I. Методы астрофизических исследований. Методы исследования небесных тел реферат

Методы астрономических исследований

Со всех сторон нашу Землю окружает необъятный мир  небесных тел. Его называют Вселенной  или космосом. Лишь некоторые из небесных тел, как, например, Солнце, Луна, планеты и наиболее яркие звезды, можно наблюдать невооруженным  глазом. Но во Вселенной бесчисленное множество тел, которые не видны даже в самые мощные телескопы; о них мы судим на основании тех или иных теорий. Все эти тела изучает астрономия. Таким образом, астрономия — наука б строении и развитии космических тел, их систем и Вселенной вообще. Само слово «астрономия» происходит от двух греческих слов: «астрон» означает «светило», «номос» — закон.

Методы астрономических  исследований крайне разнообразны. Одни из них применяются при определении  положения космических тел на небесной сфере, другие — при изучении их движения, третьи — при исследованиях физических характеристик космических тел и т. д. Различными методами и, соответственно, разными инструментами ведутся наблюдения Солнца, туманностей, планет, метеоров, искусственных спутников Земли. В соответствии с этим астрономия подразделяется на ряд разделов. Измерением небесных координат звезд, планет и других объектов занимается астрометрия. Небесная механика изучает законы движения небесных тел под действием сил всемирного тяготения. Астрофизика исследует физическое строение, химический состав небесных тел с помощью спектральных исследований, фотометрии и других физических методов. В зависимости от изучаемых объектов в астрономии различают гелиофизику, планетную, кометную, звездную, внегалактическую астрономию. В зависимости от диапазона излучения, в котором ведутся исследования, выделяют радиоастрономию, инфракрасную, оптическую, ультрафиолетовую, рентгеновскую астрономию и гамма-астрономию. Происхождение небесных объектов и их систем изучает космогония, а общими закономерностями Вселенной занимается космология. При астрономических исследованиях широко используются методы физики, химии, математики и других смежных наук. В свою очередь астрономия обогащает их результатами исследований вещества при таких физических условиях (температура, давление, магнитное поле), которые невозможно воссоздать в земных лабораториях.

В незапамятные времена среди «неподвижных»  звезд, не меняющих взаимных положений  на небе и расположенных в постоянных созвездиях, были найдены семь светил, движущихся сложным образом по созвездиям, оставаясь в пределах узкой зоны, опоясывающей звездное небо. Этими светилами были Солнце, Луна и пять планет, — Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн, Греческие ученые более 2 тыс. лет назад придумали геометрическую схему, представляющую видимые движения планет вокруг Земли, шарообразность которой уже была известна; считалось, что Земля покоится в центре Вселенной. Эта геоцентрическая теория продержалась до XVI в., когда польский астроном Н. Коперник обосновал гелиоцентрическую теорию, Итальянский ученый Г. Галилей в началу XVII в. произвел первые телескопические наблюдения небесных светил и открыл фазы Венеры, 4 спутника Юпитера и много слабых звезд, не видимых невооруженным глазом. Немецкий астроном И, Кеплер в то же время нашел 3 закона движения планет вокруг Солнца, а английский ученый И, Ньютон в конце XVII в. доказал, что эти законы являются следствием открытого им закона всемирного тяготения.

В 1718 г. английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения звезд. К тому времени уже стало ясно, что звезды — это чрезвычайно далекие, горячие тела, подобные Солнцу, и поэтому встал вопрос о возможном движении Солнца в пространстве, которое и было обнаружено английским астрономом В. Гершелем в 1783 г. Впоследствии была определена и скорость этого движения, которая по отношению к ближайшим звездам оказалась равной 20 км/с.

Многочисленные  попытки определения расстояний до звезд долго оставались безупречными, и лишь в первой половине XIX в. были впервые измерены расстояния до ближайших из них. Ближе всего оказалась яркая звезда альфа Центавра. Но и она в 270 000 раз дальше Солнца, и свет от нее идет до нас 4,3 года; большинство же звезд еще во много тысяч раз дальше. Исследование двойных звезд позволило определить их массы.

В начале XX в. окончательно было установлено, что Вселенная  имеет островное строение: миллиарды  звезд образуют отдельные системы, изолированные одна от другой. Та из этих систем, в состав которой входит Солнце, находясь довольно далеко от центра системы, представляется нам в виде бледной полосы Млечного Пути и называется Галактикой. За пределами Галактики находится множество других аналогичных систем — галактик.

Состав Солнечной  системы тоже значительно пополнился. В 1781 г. Гершель открыл планету Уран, в 2 раза более далекую от Солнца, чем Сатурн. В 1846 г. в результате теоретических расчетов была открыта еще более удаленная планета — Нептун, а в 1930 г. была обнаружена наиболее далекая планета — Плутон. У многих планет имеются спутники, В 1801 г. была открыта первая малая планета. Сейчас их известно около 2000.

В середине XIX в. были разработаны методы спектрального  анализа, позволившие изучать химический состав, физическое строение звезд  и их движение по лучу зрения. В это  же время методы наблюдений пополнились фотографией. XX век ознаменовался многими выдающимися открытиями в значительной степени благодаря созданию мощных телескопов. В середине XX в. стремительно развивается радиоастрономия, расширившая диапазон исследуемого астрономами излучения небесных объектов и позволившая таким образом открыть ряд новых космических объектов: пульсары, квазары.

С запуском в 1957 г. в Советском Союзе первых искусственных  спутников Земли стало возможным  наблюдать космические объекты  не с поверхности Земли через неспокойную и малопрозрачную атмосферу, а из космического  ростра нет па. Этим занимается новый раздел астрономии — внеатмосферная астрономия. Запускаемые к планетам зонды позволяют получать сведения о строении их поверхности, атмосфере и физических условиях на них. Луна исследуется не только автоматическими аппаратами, луноходами, но и космонавтами, побывавшими на ее поверхности.

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

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

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.

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, называются радиотелескопами. 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.

Главным прибором астронома является телескоп. Телескоп с объективом из линз называется рефрактором, а телескоп с объективом из вогнутых зеркал — рефлектором.  Назначение телескопа — собирать больше света, чтобы обнаруживать слабые источники излучения, и увеличивать угол зрения, под которым рассматривают небесный объект.  Количество собираемого света пропорционально площади объектива. Чем больше света собрал телескоп, тем более слабые звезды в него видны и тем больше звезд в него можно увидеть.  Масштаб изображения, даваемый объективом телескопа, пропорционален фокусному расстоянию объектива, то есть расстоянию от объектива, собирающего свет, до той плоскости, где получается изображение светила. Изображение небесного объекта фотографируют или рассматривают через окуляр.  Телескоп дает увеличенное изображение Луны и планет, увеличивает видимые в него расстояния между звездами. Сами звезды даже в очень сильный телескоп видны как светящиеся точки из-за большой от нас удаленности.  В рефракторе лучи света, пройдя через объектив, преломляются, собираясь в фокальной плоскости. В рефлекторе лучи от вогнутого зеркала отражаются и потом также собираются в фокальной плоскости. Простая линза искажает и окрашивает изображение. Для уменьшения этих недостатков объектив изготовляют из нескольких линз с разной кривизной поверхностей и из разных сортов стекла. Поверхности вогнутого стеклянного зеркала, которая серебрится или алюминируется, придают для уменьшения искажений не сферическую форму, а несколько иную (параболическую), слегка отличную от сферической.  Советский оптик Д. Д. Максутов изобрел систему телескопа, называемую менисковой. Она соединяет в себе достоинства рефрактора и рефлектора и не имеет их недостатков. Тонкое вогнуто-выпуклое стекло — мениск исправляет искажения, даваемые большим сферическим зеркалом. Лучи, отразившиеся от зеркала, отражаются затем от посеребренной площадки на внутренней поверхности мениска и идут в окуляр.  В телескопе получается перевернутое изображение. Но это не важно, так как в космосе, вне Земли, нет ни верха, ни низа. Выпрямление изображения требует введения дополнительных линз или зеркал, а они вносят лишние потери света.  При наблюдениях в телескоп редко используются увеличения свыше 500 раз. Причина этого в воздушных течениях, вызывающих искажение изображения. Оно тем заметнее, чем больше увеличение телескопа.

При изучении небесных светил используют фотографические снимки, получаемые при помощи астрографов. Астрограф — это телескоп, предназначенный специально для фотографирования либо больших участков неба в малом масштабе, либо малых участков неба в большом масштабе. Положения звезд на снятых негативах измеряют при помощи специальных приборов в лаборатории. Снятые негативы сохраняют в шкафах, где их ряды образуют «стеклянную библиотеку».  Сравнение положений звезд на фотографиях, полученных десятки лет назад, с положениями их на современных снимках позволяет обнаружить под микроскопом ничтожные перемещения некоторых звезд. Эти перемещения составляют на фотографии тысячные, редко сотые доли миллиметра. Но для далеких звезд это соответствует движениям со скоростями в десятки километров в секунду. Путем сравнения фотографий, снятых определенным образом, можно установить и расстояния до не очень далеких звезд, и их цвет, и соответствующую ему температуру.  Блеск звезд и его изменения у переменных звезд измеряют при помощи фотоэлектрических фотометров. В них свет звезды, собранный телескопом, падает на фотоэлемент, вызывая в нем крайне слабый электроток, сила которого пропорциональна интенсивности освещения. Такой фотометр прикрепляют к концу телескопа вместо окуляра. Им можно точнее определить и цвет звезды, наблюдая ее через цветные стекла (светофильтры).  Телескоп, предназначенный для длительного слежения за светилами, при помощи часового механизма вращается вокруг полярной (иначе, часовой) оси, параллельной оси вращения Земли, но в направлении, противоположном тому, в котором вращается Земля. Тогда светило остается все время в поле зрения наблюдателя.

Наши представления  о небесных телах и их системах чрезвычайно обогатились после  того, как стало возможным изучать их радиоизлучение. Для этого созданы радиотелескопы различных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожи на обычные рефлекторы. У них радиоволны собираются в фокусе металлическим вогнутым зеркалом. Это зеркало можно сделать решетчатым  и громадных размеров — в десятки метров диаметром.  В одном из неподвижных радиотелескопов зеркалом служит обработанная должным образом вогнутая поверхность кратера потухшего вулкана, диаметр которой 300 м!  Другие радиотелескопы представляют собой огромные подвижные рамы, на которых параллельно друг другу укреплены металлические стержни или спирали. Приходящие радиоволны возбуждают в стержнях электромагнитные колебания, которые поступают в очень чувствительную, самопишущую приемную радиоаппаратуру. Есть радиотелескопы, состоящие из батарей рам или зеркал, удаленных друг от друга (иногда более чем на 1 км) и направляющих отраженные радиоволны в общий приемник радиоизлучения.  Наряду с собиранием радиоизлучения светил производится радиолокация ближайших из них. Радиолокатор посылает импульсы радиоизлучения по направлению к светилу. Радиоволны отражаются от него к Земле. По времени прохождения радиосигнала до светила и обратно определяют расстояние до светила.

stud24.ru

Современные методы астрономических исследований — Мегаобучалка

В XX в. радикально изменилась древнейшая наука – астрономия. Это связано, как с появлением её новой теоретической основы – релятивистской и квантовой механики, так и с расширением возможностей экспериментальных исследований.

Общая теория относительности стала одной из основополагающих теорий космологии, а создание квантовой механики дало возможность изучать не только механическое движение космических тел, но и их физические и химические характеристики. Получили развитие звездная и внегалактическая астрономия. Астрономия стала всеволновой, т.е. астрономические наблюдения проводятся на всех диапазонах длин волн электромагнитного излучения (радио, инфракрасный, видимый, ультрафиолетовый, рентгеновский и гамма-излучение). Ее экспериментальные возможности существенно возросли с появлением космических аппаратов, позволяющих проводить наблюдения за пределами земной атмосферы, поглощающей излучение. Все это привело к значительному расширению наблюдаемой области Вселенной и открытию целого ряда необычных (а часто и необъяснимых) явлений.

Основной инструмент астрономических исследований - телескоп, другие приборы, например спектроскопические, исследуют излучение, собираемое телескопом. Сейчас лишь малая часть астрономических работ осуществляется визуально, в основном исследования проводятся с помощью фотокамер и других регистрирующих излучение приборов. Появились радиотелескопы, позволяющие изучать радиоизлучение всевозможных объектов Солнечной системы, нашей и других галактик. Радиоастрономия чрезвычайно расширила знания о Вселенной и привела к открытию пульсаров (нейтронных звезд), квазаров – внегалактических объектов, являющихся самыми мощными из известных источников излучения, позволила получить информацию о наиболее удаленных областях Вселенной, обнаружить изотропное «реликтовое» излучение. Все это – важнейшие открытия ХХ в. Дополнительную информацию дают и исследования в инфракрасном, ультрафиолетовом, рентгеновском и - диапазонах, но эти излучения сильно поглощаются атмосферой, и соответствующая аппаратура устанавливается на спутниках. К выдающимся открытиям ХХ в. относится и обнаруженное в 1929 г. американским астрономом Эдвином Хабблом (1889 – 1953) увеличение длины волны, соответствующей линиям в спектрах удаленных галактик («красное смещение»), которое свидетельствует о взаимном удалении космических объектов, т.е. о расширении Вселенной.

Структура Вселенной

Солнечная система. Солнечная система – космический дом человечества. Солнце - источник тепла и света, источник жизни на Земле. Солнечная система - взаимосвязанная совокупность звезды – Солнца и множества небесных тел, к которым относятся девять планет, десятки их спутников, сотни комет, тысячи астероидов и др. Все эти разнообразные тела объединены в одну устойчивую систему благодаря силе гравитационного притяжения центрального тела – Солнца.

Солнце – плазменный шар, состоящий в основном из водорода и гелия, находящийся в состоянии дифференцированного вращения вокруг своей оси. Наибольшая скорость вращения в экваториальной плоскости – один оборот за 25,4 суток. Источником солнечной энергии, скорее всего, являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий, протекающие во внутренних областях солнца, где температура достигает 107 К. Температура поверхностных частей 6000 К. Поверхность Солнца не является гладкой, на ней наблюдаются гранулы, обусловленные конвективными газовыми потоками, возникают и исчезают «пятна», вихри. Взрывные процессы на Солнце, солнечные вспышки, периодически возникающие на его поверхности пятна, могут служить мерой активности Солнца. Исследования показали, что цикл максимальной активности Солнца регулярен и составляет приблизительно 11 лет. Пятна и вспышки на Солнце – наиболее заметные проявления магнитной активности Солнца. Связь между солнечной активностью и процессами на Земле отмечалась еще XIX веке, а в настоящее время имеется огромный статистический материал, подтверждающий влияние активности Солнца на земные процессы.

Разработанная в XVII – XVIII вв. теоретическая основа классической астрономии – классическая механика позволяет прекрасно описать движение связанных гравитационным взаимодействием тел Солнечной системы, но не дает ответа на вопрос о ее происхождении. Планеты солнечной системы: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон, за исключением последней движутся вокруг Солнца в одном направлении в единой плоскости по эллиптическим орбитам. Планеты, как и их спутники, не являются самосветящимися телами и видны только потому, что освещены Солнцем. С 1962 г. планеты и их спутники исследуются не только с Земли, но и с космических станций. В настоящее время накоплен обширный фактический материал об особенностях физических и химических свойств поверхности планет, их атмосферы, магнитном поле, периодах вращения вокруг оси и Солнца. По физическим характеристикам планеты делятся на две группы: планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун) и планеты земной группы (Меркурий, Земля, Венера, Марс). Орбита наиболее удаленной от Солнца планеты – Плутона, размер которого меньше размера спутника Земли – Луны, определяет размер Солнечной системы 1,2·1013м.

Солнечная система, являясь частью нашей галактики, как целое движется вокруг ее оси со скоростью 250 м/с, делая полный оборот за 225 млн. лет. Согласно современным представлениям формирование современной структуры Солнечной системы началась с бесформенной газопылевой туманности (облака). Солнечная система образовалась примерно 5 млрд. лет назад, причем Солнце – звезда второго ( или более позднего) поколения, т.к. кроме обычных для звезд водорода и гелия содержит и тяжелые элементы. Элементный состав Солнечной системы характерен для эволюции звезд. Под действием гравитационных сил облако сжималось так, что самая плотная его часть находилась в центре, где сосредоточена основная масса вещества первичной туманности. Там возникло Солнце, в недрах которого затем начались термоядерные реакции превращения водорода в гелий, являющиеся основным источником энергии солнца. По мере увеличения светимости Солнца газовое облако становилось все менее однородным, в нем появились сгущения – протопланеты. С ростом размеров и массы протопланет их гравитационное притяжение усиливалось, таким образом сформировались планеты. Остальные небесные тела образованы остатками вещества исходной туманности. Итак, примерно 4,5 - 5 млрд лет назад Солнечная система окончательно сформировалась в сохранившемся до нас виде. Вероятно, еще через 5 млрд лет Солнце истощит запасы водорода, и его структура начнет изменяться, что приведет к постепенному разрушению нашей Солнечной системы.

Хотя современные представления о происхождении Солнечной системы остаются на уровне гипотез, они согласуются с идеями закономерной структурной самоорганизации Вселенной в условиях сильнонеравновесного состояния.

Звезды. Галактики. Солнце – песчинка в мире звезд. Звезда – основная структурная единица мегамира. Стационарная звезда представляет собой высокотемпературный плазменный шар в состоянии динамического гидростатического равновесия. Она является тонко сбалансированной саморегулирующейся системой. В отличие от других небесных тел, например планет, звезды излучают энергию. Энергия, генерируемая в них ядерными процессами, приводит к возникновению в недрах звезд атомов химических элементов тяжелее водорода и является источником света. Звезды – природные термоядерные реакторы, в которых происходит химическая эволюция вещества. Они сильно различаются по своим физическим свойствам и химическому составу. Наблюдаются разные типы звезд, которые соответствуют разным этапам их эволюции. Эволюционный путь звезды определяется её массой, которая меняется в основном в пределах от 0,1 до 10 масс Солнца. Звезды рождаются, изменяются и гибнут. При массе, меньшей 1,4 солнечной, звезда, пройдя стадию красного гиганта, превращается сначала в белого карлика, затем – в черного карлика, холодную мертвую звезду, размер которой сравним с размером Земли, а масса – не более солнечной. Более массивные звезды на завершающем этапе эволюции испытывают гравитационный коллапс – неограниченное стягивание вещества к центру и могут вспыхнуть как сверхновые с выбросом значительной части вещества в окружающее пространство в виде газовых туманностей и превращением оставшейся части в сверхплотные нейтронную звездуили черную дыру.

Звезды образуют галактики - гигантские гравитационно связанные системы. Наша Галактика, в которую входит Солнце, называется Млечный путь и насчитывает 1011 звезд. Галактики разнообразны по размерам и по форме. По внешнему виду выделяют три типа галактик – эллиптические, спиральные и неправильные. Наиболее распространенными являются спиральные, к ним относится и Наша Галактика. Она представляет собой уплощенный диск с диаметром ~ 105 световых лет с выпуклостью в центре, откуда исходят спиральные рукава. Галактика вращается, причем быстрота вращения зависит от расстояния до ее центра. Солнечная система находится на расстоянии приблизительно 30 000 световых лет от центра галактического диска.

С Земли невооруженным глазом можно наблюдать три галактики – Туманность Андромеды (из Северного полушария) и Большое и Малое Магеллановы облака (из Южного). Всего же астрономы обнаружили около ста миллионов галактик.

Помимо миллиардов звезд галактики содержат вещество в виде межзвездного газа (водород, гелий) и пыли. Плотные газово-пылевые облака скрывают от нас центр нашей Галактики, поэтому о его структуре можно судить только предположительно. Кроме того, в межзвездном пространстве существуют потоки нейтрино и электрически заряженных частиц, разогнанных до околосветовых скоростей, а также поля (гравитационные, электромагнитные). Следует отметить, что, хотя количество молекул органических соединений в межзвездном веществе невелико, их присутствие является принципиально важным. Например, теория абиогенного происхождения жизни на Земле опирается на участие в этом процессе молекул органических веществ, электромагнитного излучения и космических лучей. Чаще всего органические молекулы встречаются в местах максимальной концентрации газопылевого вещества.

В конце 70-х годов нашего века астрономы обнаружили, что галактики во Вселенной распределены не равномерно, а сосредоточены вблизи границ ячеек, внутри которых галактик почти нет. Таким образом, в небольших масштабах вещество распределено очень неравномерно, но в крупномасштабной структуре Вселенной не существует каких-либо особых мест или направлений, поэтому в больших масштабах Вселенную можно считать не только однородной, но и изотропной.

Метагалактика. Мы вкратце рассмотрели структурные уровни организации вещества в мегамире. Есть ли верхняя граница в возможности наблюдения Вселенной? Современная наука отвечает на этот вопрос утвердительно. Существует принципиальное ограничение размеров наблюдаемой части Вселенной, связанное не с экспериментальными возможностями, а с конечностью её возраста и скорости света.

Космология на основе общей теории относительности Эйнштейна и закона Хаббла(см. ниже) определяет возраст Вселенной Твс 15-20 млрд лет (1018с). Никаких структурных единиц до этого не существовало. Введем понятие космологического горизонта, отделяющего те объекты от которых свет за время t<Твс до нас дойти не может. Расстояние до него

, (2.14)

где с – скорость света в вакууме, Твс– возраст Вселенной.

Космологический горизонт образует границу принципиально наблюдаемой части Вселенной - Метагалактики. Если принять, что возраст Вселенной 1018 с, то размер Метагалактики имеет порядок 1026м, причем космологический горизонт непрерывно удаляется от нас со скоростью 3·108 м/с.

Важное свойство Метагалактики в современном состоянии – её однородность и изотропность, т.е. свойства материи и пространства одинаковы во всех частях Метагалактики и по всем направлениям. Одно из важнейших свойств Метагалактики – её постоянное расширение, «разлет» галактик. Американский астроном Э. Хаббл установил закон, согласно которому чем дальше от нас находятся галактики, тем с большей скоростью они удаляются.

Расширяющаяся Вселенная – это Вселенная изменяющаяся. А значит, у неё есть своя история и эволюция. Эволюция Вселенной как целого изучается космологией, которая в настоящее время дает описание и первых мгновений её возникновения и возможных путей развития в будущем.

megaobuchalka.ru

I. Методы астрофизических исследований - PDF

ВВЕДЕНИЕ В АСТРОФИЗИКУ

Лектор: П.Г.Зверев (ИОФ РАН) ВВЕДЕНИЕ В АСТРОФИЗИКУ Предметом изучения курса «Введение в астрофизику» являются основные понятия астрофизики, в частности, планеты, звезды, Солнце как ближайшая звезда и

ВВЕДЕНИЕ В АСТРОФИЗИКУ

Лектор: П.Г.Зверев (ИОФ РАН) ВВЕДЕНИЕ В АСТРОФИЗИКУ Предметом изучения курса «Введение в астрофизику» являются основные понятия астрофизики, в частности, планеты, звезды, Солнце как ближайшая звезда и

Профессор А.В. ЗАСОВ

Профессор А.В. ЗАСОВ ФИЗИКА И АСТРОФИЗИКА Список В. Л. Гинзбурга: -Экспериментальная проверка общей теории относительности, -Проблема детектирования гравитационных волн, -Космологические проблемы. Связь

Пояснительная записка

Пояснительная записка Содержание любой школьной программы отражает определенное представление о том, какие цели преследует данный курс. Необходимость школьного курса астрономии вытекает из следующей позиции.

Астрономия в зеркале школьных предметов

Астрономия в зеркале школьных предметов Серия лекций-семинаров с элементами дискуссии Ковалева Дана Александровна, к.ф.-м.н., с.н.с. Федеральное государственное бюджетное учреждение науки «Институт астрономии

XI класс (1ч в неделю, всего 35 ч)

Примерное календарно-тематическое планирование по учебному предмету «Астрономия» на 2010/2011 учебный год XI класс (1ч в неделю, всего 35 ч) Используемые учебные пособия: 1. Галузо, И.В. Астрономия. Учебное

План курса «Вселенная Стивена Хокинга», 9- лет Раздел Раздел. Солнечная система Раздел. Космонавтика. Раздел 3. Современные представления о Вселенной 34 Земля. Луна. Наблюдения Луны. Оборудование: телескоп,

ПРОГРАММА ДИСЦИПЛИНЫ ОБЩАЯ АСТРОНОМИЯ

КАЗАНСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ "УТВЕРЖДАЮ" Проректор по учебной работе В.С.Бухмин Цикл - СД.1 ПРОГРАММА ДИСЦИПЛИНЫ ОБЩАЯ АСТРОНОМИЯ Специальность: 010900 - Астрономия Принята на заседании кафедры

Яремчука Александра Геннадьевича

Муниципальное автономное общеобразовательное учреждение г. Калининграда гимназия 32 РАБОЧАЯ ПРОГРАММА ПЕДАГОГА Яремчука Александра Геннадьевича по астрономии в 10б классе Количество часов на год: 35 Всего

Спектроскопия звезд и звездная эволюция

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ ФЕДЕРАЛЬНОЕ ГОСУДАРСТВЕННОЕ БЮДЖЕТНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ НАУКИ СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК УТВЕРЖДАЮ 0 января 01 г..

Квазар - загадка астрофизики

В 1963 г. американский астроном голландского происхождения М. Шмидт сделал одно из величайших открытий в астрономии ХХ в. Это открытие, однако имеет свою предысторию. Около 1960 г. небольшое количество

Рабочая программа по астрономии 11 класс

Рабочая программа по астрономии 11 класс Раздел 1. Пояснительная записка Данная рабочая программа разработана применительно к учебной программе по астрономии для общеобразовательных учреждений («Астрономия»,

Информация о Вселенной

Информация о Вселенной 1932 год начало радиоастрономии Грот Ребер первая публикация Мир радиотелескопов Пораболический цилиндр Кембридж - Антенная решетка Радиотелескоп «Большое ухо» РТ-22 КРАО Радиотелескоп

РАСПРОСТРАНЕННОСТЬ ЭЛЕМЕНТОВ

РАСПРОСТРАНЕННОСТЬ ЭЛЕМЕНТОВ 1 Г.Э. Дерзский Физический факультет МГУ E-mail: [email protected] Распространенность элементов - относительное содержание элементов в космическом веществе. Часто под

Пояснительная записка

Пояснительная записка Данная рабочая программа составлена на основе программы «Физика и астрономия» для общеобразовательных учреждений 7 классов, рекомендованной «Департаментом образовательных программ

Заключение Об авторе...431

Оглавление Благодарности..............................................................10 Введение...11 Предисловие...14 Глава 1. От мифа к науке...25 Слово... 25 Творение ex nihilo... 32 В других культурах...

WHY ASTRONOMICAL OBSERVATORIES ARE LOCATED ON MOUNTAINS

ПОЧЕМУ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ОБСЕРВАТОРИИ РАСПОЛОЖЕНЫ В ГОРАХ В. Г. КОРНИЛОВ Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова Корнилов В.Г., 2001 WHY ASTRONOMICAL OBSERVATORIES ARE LOCATED ON MOUNTAINS

Планируемые результаты освоения предмета

I. Планируемые результаты освоения предмета Учащиеся должны знать: Понятия: электромагнитная индукция, самоиндукция, индуктивность, свободные и вынужденные колебания, колебательный контур, переменный ток,

Общая характеристика курса

. Пояснительная записка Основание для разработки: Программа курса для 8 класса составлена на основе Федерального закона Российской Федерации от 29.2.202г 273 Ф3 «Об Образовании в Российской Федерации»,

1. Пояснительная записка

1. Пояснительная записка Рабочая программа по физики для 11 класса составлена на основе: Федерального компонента образовательного стандарта для общего образования по физике. Стандарта основного общего

Подготовка оптика. В). 340 км/час

Подготовка оптика 1. Какой буквой принято обозначать и в каких единицах СИ принято измерять: 1.1. показатель преломления вещества? 1.2. оптическую плотность вещества? 1.3. длину волны? 1.4. частоту световой

Программа дисциплины

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ Федеральное государственное автономное учреждение высшего профессионального образования "Казанский (Приволжский) федеральный университет" Институт

Рабочая программа по астрономии 11 класс

Отдел образования администрации Тальменского района Алтайского края Муниципальное казенное общеобразовательное учреждение «Новоперуновская средняя общеобразовательная школа» Тальменского района Алтайского

Планеты Солнечной системы

Планеты Солнечной системы Урок окружающего мира в 4 классе (Учебник Поглазовой О. Т. «Окружающий мир», 4 класс, часть 3) Старунова Ольга Эдуардовна, учитель начальных классов ГОУ СОШ 427 Кронштадтского

2.Пояснительная записка.

2.Пояснительная записка. Программа соответствует Федеральному компоненту государственного стандарта основного общего образования по физике (приказ Минобразования России от 05.03.2004 1089 «Об утверждении

Пояснительная записка

Рабочая программа учебного предмета «Физика» 11 класс Приложение 28 Пояснительная записка Рабочая программа учебного предмета «Физика. 11 класс» составлена в соответствии с Примерной программой основного

SUPERMASSIVE BLACK HOLES IN THE GALACTIC NUCLEI

СВЕРХМАССИВНЫЕ ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ В ЯДРАХ ГАЛАКТИК А. М. ЧЕРЕПАЩУК Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова SUPERMASSIVE BLACK HOLES IN THE GALACTIC NUCLEI A. M. CHEREPASHCHUK Much progress

Краткие сведения о спектральном анализе.

Линейчатые спектры испускания. Краткие сведения о спектральном анализе. Открытие Ньютоном явления дисперсии света положило начало новому направлению исследований в физике исследованию спектров различного

docplayer.ru

Спектральный анализ небесных тел, реферат — allRefers.ru

Спектральный анализ небесных тел - Реферат, раздел Астрономия, Астрономия сегодня

Спектральный анализ небесных тел. Могучим оружием о исследовании Вселенной стал для астрономов спектральный анализ - изучение интенсивности излучения в отдельных спектральных линиях, в отдельных участках спектра.

Спектральный анализ является важнейшим средством для исследования вселенной.

Спектральный анализ является методом, с помощью которого определяется химический состав небесных тел, их температура, размеры, строение, расстояние до них и скорость их движения.

Спектральный анализ проводится с использованием приборов спектрографа и спектроскопа. С помощью спектрального анализа определили химический состав звзд, комет, галактик и тел солнечной системы, т.к. в спектре каждая линия или их совокупность характерна для какого-нибудь элемента. По интенсивности спектра можно определить температуру звзд и других тел. По спектру звзды относят к тому или иному спектральному классу.

По спектральной диаграмме можно определить видимую звздную величину звезды, а далее пользуясь формулами найти абсолютную звздную величину, светимость, а значит и размер звезды. Но в своем стремлении объяснить природу небесных тел астрономы не сдвинулись бы с места ни на шаг, если бы они не знали как возникают в мировых пространствах электромагнитные волны той или другой частоты. Сегодня уже известно несколько совсем различных механизмов генерирования электромагнитного излучения.

Один из них связан с движением электронов в поле атомных ядер - это тепловой механизм Здесь интенсивность излучения определяется температурой части и их концентрацией в единице объема. Cинхротронное излучение возникает при торможении в магнитном поле релятивистских электронов, т.е. электронов, скорости движения которых близки к скорости света. Электромагнитные волны возникают и при затухании механических колебаний неоднородной плазмы ионизованного газа, и при переходе быстрых частиц через границу двух сред. Из сказанного следует, что недостаточно зарегистрировать излучение какого-то объекта в определенной длине волны.

Необходимы исследования в широком диапазоне длин волн и все сторонний анализ полученных результатов. Сегодня астрономы, вооруженные современной ракетной техникой, мощными оптическими и радиотелескопами, сложной теорией механизмов излучения, ведут широкое изучение Вселенной в целом и ее отдельных частей. Астрономы убеждены в том, что они правильно понимают природу процессов, происходящих далеко за пределами наших земных лабораторий 2. Небо в рентгеновских лучах До недавнего времени положение начало существенно меняться лишь немногим более тридцати лет назад понятие астрономические наблюдения было тождественно понятию оптические наблюдения неба. Между тем еще в последнем году XVIII в. В. Гершель открыл излучение Солнца, лежащее за пределами видимого спектра.

Это было инфракрасное излучение, но его электромагнитная природа стала ясна много лет спустя.

В 1801 г. И.Риттер изучал воздействие фиолетового излучения Солнца на хлористое серебро и неожиданно обнаружил, что восстановление окиси серебра продолжается даже тогда, когда пластинка расположена в темной области, дальше за фиолетовой. Так было открыто ультрафиолетовое излучение Солнца, природа которого тоже оставалась неясной. Лишь в шестидесятых годах XIX в. Д. Максвелл пришел к выводу, что кроме видимого электромагнитного излучения обычного видимого света могут существовать и другие его виды, не видимые глазу и отличающиеся лишь длиной волны.

Условно электромагнитное излучение подразделяют на несколько диапазонов. Наибольшей длиной более 10-3 м обладают радиоволны. Диапазон от 0,65 мкм до 1 мм - область инфракрасного излучения. Оптическое окно - от 0,39 до 0,65 мкм. Еще короче длины волн ультрафиолетового излучения, они простираются примерно до 0,05 мкм. В области еще более коротких длин волн приборы способны регистрировать буквально каждый фотон, и поэтому принято в рентгеновском и более жестких диапазонах т. е. в области более высоких энергий фотонов использовать не длины волн, а соответствующие им энергии фотонов.

Так, фотон с длиной полны 0,05 мкм обладает энергией 410-17 джоулей Дж или 0,025 килоэлектронвольт кэВ. Область энергий фотонов от 0,025 до 1 кэВ - это область мягкого рентгеновского излучения, 1-20 кэВ - классический рентгеновский диапазон именно в этом диапазоне были проведены наиболее эффективные исследования неба. Какое это было бы прекрасное зрелище, если бы мы могли увидеть своими глазами небо в рентгеновских лучах Пусть даже мы могли бы видеть лишь звезды ярче 6-й звездной величины, как и в оптическом диапазоне.

На рентгеновском небе, в отличие от оптического, таких звезд поменьше - около 700 против 6000. Самая яркая рентгеновская звезда светит подобно Венере. Но, в отличие от Венеры, которая блестит спокойно, мы видели бы, как ярчайшая звезда на рентгеновском небе за считанные минуты становится ярче или уменьшает свой блеск.

Мы видели бы игру яркости у многих рентгеновских звезд. Мы видели бы, как на небе вспыхивают и гаснут звезды - одни за секунду, другие за минуты, третьи за часы. Иные звезды видны всегда, другие - лишь несколько недель или месяцев. Мы видели бы звезду, которая вспыхивает и гаснет тысячи раз в сутки. Мы видели бы яркие туманности и огромные дуги излучения - ничего похожего нет на оптическом небосклоне. Правда, на рентгеновском небе нет яркой туманной полосы Млечного Пути -небо почти равномерно светится во всех своих частях.

Мы видели бы множество слабых звезд, разбросанных по небу, и знали бы, что это очень далекие объекты - на оптическом небе невооруженный взгляд не способен их увидеть. Рентгеновские звезды собираются в созвездия, которым никто не дал и, видимо, так и не даст на званий - поэтические времена в астрономии давно прошли. Астрономы - люди трезвые, предпочитающие точное знание поэтическим обобщениям.

Исследование рентгеновского неба принесло для нашего точного знания о Вселенной огромный материал. Особенно о тех небесных телах, которые существенно а то и принципиально отличаются от обычных звезд, сияющих на оптическом ночном небе, Вероятно, в конце концов и без рентгеновских наблюдений астрономы обратили бы внимание на странные звезды Н2 Геркулеса, или НDЕ 226808, или Х Персея. Но знания наши остались бы при этом чрезвычайно неполными. Мы могли бы подозревать, что в этих системах есть нечто необычное - например, аномально большая невидимая масса.

Но что происходит в окрестности этой массы Может быть, это обычная звезда, просто ее излучение слабое и теряется на фоне первой компоненты Вряд ли нам удалось бы узнать это. И уже совсем мы не могли бы ничего сказать о том, что происходит в центре нашей Галактики - области, не видимой в оптических лучах. Впрочем, радиоастрономы могут сказать то же о радионебе. И в гамма-области небо тоже своеобразно и добавляет к нашим знаниям о Вселенном свою страницу.

Вселенная едина - это люди разделили излучение небесных тел на искусственные диапазоны, потому что неспособны воспринимать мир сразу во всем богатстве красок, от мягкой акварели радионебом до жгучих цветов гамма-лучей. Мы складываем картину Вселенной подобно мозаике, и данные рентгеновских наблюдений - лишь один из элементов. Изучение небесных тел и явлений сейчас приносит наибольшие плоды, когда все диапазоны электромагнитного спектра оказываются использованными.

Всеволновая астрономия стала совершенно необходима, и она появилась. Открытие, сделанное в каком-то одном диапазоне, сразу приводит к активизации исследований в других диапазонах. Шаровые звездные скопления изучались много лет, и неожиданностей здесь не предвиделось. Но вот были открыты в них рентгеновские источники, и шаровые скопления сразу привлекли всеобщее внимание. Резкий скачок исследований, резкий скачок в нашем понимании природы этих образований. Много лет исследовались двойные системы - кривые блеска, перетекание вещества, свойства звезд.

Но вот в двойных системах были открыты рентгеновские источники, и астрофизики поняли, что знания, казавшиеся такими значительным, на самом деле малы. Последовал резкий рост числа исследований двойных систем - не только в рентгеновском, но в оптическом, инфракрасном, радиодиапазонах. Фронт науки не терпит отставания - если в одной области происходит прорыв вперед, на новые рубежи, все остальные должны не медленно подтянуться, иначе картина мира окажется клочковатой или просто противоречивой.

В последние годы именно рентгеновские исследования часто были бросками в неизвестное, именно они тянули за собой фронт астрофизической науки. Первое знакомство с рентгеновским небом за кончилось - так Галилей, оглядев небо в первый телескоп, понял, что перед ним новый мир, и, оправившись от потрясений, приступил к его систематическому изучению. Изучению, которое привело к современной оптической астрономии. То же пред стоит теперь и в астрономии рентгеновской.

И недалеко время, когда астрономы перестанут делить излучение на диапазоны, когда небо откроется сразу всеми цветами. Небо в рентгеновских лучах прекрасно - но мы увидим Небо и поразимся, и застынем на некоторое время, впитывая увиденное А потом - за работу. 3. Радиоастрономия Современная радиоастрономия использует самые чувствительные приемники и самые большие антенные системы. Радиоастрономия ценна прежде всего потому, что она существенно обогатила наши представления о Вселенной.

И.С. ШкловскийЗарождение радиоастрономии Декабрь 1931 года В одной из американских лабораторий ее сотрудник Карл Янский изучает атмосферные помехи радиоприему. Нормальный ход радиопередачи на волне 14,7 м нарушен шумами, интенсивность которых не остается постоянной. Постепенно выясняется загадочная периодичность - каждые 23 часа 56 минут помехи становятся особенно сильными. И так изо дня в день, из месяца в месяц. Впрочем, загадка быстро находит свое решение.

Странный период в точности равен продолжительности звездных суток в единицах солнечного времени. Яснее говоря, через каждые 23 часа 56 минут по обычным часам, отсчитывающим солнечное время, земной шар совершает полный оборот вокруг оси, и все звезды снова возвращаются в первоначальное положение относительно горизонта любого пункта Земли. Отсюда Янский делает естественный вывод досадные помехи имеют космическое происхождение. Какая-то таинственная космическая радиостанция раз в сутки занимает такое положение на небе, что ее радиопередача достигает наибольшей интенсивности.

Янский пытается отыскать объект, вызывающий радиопомехи И, несмотря на несовершенство приемной радиоаппаратуры, виновник найден. Радиоволны исходят из созвездия Стрельца, того самого, в направлении которого находится ядро нашей звездной системы - Галактики. Так родилась радиоастрономия - одна из наиболее увлекательных отраслей современной астрономии. Развитие радиоастрономии Первые пятнадцать лет радиоастрономия почти не развивалась.

Многим было еще не ясно, принесут ли радиометоды какую-нибудь существенную пользу астрономии. Разразившаяся вторая мировая война привела к стремительному росту радиотехники. Радиолокаторы были приняты на вооружение всех армий. Их совершенствовали, всячески стремились повысить чувствительность, вовсе не предполагая, конечно, использовать радиолокаторы для исследования небесных тел. Советские ученые академики Л.И. Мандельштам и Н.Д. Папалекси теоретически обосновали возможность радиолокации Луны еще в 1943 году. Это было первое радиоастрономическое исследование в Советском Союзе. Два года спустя в 1946 году оно было проверено на практике сначала в США, а затем в Венгрии.

Радиоволны, посланные человеком, достигли Луны и, отразившись от нее, вернулись на Землю, где были уловлены чувствительным радиоприемником. Последующие десятилетия - это период необыкновенно быстрого прогресса радиоастрономии. Его можно назвать триумфальным, так как ежегодно радиоволны приносят из космоса удивительные сведения о природе небесных тел. На сравнительно коротком интервале времени, начиная с 50-х гг в радиоастрономии достигнут большой прогресс.

Разрешение от 1-10 уг. мин. дошло до 0.1 тыс .уг. сек и значительно превосходит возможности оптической астрономии. Чувствительность от 1-10 Ян повысилась до 1 мкЯн. Наблюдения проводятся в диапазоне от 0.01 до 300-400 ГГц. Одновременно принимаемая полоса частот от 100-200 кГц доведена до 1-10 ГГц. Радиоастрономия имеет сопоставимые, а по некоторым проблемам и большие по сравнению с оптикой, возможности проникновения в глубины Вселенной.

Перспективы радиоастрономических исследований Прогресс радиоастрономических исследований определяется уровнем экспериментальной техники. Можно указать на два достижения, которые являются основой современной радиоастрономии. Первое разработка апертурного синтеза и синтезированных радиотелескопов, разработка радиоинтерферометров со сверхбольшой базой.

Смысл этих систем состоит в том, что сигналы, принятые разными антеннами, определенным образом складываются. В итоге удается воссоздать картину, которую дала бы одна большая остронаправленная антенна. И вот результат - в радиоастрономии получена разрешающая сила в десятитысячной доли угловой секунды, что на несколько порядков выше разрешения наземных оптических телескопов. Второе разработка на основе ЭВМ многоканальных систем космической радиоспектроскопии, создание радиотелескопов-спектрометров.

Эти инструменты позволили исследовать структуру мазерных источников, открыть в космосе более 50 различных органических молекул, в том числе сложные молекулы, состоящие более чем из десятка атомов. Через 50 лет, надо полагать, будут открыты если они имеются планеты у ближайших к нам 5-10 звезд. Скорее всего их обнаружат в оптическом, инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах волн с внеатмосферных установок. В будущем появятся межзвездные корабли-зонды для полета к одной из ближайших звезд в пределах расстояний 5-10 световых лет, разумеется, к той, возле которой будут обнаружены планеты.

Такой корабль будет двигаться со скоростью не более 0,1 скорости света с помощью термоядерного двигателя. В радиоастрономии будут использоваться гигантские космические системы апертурного синтеза с размерами радиотелескопов более 100 метров и расстоянием между ними до нескольких сотен тысяч километров сейчас наибольшее расстояние между радиотелескопами ограничено размерами Земли. В первой трети XXI в. будет обсуждаться проблема ограничения производства термоядерной энергии, которая к тому времени станет доминирующей, предпримутся также серьезные шаги, чтобы использовать фоновую энергию, существующую на Земле всегда энергию ветра, приливов, солнечную энергию и т.п утилизация которой не приводит к дополнительному нагреву планеты.

Вероятно, будут построены специальные большие радиотелескопы для наблюдения и поиска электромагнитных сигналов разумного искусственного происхождения во всем перспективном диапазоне волн, проведены наблюдения сигналов от значительной части звезд Галактики, получит дальнейшее развитие теория возникновения и эволюции внеземных цивилизаций.

Радиоастрономия использует сейчас самые чувствительные приемные устройства и самые большие антенные системы. Радиотелескопы проникли в такие глубины космоса, которые пока остаются недосягаемыми для обычных оптических телескопов. Радиоастрономия стала неотъемлемой частью современного естествознания.

Перед человечеством раскрылся радиокосмос - картина Вселенной в радиоволнах. Как известно, успехи в радиоастрономии главным образом определяются возможностями получить высокую чувствительность и разрешающую способность. Из оптической астрономии пришло разделение инструментов на два класса рефлекторов и рефракторов. В середине 50-х годов велась активная дискуссия, какие системы лучше развивать в радиоастрономии, где короче и дешевле путь достижения высокого разрешения и чувствительности.

Каждая наука изучает определенные явления природы, используя свои методы и средства. Для радиоастрономии объектом изучения служит весь необъятный космос, все бесчисленное множество небесных тел. Правда, это изучение несколько одностороннее - оно ведется лишь посредством радиоволн. Но и в таком разрезе Вселенная оказывается бесконечно многообразной, неисчерпаемой для исследователя. 4. Оптические наблюдения Человеческому глазу доступна узкая область длин волн электромагнитного спектра излучения - от 0,39 до 0,65 мкм. Это очень небольшая щель, сквозь которую люди в течение тысячелетий заглядывали во Вселенную.

Но сколько потрясших воображение открытий принесли эти наблюдения На протяжении нескольких тысячелетий астрономы ограничивались определением положений светил на небесной сфере и оценкой их блеска невооруженным глазом. Ныне в их распоряжении мощные приборы, позволяющие улавливать буквально отдельные кванты света, идущие от далеких звездных систем.

Некоторое время наибольшими из астрономических телескопов были 250-сантиметровый рефлектор обсерватории Маунт Вильсон и 500-сантиметровый рефлектор Паломарской обсерватории в США. Сегодня крупнейшим в Европе является телескоп рефлектор с диаметром зеркала 600 см. Он установлен на. Северном Кавказе, вблизи станицы Зеленчукская. Вот некоторые его технические характеристики вес зеркала около 40т, фокусное расстояние - 24 м, вес инструмента вместе с монтировкой - свыше 850 т. Телескоп вращается вокруг горизонтальной и вертикальной осей. Компьютер пересчитывает координаты светила с экваториальной в горизонтальную систему координат и подаст соответствующие команды на управляющую механическую систему, вращающую инструмент вслед за этим светилом.

До последнего времени наиболее распространенной оптической системой телескопов была система Кассегрена В таком телескопе главное зеркало имеет форму параболоида. Отразившись от него, световые лучи возвращаются сходящимся пучком назад, попадают на меньшее выпуклое гиперболическое зеркало, опять изменяют направление своего движения и, пройдя через отверстие в главном зеркале, собираются позади него в фокальной плоскости.

Несколько лет назад в США обсерватория Китт-Пик, а затем в Австралии обсерватория Сайдинг-Спринг введены в действие телескопы системы Ричи-Кретьена с диаметрами зеркал 400 см. В этой системе как главное, так и вспомогательное зеркала имеют гиперболическую форму. Это значительно уменьшает длину трубы телескопа, облегчает его монтировку, а диаметр поля зрения увеличивается в 5-10 раз Аналогичный телескоп установлен в Канаде на горе Кобау. В Чили американские ученые устанавливают телескоп этой же системы с диаметром главного зеркала 400 см, а на так называемой Объединенной Европейской обсерватории там же устанавливается телескоп с диаметром 360 см. Отметим, что стоимость 4-метрового гиганта оценивается в 10 млн. долларов. Сейчас в разных странах строится около 8 телескопов с D 3 м и более, 20 - с D 1 м. В частности, мощность современного телескопа оценивается такой цифрой в 6-метровый телескоп можно увидеть звезды до 24m. Световой поток от этих объектов в 6 млн. раз меньше, чем от звезд 6-й величины.

Теперь в мире насчитывается около 1000 астрономических обсерваторий и станций наблюдений за искусственными спутниками Земли. Почти 100 из них - в России.

Своими исследованиями приобрели мировое признание Пулковская астрономическая обсерватория, Крымская астрофизическая обсерватория, Бюраканская астрофизическая обсерватория, Государственный астрономический институт имени Штернберга Москва и многие другие.

На миллиарды световых лет световой год - это, 9.460 Х 1012 км проникает сейчас во Вселенную глаз наблюдателя. Самые слабые объекты, доступные современным телескопам, имеют примерно 24-ю звездную величину. Самое яркое светило на небе исключая Солнце и Луну - планета Венера - в периоды наибольшей яркости имеет звездную величину, равную -4. Значит, блеск слабейшей из галактик в 150 миллиардов раз меньше блеска Венеры.

Таков проницающий взгляд оптической астрономии. 5. 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.

allrefers.ru

Смотрите также

• 
  Красный костный мозг реферат гистология
• 
  Химия повседневная жизнь человека реферат
• 
  Типология культур реферат по культурологии
• 
  Православие в современном мире реферат
• 
  Договор оказания медицинских услуг реферат
• 
  Реферат зарубежный опыт оценочной деятельности
• 
  Фонетические средства речевой выразительности реферат
• 
  Модная европа 19 века реферат
• 
  Искусство в современном мире реферат
• 
  Типология общества 8 класс реферат
• 
  Сестринская помощь при ожогах реферат