим может показаться задача наблюдения звёзд днём пустой тратой времени, но мы постараемся в конце статьи вас переубедить. Внимание! далее в статье будут достаточно большие gif-анимации по 4-8Мбайт! «Все видео и фотоматериалы данной статьи являются уникальными для рунета и принадлежат организациям, их предоставившим. При перепечатывании ссылка на данную статью обязательна.»

Это не звёзды, но выглядит забавно и снято случайно на камеру, о которой речь идёт в статье =)

К нам в руки попали две уникальные камеры, которые потенциально могут видеть звезды днём. Камеры работают в различных диапазонах. Одна камера: VC1300HDR – черно-белая камера видимого диапазона, вторая VSM320 – камера ближнего ИК-диапазона (0.9-1.8мкм). Обе камеры разработаны и изготовлены в России, алгоритмы обработки, несмотря на их кажущуюся простоту, являются интеллектуальной собственностью производителей устройств.

В общих чертах постараемся пояснить, что ограничивает возможность видеокамеры обнаружить звезду днём – это, конечно же, огромная фоновая засветка неба, которая чем ближе к Солнцу – тем больше. При попытке снять небо непосредственно, экспозиция каждого отдельного кадра оказывается настолько короткой, что сигнал от звезды оказывается очень слабым. Таким образом, яркий фон неба является основным ограничением при съёмке. Какие способы доступны для уменьшения фона неба? Как ни странно, нужно уменьшать светосилу объектива. При постоянной апертуре (диаметре зеркала или передней линзы) уменьшение светосилы достигается увеличением фокусного расстояния.

Это ограничения со стороны физики процесса: желательно уменьшать поле зрения.

Что же ограничивает возможность наблюдения со стороны техники? Основное, что ограничивает видеокамеру в её обнаружительной способности – это ёмкость в электронах фоточувствительного элемента. Если ёмкость маленькая, вы вынуждены уменьшать экспозицию, чтобы не получить белый кадр без информации. Чем короче экспозиция, тем меньше вы получаете информации при наблюдении, тем меньше соотношение сигнал/шум.

Таким образом, ограничение с стороны техники – ёмкость пикселя камеры.

Откуда же берётся шум? Ведь кажется, что можно взять самую лучшую малошумящую камеру, снять кусочек неба и потом аккуратно по уровню яркости обработать, и там, где уровень яркости превысит средний уровень, и будет звезда? Но это не так. Шум, обусловленный квантовой природой света, называется фотонным шумом и описывается распределением Пуассона, самым важным свойством которого для нас оказывается величина дисперсии распределения принятого сигнала, которая равна корню из количества накопленного заряда. Таким образом, если у вас в ячейке накопилось 10 000 электронов, то фотонный шум будет корень из этой величины или 100е, и соотношение сигнал/шум будет равно 100. Для ёмкости пикселя в 1 000 000е, фотонный шум будет равен 1000е, и сигнал/шум (как уровень максимально возможно накопленного сигнала к фотонному шуму) так же 1000. При увеличении ёмкости пикселя увеличивается достижимое соотношение сигнал/шум. Для того, чтобы обнаружить звезду, необходимо накопить количество сигнала, в общем случае превышающий уровень фотонного шума. Как было показано выше, при увеличении времени накопления в сто раз, фотонный шум растёт только в 10 раз, а сигнал от звезды будет расти почти пропорционально, то есть так же в 100 раз.

Основным выводом данного рассуждения является то, что ёмкость фоточувствительного элемента оказывает решающее значение. В большинстве случаев ёмкость фотоэлементов бытовых камер не превышает 20000е, а камер для научного применения 100 000е.

Ёмкость фото элемента камеры VC1300HDR заявлена в 2.4млн электронов. Ёмкость фото элемента камеры VS320 около 3.5млн электронов. Большая ёмкость делает эти камеры потенциально пригодными для дневной астрономии.

Так как дорогой читатель уже заждался картинок, то дальше текста будет поменьше.

Камера видимого диапазона

, разрешение: 640х512, телескоп Ньютон 200мм, без светофильтров, вся обработка производится внутри камеры. Условия съёмки: 8 февраля 2018 года, широта 58’31’, долгота 31’16, время с 10.30 до 12 дня, все съёмки производились в видео режиме на 25Гц.

Альфа Персея (Мирфак), зв.в.=1,8m., время съёмки T=11:34

Гамма Персея, 3.0m, T=11:34

Дельта Персея, 2.9m, T=10:38

Пси Персея, 4.3m, T=10:38

Для желающих посмотреть исходные видео (без купюр, сжатия и смс)), ссылки: раз и два. Ну и метеосводка на время съёмки…

Фото камеры на телескопе. Пусть настоящие астрономы нас пожурят, но было очень холодно, поэтому снимали прямо с балкона, даже не открывая окно… Брррр… )

Камера ближнего ИК-диапазона

, VSM320, разрешение 320х256, телескоп Ньютон с корректором A=114мм, F=1000мм, без светофильтров, вся обработка производится внутри камеры. Условия съёмки: 16 января 2020 года, широта 58’31’, долгота 31’16, время с 14.00 до 16 дня, все съёмки производились в видео режиме на частоте 25Гц.

SAO75151(Хамаль альфа Овна), 2m, Т=14:11. Видео.

SAO55306, 3m, T=14:42. Видео.

SAO38559 и SAO38551, 6m и 6,9m, T=15:32. Видео.

SAO38890, SAO38937, SAO38917; 4.35m, 6.6m, 5,45m (синий класс звезды), Т=16:03. Видео.

Ну и метеосводка на время съёмки…

Таким образом, можно отметить, что представленные камеры действительно справляются с задачей обнаружения звёзд днём и позволяют производить дневные астрономические наблюдения даже в условиях сильной засветки. Следует отметить, что камера ближнего ИК-диапазона, несмотря на меньшее разрешение и незначительно большую ёмкость фотоэлемента, обладает заметно лучшей обнаружительной способностью, правда лучше по оранжевым и красным объектам.

Теперь можно и задаться вопросом: а зачем это может понадобиться?

Ну, во-первых, если потребуется, можно поработать днем по звёздам или другим космическим объектам и обеспечить их сопровождение. А во-вторых, открывается возможность работать по атмосферным объектам днём.

Приведём несколько уникальных примеров оптической локации, снятых на камеру VC1300, поле зрения 12х10градусов, частота кадров 25Гц (материалы из архива 2014года).

Вот данные Flightradar:

И расстояние по Яндексу:

При этом следует отметить: несмотря на то, что магистральные самолёты кажутся большими, диаметр фюзеляжа не превышает 4 метров. Что на дальности 100км даёт изображение самолёта размером значительно меньше пикселя (для достаточно широкого угла зрения, как на видео).

Ну и небольшой бонус для тех, кто дочитал статью до конца =) ещё один примечательный пример оптической локации, уже по птицам (частота кадров понижена):

И это также стая птиц:

Надеемся, что данная статья была полезна и смогла наглядно показать особенности и трудности, с которыми сталкивается дневная астрономия, а также нам удалось продемонстрировать применение уникальных видео средств для задач оптической локации.

Хочу выразить огромную благодарность коллегам, которые помогли собрать, отснять и обработать материал, а также организациям, предоставившим камеры, архивные материалы и разрешение на публикацию.

При использовании данных материалов ссылка на данную статью обязательна.