Въвеждащ урок. Предмет на астрономията

Въпрос 1.

Навигационен секстант: предназначение, дизайн, основни тактически и технически данни и настройки. Sextan е гониометричен инструмент, изграден на принципа на отразяваща верига и предназначен за измерване на ъгли върху подвижна основа. Името "секстан" се свързва с размера на лимбалната му дъга, равна приблизително на 1/6 от кръга (на латински sextantis - шеста част). Секстантът се използва за измерване на височината на осветителното тяло, т.е. вертикалният ъгъл между равнината на хоризонта и посоката към осветителното тяло. В допълнение към вертикалните ъгли, секстантът може да измерва хоризонталните ъгли между посоките към земните ориентири (обекти) при определяне на позицията на кораб с помощта на навигационни методи. При измерване на вертикални и хоризонтални ъгли със секстант, единият от обектите се наблюдава директно, докато наблюдателят вижда изображението на другия обект след отражение от две огледала. За да се измери ъгълът, тези две изображения трябва да се комбинират.

Секстантът се състои от метална или пластмасова рамка във формата на сектор. На рамката има циферблат с градусни деления, а по края на дъгата е изрязана зъбна рейка. На левия радиус на рамката са монтирани фиксирано малко огледало и светлинни филтри. На десния радиус на рамката има квадрат с пръстен, който служи за закрепване на астрономическа тръба и повдигащ механизъм към нея. Върху подвижната радиус-алидада е монтирано голямо огледало, а в противоположния му край има винт с броячен барабан, чиято външна повърхност има 60 минутни деления. Броят на градусите показва индекса, отбелязан близо до изреза на алидадата. Минутите и десетите от минутите се броят на барабана. Когато барабанът се върти, алидадата се движи, което прави възможно точното комбиниране на пряко видимите и отразените изображения на обекти. Точността на измерване на ъгли със секстант е 0,1¢. На обратната страна на рамката има дръжка и два крака. Когато измервате височината, трябва да подравните осветителното тяло (или ръбовете на неговия диск) с линията на видимия хоризонт в зрителното поле на тръбата на секстанта. Подравняването се извършва във вертикална посока на осветителното тяло. Задайте индекса на алидада на 0° и насочете телескопа към осветителното тяло. Премествайки алидадата далеч от себе си, едновременно спуснете секстанта към хоризонта, така че двойно отразеното изображение на осветителното тяло да остане в зрителното поле на тръбата през цялото време. Веднага щом се появи директно видимо изображение на хоризонта, започнете да наблюдавате точно височината.

IN
При условия на кораб се извършват следните секстантни подравнявания:: проверка на позицията на тръбата (за SNO-M и дневен SNO-T) - преди плуване, но най-малко след 3 месеца; проверка на перпендикулярността на голямото и малкото огледала (в определената последователност) спрямо равнината на крайника най-малко веднъж седмично и ако има съмнение, че монтирането на огледалата е неправилно. Корекцията на секстантния индекс трябва да се определя всеки път непосредствено преди или след измерване на височините на осветителните тела. Приготвяне на секстант.Проверка на паралелността на оптичната тръба (дневна или универсална) спрямо равнината на крайника. Секстантът се поставя върху хоризонтална повърхност. Алидадата се поставя в средата на циферблата, фокусираната тръба се поставя на нормалното й място, а диоптрите се разполагат на ръба на циферблата, така че вертикалната равнина, минаваща през тях, да е успоредна на оста на тръбата. Те се насочват с диоптри към някакъв далечен обект (виж фигурата). Ако този обект е разположен вертикално в зрителното поле (позиция а), оста на тръбата е успоредна на равнината на крайника. Ако обектът е изместен нагоре или надолу (позиция bИ V),тогава оста на тръбата не е успоредна на равнината на крайника и трябва да се изправи с помощта на винтовете, закрепващи тръбата.

Проверка на перпендикулярността на голямото огледало спрямо равнината на крайника. Секстантът е инсталиран в хоризонтална равнина с голямо огледало, обърнато към вас, алидадата в референтната линия на лимба е около 40 °, диоптрите са разположени по краищата на лимба, така че техните равнини да са разположени тангенциално към вътрешната дъга на лимба . Навигаторът трябва да вижда, освен голямото огледало (вдясно), част от диоптър 5, зададен на 0°, и част от другия диоптър, отразен в голямото огледало. При перпендикулярно огледало горните участъци на диоптрите ще представляват непрекъсната линия (позиция на отразения диоптър 4). Ако огледалото не е перпендикулярно на равнината на крайника, тогава диоптричните участъци ще образуват стъпка (позиции 1 и 3 на отразения диоптър). Чрез завъртане на регулиращия винт на голямото огледало постигате положение на 4 отразени диоптъра. Проверка на перпендикулярността на малкото огледало спрямо равнината на крайника. Sextan е въоръжен с фокусирана тръба. Alidade е настроен на нула по циферблата и барабана. Тръбата е насочена към някакъв далечен обект (за предпочитане осветително тяло). Чрез въртене на барабана двукратно отразеният образ на обекта се прокарва през директно видимия. Когато огледалото е перпендикулярно, двойно отразеното изображение точно ще се припокрие с пряко видимото. В противен случай барабанът показва двойно отразеното изображение на обекта на една и съща хоризонтална линия с директния изглед, а долният регулиращ винт на малкото огледало комбинира двете изображения. Проверка на успоредността на огледалата (определяне на корекция на индекса).При настройка на алидада на нула по протежение на циферблата и барабана равнините на двете огледала трябва да са успоредни. Ъгълът на тяхното отклонение се нарича корекция на индекса: i = 360° - O.C. 1 (1) Грешката на индекса може да се изчисли по един от четирите метода: по звезда, видим хоризонт, обект или слънце. Методът за определяне на корекцията на индекса с помощта на първите три метода е същият. Sextan е въоръжен с фокусирана тръба. Алидада е настроена на 0°. Тръбата се насочва към избрания обект. Чрез въртене на барабана двукратно отразеното изображение на обекта на наблюдение се комбинира с пряко видимото и се заснема ОС 1. Ако индексът на алидада е изместен вляво от нулевата точка на деленията на крайниците, тогава градусите се записват като 360, 361° и т.н., но ако вдясно - тогава 359, 358°C и т.н. Корекцията на индекса с неговия знак се определя по формула (1). При определяне на слънчевата корекция горният и долният ръб на директно видимото изображение на Слънцето се комбинират последователно с долния и горния ръб на двойно отразеното. Чрез подравняване на горния ръб на директно видимото изображение на Слънце 2 с долния ръб на двойно отразеното 3 , вземете OS i1. Чрез комбиниране на долния край на директно видимото изображение с горния край на двойно отразеното изображение 1 се получава OS i2. OCi = OCicp = (OC i1 +OC i2) / 2; Корекцията на индекса се изчислява по формула (1). Р" д = (O.C. аз 2 – O.C. аз 1 ) /4 . (2). Чрез сравняване на слънчевия полудиаметър, получен по формула 2, с полудиаметъра, избран за датата на наблюдение от MAE Re, се следи правилността на определянето на i, което се счита за надеждно, ако: R"e- Re£ 0,3" Ако i > 5", се намалява. За да направите това, алидадата отново се настройва на нула по циферблата и барабана и двойно отразеното изображение на обекта на наблюдение се комбинира с директно видимия горен регулиращ винт. След това малкото огледало отново се монтира перпендикулярно на равнината на крайника и корекцията на остатъчния индекс се определя по един от описаните методи.

Въпрос No2

време. Организиране на временно обслужване на борда на кораба.На кораба е организирана службата за време за навигация и за нормален живот на кораба. Услугата за време включва: хронометър, палубен часовник, корабен часовник, хронометър, хронометричен дневник, дневник за сравнение. Ежедневната услуга включва: Навиване на хронометри и палубни часовници по едно и също време всеки ден; Ежедневно определяне на корекциите на хронометъра по едно и също време с помощта на радиосигнали на точното време и записването му в хронометричния дневник; Сравняване на палубния часовник с хронометъра и записването му в дневника за сравнение; Определяне на дневния ход на хронометъра и неговите вариации. Превод на корабни часовници при преминаване от една часова зона в друга; Ежедневно съгласуване и регулиране на всички часове; Печати за време на записващата лента. Разглобяването на всякакви измервателни уреди за време е строго забранено. Ремонт - само в сервизи. Хронометърът трябва да показва GMT с точност до 0,5 s. Часовникът на кораба в радиото трябва да показва киевското време с точност до 6 секунди; в навигатора и МКО - корабно време с точност до 0,5 минути, останалото - до 1 минута. Има три системи за определяне на времето, използвани в навигацията.: звезден, истински слънчев и среден слънчев. звездно време- периодът от време, изминал от момента на горната кулминация на течението на Овен до дадената му позиция. Сидеричен ден– периодът от време между 2 последователни горни кулминации на точката Овен. С= T+ α – основен фактор на звездното време; t е часовият ъгъл на звездата при кръгово броене; α - ректасцензия; S - звездно време. Човекът свързва отброяването на времето с положението на Слънцето на небесния свод. Ежедневното забавяне на горната кулминация на центъра на истинското Слънце води до факта, че началото на звездния ден ще настъпи по различно време по отношение на осветеността на земната повърхност от Слънцето: на 21.03 както истинското, така и звездните дни ще започнат по обяд, след това на 22.06 ще започнат в 6:00 сутринта истинско слънчево време, 23/09 в полунощ, 22.12 в 18 часа предишния ден. Това е неудобно, така че звездното време не се използва в ежедневието. Втората причина е неравенството на истинските и звездните часове, минути, секунди. Вярно слънчево време - периодът от време, изминал от момента на горната кулминация на центъра на истинското Слънце до даденото му положение на меридиана. Слънцето прави своето видимо годишно пътуване около Земята по еклиптиката, а циферблатът на истинския часовник е небесният екватор. Следователно стрелката на този часовник не е центърът на самото истинско Слънце, а точката на пресичане на неговия меридиан с небесния екватор. От горното следва, че стрелката на истински слънчев часовник ще променя скоростта на движение по циферблата (небесния екватор) от ден на ден. Тази неравномерност допълнително се утежнява от факта, че самото истинско Слънце се движи неравномерно по еклиптиката. Следователно истинското слънчево време не се използва за човешки нужди. Истинското Слънце се заменя с условна точка, движеща се по небесния екватор с постоянна скорост, равна на средната скорост на истинското Слънце, движещо се по еклиптиката, в същата посока като истинското Слънце. Тази точка е средното Слънце. Задължително условиеизбор на средното Слънце в перигей: λ © = α ; където λ © е географската дължина на истинското Слънце, α е ректасцензията на средното Слънце. Перигей е най-близката до Земята точка от еклиптиката. Средно слънчево временарича период от време от долната кулминация на средното Слънце до дадената му позиция. Средният слънчев ден е равен на пълното завъртане на Земята около оста й спрямо средното Слънце. Средният слънчев ден започва в полунощ, а във фундаменталната астрономия по обяд. Това отчитане на времето е прието в ежедневния човешки живот и се нарича гражданско време. Връзката между истинското слънчево време и средното слънчево време се определя от уравнението на времето η. η =t – t © = α © – α ; знакът на уравнението на времето се счита за положителен, ако средното Слънце е пред истинското Слънце. От уравнението на времето се определя не само стойността, но и знакът. Връзка между гражданското време и часовия ъгъл на средното Слънце: T=t + 12 часа (180˚). Също така η=T включено - 12 часа,

За наблюдатели, разположени на различни меридиани, гражданското време е различно. защото брои се от меридиана на наблюдателя. Има и вид гражданско време - Гринуич, местно, поясно и лятно време. Времевата демаркационна линия е линия, която се пресича, когато корабът се движи от E към W, датата се пропуска.

T m =Tgr±λ E W – местно време; S m =Sgr±λ E W – местно време; T p =Tgr±N E W – стандартно време. Службата за време на кораба е организирана за осигуряване на нормален живот на борда. SV включва: хронометър, палубен часовник, корабен часовник, хронометър, хронометър и сравнителен дневник. C B осигурява: 1) ежедневно навиване на хронометри и палубни часовници; 2) ежедневно определяне на корекциите на хронометъра строго по едно и също време с помощта на радиосигнали за време с последващо записване в хронометричния дневник; 3) ежедневно сравняване на палубния часовник с хронометър със запис в дневника за сравнение; 4) ежедневно определяне на денонощния цикъл и неговите вариации; 5) прехвърляне на корабни часовници при преминаване от една зона в друга; 6) ежедневно съгласуване на часовете в картовата зала и в МО; Помощник-капитанът на Tritium води и организира времето.

Въпрос #3

IN
очакваното дневно движение на светилата и съпътстващите го явления. Наблюдавайки звездното небе в продължение на няколко часа, отбелязваме, че съзвездията, разположени в Източна странанебесният свод ще се издигне по-високо, а тези на запад ще залязат. На наблюдателя му се струва, че целият небесен свод заедно със светилата се върти около определена ос в посока от изток на запад. Наблюдаваното движение на светилата в посока от изток на запад е видимо, тоест привидно. Неговата причина всъщност е въртенето на Земята около оста си от запад на изток. В сферичната астрономия обаче е обичайно всички явления да се разглеждат така, както изглеждат за наблюдателя. Затова за удобство на разсъжденията ще считаме Земята за неподвижна, а небесните тела за въртящи се. Заедно с наблюдателя линиите и кръговете, свързани с него, остават неподвижни небесна сфера: отвес( ZOn), истински хоризонт( NESW)с обедна линия Н.С., светска ос ( П н пс), меридиан на наблюдател( П н Q′P С Q), първи вертикал ( ZEnW)и небесния екватор( QЕQ′W).

Видимото ежедневно движение на светилата се извършва по небесните паралели по посока на часовниковата стрелка, когато се гледа сферата от Северния полюс pn. В зависимост от съотношението на географската ширина f и деклинацията на наблюдателя дВсички осветителни тела, когато се движат по паралели, ще преминат през определени характерни позиции. Кулминацията на светилото Точката, в която центърът на светилото пресича меридиана на наблюдателя, се нарича. Ако светилото се намира в обедната част на меридиана на наблюдателя, тогава неговата кулминация се нарича горна, а ако е в полунощната част, се нарича долна. Истински изгрев точката на пресичане с центъра на осветителното тяло се нарича на неячасти от истинския хоризонт и истински подход - точката на пресичане на неговата W-та част. Следователно условието за изгряването и залеза на осветителните тела на дадена географска ширина е неравенството b< 90° - ф.

Характеристики на видимото ежедневно движение на светилата за наблюдатели на полюсите или екватора.За наблюдател, разположен на полюса (φ = 90°), полюсите на света са P N и пс съвпадат с точки Z и П,Оста на света е отвес, а екваторът е истинският хоризонт. Само едната половина от небесната сфера е достъпна за наблюдателя. Наблюдателят не вижда светила, чиято деклинация е различна от географската им ширина. При ежедневното си движение светилата описват окръжности, успоредни на хоризонта; Светилата нямат точки на кулминация, изгрев и залез. За наблюдатели на екватора (= 0°) небесните полюси pn и P S съвпадат с точките на хоризонта нИ С, оста на света - с обедната линия, екватора - с първия вертикал. Тук всички светила изгряват и залязват. Паралелите на светилата са перпендикулярни на хоризонта и се делят наполовина, т.е. времето, когато светилата са над хоризонта и под него е еднакво. Изчисления на Tc на различни явления: 1. Определяне на времето на кулминацията° СVetil.Дневните таблици на дясната страница дават местното време на Гринуичкия меридиан на горната и долната кулминация на Слънцето и Луната за всеки ден. Там, на лявата страница, под колоната на дневните ефемериди на навигационните планети е дадено местното време на кулминацията на планетата на меридиана на Гринуич. средна датаобръщане Изчисляваме дневната промяна в  като разликата между два момента на кулминации за източни дължини и изваждаме от предишния момент понастоящем, за западняците от последващото настояще. Използвайки помощната таблица (Приложение 1B в MAE; корекция за географска дължина), използвайки аргументите -дължина и -моментна разлика, избираме корекцията за географска дължина T. Знакът на корекцията е същият като знака на . Получаваме местното време на кулминацията Tm. Преобразуваме местното време в корабно време (през Гринуич). TkT=Tms=Tgr№=Tp+1 или 2 часа=Td=Ts. 1 час, ако часовникът тече по време на майчинство от 01.10 до 01.04 и 2 часа от 01.04 до 01.10; където Тп – стандартно време. Td – време за майчинство. 2. Определяне на времето на изгрев и залез, началото и края на здрача. В дневните таблици на MAE на дясната страница на спреда, моментите на феномена Tt са дадени на средната дата на тридневния интервал. Моментът на явлението е избран за географската ширина, която е най-близка до зададената ширина. Ако дадената дата не съвпада със средната стойност, с помощта на ежедневните промени е необходимо да се изчисли моментът на явлението на дадената дата. За предходната дата дневната промяна се взема от ляво, за следващата дата от дясно. Моментите на началото или края на здрача се избират на средната дата без интерполация. Тук също намираме разликата 1 (стойност и знак) между момента за следващата по-голяма таблична ширина, разликата  между дадената ширина и по-малката таблична ширина и също отбелязваме стойността на табличния интервал на ширина (2 ,5или 10), между които се извършва интерполация. От таблицата в Приложение 1 (A. Корекция за географска ширина), използвайки аргументите  и 1 за съответния интервал на ширина, намираме корекцията T (със същия знак като 1). От таблицата в Приложение 1 (Б. Корекция за географска дължина) с помощта на аргументите  и дневните промени 2 намираме корекцията T (знакът е същият като знака на 2). Ежедневните промени се показват отляво и отдясно на моментите на изгрев и залез, ако вземем източната дължина отляво, ако вземем западната дължина отдясно. Знакът на дневните промени се определя в зависимост от нарастването или намаляването на моментите в предходните или следващите дни. При изчисляване на началото на здрача корекцията за географската дължина може да бъде пренебрегната. Добавяме намерените поправки T , T със знаците им към избрания момент Tt и получаваме местното време на явлението Tm. Чрез прием през Гринуич прехвърлят Тм на Ц. Тт  Т  Т = Тм  
=Tgr N
= Ц

Въпрос 4.

Метод на височинните линии на положение: височинна изолиния, височинна линия на положение и нейните елементи:

Височинна линия на положение и нейните елементи. Методът на вертикалните позиционни линии се основава на концепцията за вертикална позиционна линия (VLP), която може да бъде конструирана спрямо референтната позиция на кораба. Действителното място в момента на наблюдение на всяко светило е върху кръга еднакви височини, чийто сферичен радиус е R = Z = 90° – h, където h е измерената и коригирана истинска геоцентрична височина на наблюдаваното тяло сравнително малко разстояние един от друг. Следователно, за да получите изследваното местоположение на съда, можете да се ограничите до изграждането на малки сегменти от изолинии в областта на изчисленото местоположение. Такива сегменти от изолинии (кръгове с еднаква височина) са малки кривината може да се замени с прави линии При конструиране в морето навигационна картаили на специален астрономически формуляр (формуляр Ш-8), точно това правят (фиг. 11.8): азимутната линия на светилото се изчертава от броимата точка Mc под формата на права линия под ъгъл спрямо меридиан, равен на AC = IP * (азимутът на осветителното тяло трябва да бъде в кръговата система за отчитане на надморската височина (VLP) се изчертава под формата на права линия, допирателна до кръг с равни височини, съответстващ на); истинската височина на осветителното тяло (hh).

Ориз. 11.8. Построяване на кръгове с еднаква височина върху карта. Същността на метода VLP

Точка K на окръжност с равни височини, съответстваща на истинската надморска височина на осветителното тяло, лежаща на най-късото разстояние от изчислимата позиция (Mc), се нарича определяща точка. Права линия, перпендикулярна на линията на броимия азимут на осветителното тяло (. Ac) и минаваща през определящата точка K се нарича височинна линия на положение (I –I).

Същността на метода на вертикалните позиционни линии следва от фиг. 11.8, който показва: полюса на осветяване на осветителното тяло (точка а);

изброимо място на наблюдателя в момента на измерване на височината на осветителното тяло (точка Mc, част от кръга с равни височини (hh), съответстващо на наблюдаваното, т.е. истинската височина на осветителното тяло, измерена и коригирана от всички); корекции, с радиус R = Z0 = 90° – h; част от окръжността с равни височини (hchc), съответстваща на изчислимата височина на едно и също осветително тяло, т.е. височината на осветителното тяло, изчислена от координатите на изброимото място (Mc) с помощта на таблици или формули. Радиусът на тази окръжност: R′ = Zc = 90° – hc Ъгълът между северната част на истинския меридиан на референтното местоположение и посоката към полюса на осветяване (NIMsa) представлява истинския пеленг на полюса на осветяване (IP. ) и се изчислява с помощта на таблици или формули. IP е изброимият азимут на осветителното тяло (Ac*) в кръговата система за броене. Разстоянието от броимото място (точка Mc) до определящата точка (точка K) - сегментът McK - обикновено се нарича прехвърляне на линията на позицията и се обозначава с буквата "n". VLP трансфер (n) е разстоянието от мястото, което ще се брои (точка Mc) до кръга с равни височини (hh), съответстващ на истинската височина на осветителното тяло: n = Zc – Z0 = (90°– hc) – (90° – h) = h – hc .n = h – hc От фиг. 11.8 следва, че за да се нанесе VLP I–I на картата, не е необходимо да се знае местоположението на осветителния стълб и да се изграждат кръгове с еднаква височина (hh и hchc). Необходимо и достатъчно е да се знае стойността на изчислимия азимут на осветителното тяло (Ac) и големината на трансфера (n).

Тези две величини (Ac и n) се наричат ​​VLP елементи.

Въпрос #5

Определяне на местоположението на кораба от едновременни наблюдения на светила.

Задължителна медицинска застраховка за едновременни наблюдения на две светила. 1. Измерват се поредица от 3-5 височини на всяко осветително тяло и за всяко отчитане на секстанта OCi се открива момент във времето с помощта на хронометъра Txpi с точност от 1 s, след което най-вероятната (средна) стойност на OSav и средното време на измерване Tav.2 се определят. По време на второто измерване се отбелязва времето на кораба Tc с точност до 1 m, изчислените координати на кораба, IR или PU, скоростта, броят на дневниците, височината на очите на наблюдателя e, температурата на въздуха и атмосферното налягане.3. Изчислете приблизителната дата Tg и Гринуич въз основа на наблюдавания Tg и номера на часовата зона. 4. Използвайки средните моменти на хронометъра и неговата корекция, получете точния Tgr на наблюденията на всяко светило. 5. Използвайки MAE от наблюдения на Tgr и s, получете локални практически часови ъгли, както и деклинации на осветителните тела.6. Използвайки формулите на сферичната тригонометрия с помощта на таблици TVA-57, VAS-58, изчислете числените височини и азимути на осветителните тела.7. След като коригирате средната OS с всички корекции, получете наблюдаваните височини на осветителните тела. 8. Доведете първата наблюдавана височина до зенита на вторите наблюдения. 9. Изчислете трансфери. 10. Начертайте позиции на картата. 11. Запишете получените наблюдавани координати, несъответствие, Tc и OL в корабния дневник.

Методът за определяне на местоположението на кораба от едновременни наблюдения на две осветителни тела е сравнително прост. Обаче наблюдаваната точка, получена от две позиционни линии при наличие на систематични грешки, не се оказва достатъчно категорична, за да се получи по-точно и надеждно наблюдение, е необходимо да има друга позиционна линия, т.е. да се определи позицията на кораба въз основа. по наблюдения на три светила. Важно предимство на този метод за определяне е възможността да се изключат системните грешки при наблюдението от резултатите от наблюдението. За да направите това, когато избирате звезди от земното кълбо, е препоръчително да изпълните изискването разликата в азимутите между всяка звезда да бъде близо до 120°. Звезди, избрани за наблюдение СЪС Ж , C 2, СЪС аз(фиг. 116, а) ще бъдат разположени по протежение на целия хоризонт. При възможност се избират звезди със сходна надморска височина (обект на наблюдение могат да бъдат и планетите).

Подготовката за наблюдения, самите наблюдения, изчисленията и чертежите се извършват в същия ред, както при определяне на местоположение с помощта на две осветителни тела. Височините на първата и втората звезда обикновено водят до зенита на третите наблюдения. В този случай времето на кораба и броят на дневниците се отбелязват, когато се взема средната височина на третата звезда. Особеностите на метода за определяне на място от три осветителни тела се проявяват при анализа на наблюдението.

T
Тъй като получените три реда на позиция /-/, //-// и ///- /// ще съдържат систематични и случайни грешки, при полагане върху карта или хартия тези редове по правило не се прехвърлят

Ориз. 116. Намиране на наблюдавано място, когато е определено от трима (А)и четири (b) звезди

се пресичат в една точка. Триъгълникът, който образуват, се нарича фалшив триъгълникили триъгълник на грешките.Задачата на навигатора е да намери най-вероятното местоположение на кораба, т.е. точката за наблюдение, която е най-близо до действителното му местоположение. Теоретичните изследвания показват, че ако разликите по двойки в азимутите на трите светила са равни или близки до 120°, тогава наблюдаваното място М 0 (виж фиг. 116, а), без систематични грешки, може да се вземе вътре в триъгълника в пресечната точка на неговите ъглополовящи.

Определяне на местоположението на кораба чрез едновременни наблюдения на четири осветителни тела ° С 1 C2, СЪС 3 , C 4 (фиг. 116, b) е още по-точен и надежден метод, чието използване също позволява да се елиминира влиянието на систематичните грешки във височината. Предимството на този метод се проявява при условие, че осветителните тела за наблюдения са правилно избрани. Звездите трябва да бъдат избрани по целия хоризонт така, че разликата в азимутите между съседните светила да е близо до 90 ° (виж фиг. 116, b). Височините на "противоположните" звезди трябва да бъдат възможно най-близки по стойност. Изборът на звезди се извършва предварително с помощта на звезден глобус. Обекти на наблюдение могат да бъдат и планети, които трябва да бъдат нанесени върху земното кълбо.

Наблюденията, изчисленията и чертежите при определяне на четирите светила се извършват по обичайния начин. Височините на първите три звезди обикновено водят до зенита на четвъртите наблюдения. Броене на корабно време и дневници VВ този случай тя се записва при измерване на средната височина на четвъртата звезда. В резултат на изчисленията се получават елементите на четири позиционни линии, които се нанасят върху карта или хартия. Под влияние на случайни и систематични грешки четирите позиционни линии по правило не се пресичат в една точка, образувайки грешка четириъгълник.При правилния избор на осветителни тела, когато четириъгълникът на грешките е близо до квадрат, наблюдаваната точка М 0 (виж фиг. 116, б) се взема в пресечната точка на линиите, свързващи средните точки на противоположните страни на четириъгълника.

Въпрос #6

Определяне на позицията на кораба чрез измерване на височините на Слънцето.За да се получи наблюдаваното местоположение на плавателния съд, е необходимо да се нанесат на картата поне две позиционни линии. Интервалът от време между две наблюдения се определя от необходимостта от промяна на азимута на звездата с 40-60. При различни условия този период варира от няколко минути до 3-4 часа. При определяне на позицията на кораб въз основа на наблюдения на Слънцето в различно време се следва следната процедура. Подготовка за наблюдения: изберете времето за първото и второто наблюдение, което е особено необходимо при плаване в ниски и средни ширини; преди да излезете за първите наблюдения, подгответе секстанта за измерване на височините на Слънцето, проверете перпендикулярността на огледалата спрямо равнината на крайниците; определя корекцията на индекса на секстанта за Слънцето, прилагайки контрол; дали е възможно да се измери наклонът на видимия хоризонт с тилтметър; настройте хронометъра към момента на наблюдение. Наблюдения: измервайте от три до пет височини на Слънцето, като при всяко измерване отбелязвате моментите с хронометър; при измерване средна височиназабележете T и OL; записва IR на кораба; ако височината на Слънцето не надвишава 50, запишете температурата и атмосферното налягане. Изчисления: въз основа на наблюдавания Tc и номера на часовата зона, изчислете приблизителната Tgr и датата на наблюденията по Гринуич; като се използва средният момент на хронометъра и неговата корекция, да се получи точна Tgr на наблюденията; използвайки MAE от наблюдения на Tgr и s, получете местния практически часов ъгъл и слънчевата деклинация; като използвате таблиците TVA-57, определете числената надморска височина и азимут на звездата; След коригиране на средната OS с всички корекции, получете наблюдаваната височина на Слънцето; изчислете трансфера. Първата позиция на линията се поставя на картата, ако има нужда от изясняване на изчислението. В интервала между първото и второто наблюдение трябва да се вземат мерки за точно отчитане на всички елементи на числото. Вторите наблюдения се извършват след промяна на азимута на Слънцето с 40-60 в същия ред като първите. При намиране на референтната надморска височина и азимут в изчислението се включват координатите на втората референтна точка. И двете позиционни линии на картата са начертани от точката на броене, съответстваща на момента на вторите наблюдения. Позицията на съда се взема в пресечната точка на позиционните линии.

Небесният свод, горящ от слава,
Гледа мистериозно от дълбините,
И ние се носим, ​​горяща бездна
Заобиколен от всички страни.
Ф. Тютчев

Урок 1/1

Предмет: Предмет на астрономията.

Мишена: Дават представа за астрономията - като наука, връзки с други науки; запознават се с историята и развитието на астрономията; прибори за наблюдения, особености на наблюденията. Дайте представа за структурата и мащаба на Вселената. Помислете за решаване на задачи, за да намерите разделителната способност, увеличението и апертурата на телескоп. Професията на астронома, нейното значение за националната икономика. Обсерватории. Задачи :
1. Образователни: въвежда понятията за астрономията като наука и основните клонове на астрономията, обекти на познание на астрономията: космически обекти, процеси и явления; методи за астрономически изследвания и техните характеристики; обсерватория, телескоп и негов различни видове. История на астрономията и връзки с други науки. Роли и характеристики на наблюденията. Практическо приложение на астрономическите знания и космонавтиката.
2. Образователни: историческата роля на астрономията във формирането на представата на човека за света около него и развитието на други науки, формирането на научния мироглед на учениците в процеса на запознаване с някои философски и общи научни идеи и концепции ( материалност, единство и познаваемост на света, пространствено-времеви мащаби и свойства на Вселената, универсалност на действието физични законивъв Вселената). Патриотично възпитание при запознаване с ролята Руска наукаи технологиите в развитието на астрономията и космонавтиката. Политехническото обучение и трудовото обучение при представяне на информация за практическото приложение на астрономията и космонавтиката.
3. Развитие: развитие познавателни интересикъм темата. Покажете, че човешката мисъл винаги се стреми към познание на неизвестното. Формиране на умения за анализиране на информация, съставяне на класификационни схеми.Зная: 1-во ниво (стандартно)- концепцията за астрономията, нейните основни раздели и етапи на развитие, мястото на астрономията сред другите науки и практическото приложение на астрономическите знания; имат първоначално разбиране за методите и инструментите на астрономическите изследвания; мащабите на Вселената, космическите обекти, явления и процеси, свойствата на телескопа и неговите видове, значението на астрономията за народното стопанство и практическите нужди на човечеството. 2-ро ниво- концепцията за астрономията, системите, ролята и особеностите на наблюденията, свойствата на телескопа и неговите видове, връзките с други обекти, предимствата на фотографските наблюдения, значението на астрономията за народното стопанство и практическите нужди на човечеството. Умейте да: 1-во ниво (стандартно)- използват учебника и материал за справка, изградете диаграми на най-простите телескопи различни видове, насочете телескопа към даден обект, потърсете в интернет информация по избраната астрономическа тема. 2-ро ниво- да използват учебник и справочен материал, да изграждат диаграми на най-простите телескопи от различни видове, да изчисляват разделителната способност, апертурата и увеличението на телескопите, да извършват наблюдения с помощта на телескоп на даден обект, да търсят в интернет информация по избрана астрономическа тема.

Оборудване: Ф. Ю. Сийгъл “Астрономията в нейното развитие”, Теодолит, Телескоп, постери “Телескопи”, “Радиоастрономия”, д/ф. „Какво изучава астрономията“, „Най-големите астрономически обсерватории“, филм „Астрономия и мироглед“, „Астрофизични методи за наблюдение“. Земен глобус, фолио: снимки на Слънцето, Луната и планетите, галактиките. CD- "Red Shift 5.1" или снимки и илюстрации на астрономически обекти от мултимедийния диск "Мултимедийна библиотека за астрономия". Покажете календара на наблюдателя за септември (взет от уебсайта на Astronet), пример за астрономически журнал (електронен, например Nebosvod). Можете да покажете откъс от филма Астрономия (част 1, fr. 2 Най-древната наука).

Междупредметна комуникация: Праволинейно разпространение, отражение, пречупване на светлината. Изграждане на изображения, получени от тънка леща. Камера (физика, VII клас). Електромагнитни вълни и скоростта на тяхното разпространение. Радио вълни. Химично действие на светлината (физика, X клас).

По време на часовете:

Уводна беседа (2 мин.)

1. Учебник от Е. П. Левитан; обща тетрадка- 48 листа; изпити по желание.
2. Астрономията е нова дисциплина в училищния курс, въпреки че сте запознати накратко с някои от въпросите.
3. Как се работи с учебника.

• преработете (не прочетете) параграф
• вникнете в същността, разберете всяко явление и процес
• преработете всички въпроси и задачи след параграфа накратко в тетрадките си
• проверете знанията си, като използвате списъка с въпроси в края на темата
• Вижте допълнителни материали в Интернет

Лекция (нов материал) (30 мин.)Началото е демонстрация на видео клип от CD (или моя презентация).

Астрономия [гръцки Астрон (астрон) - звезда, номос (номос) - закон] - наука за Вселената, завършваща естествено-математическия цикъл училищни дисциплини. Астрономията изучава движението на небесните тела (раздел „небесна механика”), тяхната природа (раздел „астрофизика”), произход и развитие (раздел „космогония”) [ Астрономията е наука за устройството, произхода и развитието на небесните тела и техните системи =, тоест науката за природата]. Астрономията е единствената наука, получила своята муза-покровителка – Урания.
Системи (пространство): - всички тела във Вселената образуват системи с различна сложност.

- Слънцето и движещите се наоколо (планети, комети, спътници на планети, астероиди), Слънцето е самосветещо тяло, други тела, като Земята, светят с отразена светлина. Възрастта на SS е ~ 5 милиарда години. /такъв звездни системис огромен брой планети и други тела във Вселената / Звезди, видими в небето , включително Млечния път - това незначителен дялзвезди, които изграждат Галактиката (или нашата галактика се нарича Млечен път) - система от звезди, техните купове и междузвездната среда. /Има много такива галактики, на светлината от най-близките са нужни милиони години, за да стигне до нас. Възрастта на галактиките е 10-15 милиарда години/ Галактики обединяват се в един вид клъстери (системи) Всички тела са в непрекъснато движение, промяна, развитие. Планетите, звездите, галактиките имат своя собствена история, която често възлиза на милиарди години. Диаграмата показва систематичното и разстояния: 1 астрономическа единица= 149,6 милиона км(средно разстояние от Земята до Слънцето). 1pc (парсек) = 206265 AU = 3,26 St. години 1 светлинна година(saint year) е разстоянието, което светлинен лъч изминава със скорост почти 300 000 km/s за 1 година. 1 светлинна година е равна на 9,46 милиона милиона километра!

История на астрономията (можете да използвате фрагмент от филма Астрономия (част 1, fr. 2 Най-древната наука))
Астрономията е една от най-завладяващите и древни науки за природата - тя изследва не само настоящето, но и далечното минало на макрокосмоса около нас, както и да начертае научна картина на бъдещето на Вселената.
Необходимостта от астрономически знания е продиктувана от жизнена необходимост:

Етапи на развитие на астрономията
1-во Древен свят(пр.н.е.). Философия →астрономия →елементи на математиката (геометрия).
Древен Египет, Древна Асирия, Древни Маи, Древен Китай, Шумерите, Вавилония, Древна Гърция. Учени със значителен принос за развитието на астрономията: ТАЛЕС от Милет(625-547 г., Древна Гърция), ЕВДОКС Книдски(408-355, Древна Гърция), АРИСТОТЕЛ(384-322, Македония, Древна Гърция), АРИСТАРХ от Самос(310-230 г., Александрия, Египет), ЕРАТОСТЕН(276-194, Египет), ХИПАРХ от Родос(190-125, Древна Гърция).
II ПредтелескопиченПериод. (от н. е. до 1610 г.). Упадък на науката и астрономията. Разпадането на Римската империя, варварските набези, раждането на християнството. Бързо развитие арабска наука. Възраждане на науката в Европа. Модерен хелиоцентрична системаструктури на света. Учени, които имат значителен принос за развитието на астрономията в този период: Клавдий ПТОЛЕМЕЙ (Клавдий Птоломей)(87-165, д-р Рим), БИРУНИ, Абу Рейхан Мохамед ибн Ахмед ал-Бируни(973-1048 г., съвременен Узбекистан), Мирза Мухаммад ибн Шахрух ибн Тимур (Тарагай) УЛУГБЕК(1394 -1449 г., съвременен Узбекистан), Николай КОПЕРНИЙ(1473-1543, Полша), Тихо (Tighe) BRAHE(1546-1601, Дания).
III Телескопичнапреди появата на спектроскопията (1610-1814). Изобретяването на телескопа и наблюденията с негова помощ. Закони за движението на планетите. Откриване на планетата Уран. Първите теории за формирането на слънчевата система. Учени, които имат значителен принос за развитието на астрономията през този период: Галилео Галилей(1564-1642, Италия), Йохан КЕПЛЕР(1571-1630, Германия), Ян ГАВЕЛИЙ (ГАВЕЛИЙ) (1611-1687, Полша), Ханс Кристиан ХЮГЕНС(1629-1695, Холандия), Джовани Доминико (Жан Доменик) КАСИНИ>(1625-1712, Италия-Франция), Исак Нютон(1643-1727, Англия), Едмънд Халей (ХАЛИ, 1656-1742, Англия), Уилям (Уилям) Вилхелм Фридрих ХЕРШЕЛ(1738-1822, Англия), Пиер Симон ЛАПЛАС(1749-1827, Франция).
IV Спектроскопия. Преди снимката. (1814-1900). Спектроскопски наблюдения. Първите определяния на разстоянието до звездите. Откриване на планетата Нептун. Учени, които имат значителен принос за развитието на астрономията през този период: Йозеф фон Фраунхофер(1787-1826, Германия), Василий Яковлевич (Фридрих Вилхелм Георг) СТРОВ(1793-1864, Германия-Русия), Джордж Бидел Ери (ВЪЗДУШЕН, 1801-1892, Англия), Фридрих Вилхелм БЕСЕЛ(1784-1846, Германия), Йохан Готфрид ХАЛЕ(1812-1910, Германия), Уилям ХЕГИНС (Хъгинс, 1824-1910, Англия), Анджело СЕКИ(1818-1878, Италия), Федор Александрович БРЕДИХИН(1831-1904, Русия), Едуард Чарлз ПИКЕРИНГ(1846-1919, САЩ).
Vth Модеренпериод (1900-настояще). Развитие на използването на фотографията и спектроскопските наблюдения в астрономията. Решаване на въпроса за източника на енергия на звездите. Откриване на галактики. Възникването и развитието на радиоастрономията. Космически изследвания. Вижте повече подробности.

Връзка с други обекти.
PSS t 20 F. Engels - „Първо, астрономията, която поради сезоните е абсолютно необходима за пастирството и земеделската работа. Астрономията може да се развива само с помощта на математиката. Затова трябваше да се занимавам с математика. Освен това, на определен етап от развитието на селското стопанство в някои страни (набирането на вода за напояване в Египет), и особено с появата на градовете, големи сградиА с развитието на занаятите се развива и механиката. Скоро това става необходимо за корабоплаването и военните дела. Предава се и в помощ на математиката и по този начин допринася за нейното развитие.“
Астрономията е изиграла толкова водеща роля в историята на науката, че много учени смятат, че „астрономията е най-значимият фактор в развитието от нейното начало – чак до Лаплас, Лагранж и Гаус“ – те извличат задачи от нея и създават методи за решаване на тези проблеми. Астрономията, математиката и физиката никога не са губили връзката си, което се отразява в дейността на много учени.

		Взаимодействието на астрономията и физиката продължава да оказва влияние върху развитието на други науки, технологии, енергетика и различни сектори на националната икономика. Пример е създаването и развитието на космонавтиката. Разработват се методи за задържане на плазмата в ограничен обем, концепцията за плазма без сблъсък, MHD генератори, усилватели на квантово излъчване (мазери) и др.
	1 - хелиобиология 2 - ксенобиология 3 - космическа биология и медицина 4 - математическа география 5 - космохимия А - сферична астрономия B - астрометрия Б - небесна механика G - астрофизика D - космология E - космогония F - космофизика	Астрономия и химиясвържете въпросите за изследване на произхода и разпространението химически елементии техните изотопи в космоса, химическата еволюция на Вселената. Науката за космохимията, възникнала на пресечната точка на астрономията, физиката и химията, е тясно свързана с астрофизиката, космогонията и космологията, изучава химическия състав и диференцира вътрешна структура космически тела, влияние космически явленияи процеси, които ще се случват химична реакция, закони за изобилие и разпределение на химичните елементи във Вселената, комбинация и миграция на атоми при образуването на материя в космоса, еволюция на изотопния състав на елементите. От голям интерес за химиците са изследванията на химични процеси, които поради своя мащаб или сложност са трудни или напълно невъзможни за възпроизвеждане в земни лаборатории (материя във вътрешността на планетите, синтез на сложни химични съединения в тъмни мъглявини и др.) . Астрономия, география и геофизикасвързва изучаването на Земята като една от планетите на Слънчевата система, нейните основни физически характеристики (форма, ротация, размер, маса и др.) и влиянието на космическите фактори върху географията на Земята: структурата и състава на земните недра и повърхност, релеф и климат, периодични, сезонни и дългосрочни, локални и глобални промени в атмосферата, хидросферата и литосферата на Земята - магнитни бури, приливи и отливи, смяна на сезоните, дрейф на магнитни полета, затопляне и ледникови епохи и др., възникващи в резултат на въздействието на космически явления и процеси (слънчева активност, въртене на Луната около Земята, въртене на Земята около Земята). Слънце и др.); както и астрономически методи за ориентация в пространството и определяне на координатите на терена, които не са загубили своето значение. Една от новите науки беше космическата геонаука - набор от инструментални изследвания на Земята от космоса за целите на научната и практическа дейност. Връзка астрономия и биологияобусловени от техния еволюционен характер. Астрономията изучава еволюцията космически обектии техните системи на всички нива на организацията нежива материяподобно на начина, по който биологията изучава еволюцията на живата материя. Астрономията и биологията са свързани от проблемите на възникването и съществуването на живота и разума на Земята и във Вселената, проблемите на земната и космическа екология и влиянието на космическите процеси и явления върху биосферата на Земята. Връзка астрономияс история и социални наукикоито изучават развитието на материалния свят по качествено по-качествен начин високо нивоорганизацията на материята се определя от влиянието на астрономическите знания върху мирогледа на хората и развитието на науката, технологиите, селското стопанство, икономиката и културата; въпросът за влиянието на космическите процеси върху социално развитиечовечеството остава отворено. Красотата на звездното небе събуди мисли за величието на Вселената и вдъхнови писатели и поети. Астрономическите наблюдения носят мощен емоционален заряд, демонстрират силата на човешкия ум и способността му да разбира света, възпитават чувство за красота и допринасят за развитието на научното мислене. Връзката между астрономията и "науката на науките" - философия- се определя от факта, че астрономията като наука има не само специален, но и универсален, хуманитарен аспект и има най-голям принос за изясняване мястото на човека и човечеството във Вселената, за изследване на връзката „човек - Вселената". Във всяко космическо явление и процес са видими проявленията на основните, фундаментални закони на природата. На основата на астрономическите изследвания се формират принципите на познание на материята и Вселената и най-важните философски обобщения. Астрономията е повлияла на развитието на всички философски учения. Невъзможно е да се формира физическа картина на света, която да заобиколи съвременните представи за Вселената - тя неизбежно ще загуби своето идеологическо значение.

Съвременната астрономия е фундаментална физико-математическа наука, чието развитие е пряко свързано с научно-техническия прогрес. За изучаване и обяснение на процесите се използва целият съвременен арсенал от различни, новопоявили се клонове на математиката и физиката. Има и.

Основни клонове на астрономията:

Класическа астрономия	съчетава редица клонове на астрономията, чиито основи са разработени преди началото на ХХ век:
	астрометрия:	Сферична астрономия	изучава положението, видимото и собственото движение на космическите тела и решава проблеми, свързани с определянето на положението на светилата на небесната сфера, съставянето на звездни каталози и карти и теоретичните основи на отчитането на времето.
		Фундаментална астрометрия	провежда работа за определяне на фундаментални астрономически константи и теоретична обосновка за съставянето на фундаментални астрономически каталози.
		Практическа астрономия	занимава се с определяне на времеви и географски координати, предоставя времево обслужване, изчисляване и изготвяне на календари, географски и топографски карти; Методите за астрономическо ориентиране се използват широко в навигацията, авиацията и космонавтиката.
	Небесна механика	изследва движението на космическите тела под въздействието на гравитационните сили (в пространството и времето). Въз основа на астрометрични данни, законите класическа механикаи математически методи на изследване, небесната механика определя траекториите и характеристиките на движението на космическите тела и техните системи и служи като теоретична основа на космонавтиката.
Съвременна астрономия	Астрофизика	изучава основните физически характеристики и свойства на космическите обекти (движение, структура, състав и др.), космическите процеси и космическите явления, обособени в множество раздели: теоретична астрофизика; практическа астрофизика; физика на планетите и техните спътници (планетология и планетография); физика на Слънцето; физика на звездите; извънгалактична астрофизика и др.
	Космогония	изучава произхода и развитието на космическите обекти и техните системи (в частност Слънчевата система).
	Космология	изследва произхода, основните физически характеристики, свойствата и еволюцията на Вселената. Теоретичната му основа е съвременна физични теориии данни от астрофизика и извънгалактична астрономия.

Наблюдения в астрономията.
Наблюденията са основният източник на информацияза небесни тела, процеси, явления, случващи се във Вселената, тъй като е невъзможно да ги докоснете и да провеждате експерименти с небесни тела (възможността за провеждане на експерименти извън Земята възникна само благодарение на астронавтиката). Те също така имат особеностите, че за изучаване на всяко явление е необходимо:

• дълги периоди от време и едновременно наблюдение на свързани обекти (пример: еволюцията на звездите)
• необходимостта да се посочи позицията на небесните тела в пространството (координати), тъй като всички светила изглеждат далеч от нас (в древни времена възниква концепцията за небесната сфера, която като цяло се върти около Земята)

Пример: Древен Египет, наблюдавайки звездата Сотис (Сириус), определил началото на разлива на Нил и установил продължителността на годината в 4240 г. пр.н.е. за 365 дни. За точни наблюдения ни бяха необходими устройства.
1). Известно е, че Талес от Милет (624-547 г., Древна Гърция) през 595 г. пр.н.е. за първи път използва гномона (вертикален прът, за който се приписва, че е създаден от неговия ученик Анаксимандър) - той позволява не само да бъде слънчев часовник, но и за определяне на моментите на равноденствие, слънцестоене, продължителност на годината, географска ширина на наблюдение и др.
2). Още Хипарх (180-125 г., Древна Гърция) използва астролабия, която му позволява да измери паралакса на Луната през 129 г. пр. н. е., да установи продължителността на годината на 365,25 дни, да определи шествието и да го състави през 130 г. пр. н. е. звезден каталог за 1008 звезди и др.
Имаше астрономическа тояга, астролабон (първият вид теодолит), квадрант и др. Наблюденията се извършват в специализирани институции - , възниква на първия етап от развитието на астрономията преди NE. Но настоящето астрономически изследваниязапочна с изобретението телескоппрез 1609 г

Телескоп - увеличава зрителния ъгъл, от който се виждат небесните тела ( резолюция ) и събира многократно повече светлина от окото на наблюдателя ( проникваща сила ). Следователно чрез телескоп можете да изследвате повърхностите на най-близките до Земята небесни тела, невидими с просто око, и да видите много бледи звезди. Всичко зависи от диаметъра на лещата му.Видове телескопи:И радио(Демонстрация на телескоп, плакат "Телескопи", диаграми). Телескопи: от историята
= оптичен

1. Оптични телескопи ()

	Рефрактор(refracto-refract) - използва се пречупването на светлината в лещата (refractive). „Зрителна тръба“, произведена в Холандия [H. Липърши]. Според приблизителното описание той е направен през 1609 г. от Галилео Галилей и за първи път го изпраща на небето през ноември 1609 г., а през януари 1610 г. той открива 4 спътника на Юпитер. Най-големият рефрактор в света е направен от Алван Кларк (оптик от САЩ) 102 cm (40 инча) и е инсталиран през 1897 г. в обсерваторията Hyères (близо до Чикаго). Той също направи 30-инчов и го инсталира през 1885 г. в обсерваторията Пулково (разрушена по време на Втората световна война).
	Рефлектор(reflecto-reflect) - за фокусиране на лъчите се използва вдлъбнато огледало. През 1667 г. първият отразяващ телескоп е изобретен от И. Нютон (1643-1727, Англия), диаметърът на огледалото е 2,5 cm при 41 хнараства. В онези дни огледалата бяха направени от метални сплави и бързо ставаха скучни. Най-големият телескоп в света. W. Keck инсталира огледало с диаметър 10 m през 1996 г. (първото от две, но огледалото не е монолитно, а се състои от 36 шестоъгълни огледала) в обсерваторията Mount Kea (Калифорния, САЩ). През 1995 г. е представен първият от четирите телескопа (диаметър на огледалото 8 m) (Обсерватория на ЕСО, Чили). Преди това най-голямото беше в СССР, диаметърът на огледалото беше 6 м, инсталиран в Ставрополския край (връх Пастухов, h = 2070 м) в Специалната астрофизична обсерватория на Академията на науките на СССР (монолитно огледало 42 тона, 600 тона телескоп, можете да видите звезди 24 m).
	Огледало-леща. Б.В. ШМИДТ(1879-1935, Естония), построен през 1930 г. (камера Schmidt) с диаметър на обектива 44 cm, без кома и голямо зрително поле, поставяне отпред сферично огледалокоригираща стъклена плоча. През 1941г Д.Д. Максутов(СССР) направи менискус, изгоден с къса тръба. Използва се от любители астрономи. През 1995 г. е пуснат в експлоатация първият телескоп с 8-метрово огледало (от 4) с база 100 m за оптичен интерферометър (пустинята ATACAMA, Чили; ESO). През 1996 г. първият телескоп с диаметър 10 m (от два с база 85 m) на името на. W. Keck въведен в обсерваторията Mount Kea (Калифорния, Хавай, САЩ) любителскителескопи

• преки наблюдения
• снимка (астрограф)
• фотоелектрически - сензор, енергийна флуктуация, радиация
• спектрални - предоставят информация за температурата, химичен състав, магнитни полета, движение на небесните тела.

Фотографските наблюдения (пред визуалните) имат предимства:

1. Документиране - възможност за записване на протичащи явления и процеси и за дълго времезапишете получената информация.
2. Незабавността е способността да се регистрират краткосрочни събития.
3. Панорамно - възможност за заснемане на няколко обекта едновременно.
4. Целостта е способността да се натрупва светлина от слаби източници.
5. Детайл - способността да се видят детайлите на обект в изображение.

В астрономията разстоянието между небесните тела се измерва с ъгъл → ъглово разстояние: градуси - 5 o.2, минути - 13",4, секунди - 21",2 с обикновеното око виждаме 2 звезди наблизо ( резолюция), ако ъгловото разстояние е 1-2". Ъгълът, под който виждаме диаметъра на Слънцето и Луната, е ~ 0,5 o = 30".

• Чрез телескоп виждаме възможно най-много: ( резолюция) α= 14 "/Dили α= 206265·λ/D[Където λ е дължината на вълната на светлината и д- диаметър на обектива на телескопа] .
• Количеството светлина, събрано от лещата, се нарича съотношение на диафрагмата. Апертура д=~S (или D 2) на лещата. E=(D/d xp ) 2 , Където д xp е диаметърът на човешката зеница в нормални условия 5 мм (максимум на тъмно 8 мм).
• Нараствателескоп = Фокусно разстояние на лещата/Фокусно разстояние на окуляра. W=F/f=β/α.

При голямо увеличение >500 x се виждат въздушни вибрации, така че телескопът трябва да бъде поставен възможно най-високо в планините и където небето често е безоблачно или дори по-добре извън атмосферата (в космоса).
Задача (самостоятелно - 3 минути): За 6-метров рефлекторен телескоп в Специалната астрофизична обсерватория (в Северен Кавказ) определете разделителната способност, апертурата и увеличението, ако се използва окуляр с фокусно разстояние 5 cm (F = 24 m). [ Оценка по бързина и коректност на решението] Решение: α= 14 "/600 ≈ 0,023"[при α= 1" кибритена кутиявидим на разстояние 10 км]. E=(D/d xp) 2 =(6000/5) 2 = 120 2 =14400[събира толкова пъти повече светлина от окото на наблюдателя] W=F/f=2400/5=480 2. Радиотелескопи - предимства: при всяко време и време на деня можете да наблюдавате обекти, които са недостъпни за оптични. Те са купа (подобно на локатор. Плакат "Радиотелескопи"). Радиоастрономията се развива след войната. Най-големите радиотелескопи сега са фиксираните РАТАН-600, Русия (влиза в експлоатация през 1967 г., на 40 км от оптичния телескоп, състои се от 895 отделни огледала с размери 2,1x7,4 м и има затворен пръстен с диаметър 588 м) , Аресибо (Пуерто Рико, 305 m- бетонирана купа на изчезнал вулкан, представен през 1963 г.). От мобилните имат два радиотелескопа със 100м купа.

Небесните тела произвеждат радиация: светлина, инфрачервена, ултравиолетова, радиовълни, рентгенови лъчи, гама лъчение. Тъй като атмосферата пречи на проникването на лъчи към земята с λ< λ света (ультрафиолетовые, рентгеновские, γ - излучения), то напоследъкТелескопи и цели орбитални обсерватории се изстрелват в околоземна орбита: (т.е. развиват се извънатмосферни наблюдения).

л. Фиксиране на материала .
Въпроси:

1. Каква астрономическа информация изучавахте в курсове по други предмети? (естествена история, физика, история и др.)
2. Каква е спецификата на астрономията спрямо другите природни науки?
3. Какви видове небесни тела познавате?
4. Планети. Колко, както се казва, ред на подреждане, най-голям и т.н.
5. Какво е значението на астрономията в националната икономика днес?

Ценности в националната икономика:
- Ориентация по звезди за определяне на страните на хоризонта
- Навигация (навигация, авиация, астронавтика) - изкуството да се намери път по звездите
- Изследване на Вселената за разбиране на миналото и прогнозиране на бъдещето
- Космонавтика:
- Изследване на Земята с цел нейното опазване уникална природа
- Получаване на материали, които е невъзможно да се получат в земни условия
- Прогноза за времето и прогноза природни бедствия
- Спасяване на бедстващи кораби
- Изследване на други планети за прогнозиране на развитието на Земята
Резултат:

1. Какво ново научи? Какво е астрономия, целта на телескопа и неговите видове. Характеристики на астрономията и др.
2. Необходимо е да се покаже използването на компактдиска "Червена смяна 5.1", календара на наблюдателя, пример за астрономически журнал (електронен, например Nebosvod). Показване в Интернет, Астротоп, портал: Астрономия V Уикипедия, - с помощта на който можете да получите информация по въпрос от интерес или да го намерите.
3. Оценки.

Домашна работа: Въведение, §1; въпроси и задачи за самоконтрол (стр. 11), № 6 и 7 съставяне на схеми, за предпочитане в клас; с. 29-30 (с. 1-6) - основни мисли.
При подробно проучванематериал за астрономически инструменти, можете да задавате въпроси и задачи на учениците:
1. Определете основните характеристики на телескопа на Г. Галилей.
2. Какви са предимствата и недостатъците на оптичния дизайн на рефрактора на Галилей в сравнение с оптичния дизайн на рефрактора на Кеплер?
3. Определете основните характеристики на БТА. Колко пъти по-мощен е BTA от MSR?
4. Какви са предимствата на телескопите, инсталирани на борда на космически кораби?
5. На какви условия трябва да отговаря теренът за изграждане на астрономическа обсерватория?

Урокът е подготвен от членове на кръжока „Интернет технологии” през 2002 г.: Притков Денис (10 клас)И Дисенова Анна (9 клас). Променен на 01.09.2007 г

"Планетариум" 410.05 mb		Ресурсът ви позволява да го инсталирате на компютъра на учител или ученик пълна версияиновативен учебно-методически комплекс "Планетариум". "Планетариум" - селекция от тематични статии - са предназначени за използване от учители и ученици в часовете по физика, астрономия или природни науки в 10-11 клас. При инсталиране на комплекса се препоръчва да се използва само английски буквив имената на папките.
Демо материали 13.08 MB		Ресурсът представлява демонстрационни материалииновативен учебно-методически комплекс "Планетариум".
Планетариум 2.67 mb		Този ресурс е интерактивен модел на планетариум, който ви позволява да изучавате звездното небе, като работите с този модел. За да използвате пълноценно ресурса, трябва да инсталирате Java Plug-in
Урок	Тема на урока	Разработване на уроци в сборника TsOR	Статистически графики от ЦОР
Урок 1	Предмет на астрономията	Тема 1. Предмет на астрономията. Съзвездия. Ориентация по звездното небе 784.5 kb 127.8 kb 450.7 kb Електромагнитна вълнова скала с приемници на лъчение 149.2 kb

1. Необходимостта да се следи времето (календар). (Древен Египет - забелязана връзка с астрономическите явления)
2. Намиране на пътя по звездите, особено мореплавателите (първият ветроходни корабисе появява 3 хиляди години пр.н.е. д)
3. Любопитството е да разбереш текущите явления и да ги поставиш на своя служба.
4. Грижа за съдбата си, родила астрологията.

Думата астрономия идва от две гръцки думи: a stron - звезда, nomos - закон. Практическа необходимостизучаването на звездното небе доведе до появата на началото на науката, която по-късно получи в Древна Гърция около 4 век пр.н.е. име астрономия. Но самото име изобщо не служи като доказателство за произхода и развитието на астрономията само в Древна Гърция. Астрономията възниква и се развива самостоятелно буквално сред всички народи, но степента на нейното развитие, естествено, е в пряка зависимост от нивото на производителните сили и културата на народите.

Астрометрията е дял от астрономията, който изучава видимото движение на небесните тела. Небесната механика е дял от астрономията, който изучава действителното движение на небесните тела. Астрофизиката е дял от астрономията, който изучава природата на небесните тела. Космогонията е дял от астрономията, който изучава произхода на небесните тела. Космологията е дял от астрономията, който изучава еволюцията (развитието) на небесните тела.

Наблюденията се извършват с помощта на астрономически обсерватории. Първата обсерватория е създадена през 4000 г. пр.н.е. д. в град Стоунхендж (Англия). Най-известните обсерватории на Руската федерация: Главна астрономическа обсерватория Руска академиянауки - Пулковская (в Санкт Петербург); Специален астрофизична обсерватория(в Северен Кавказ); Държавен астрономически институт на името на. НАСТОЛЕН КОМПЮТЪР. Щернберг (в Москва).

Телескоп – оптичен инструмент, увеличавайки зрителния ъгъл, от който се виждат небесните тела и позволявайки да се събере многократно повече светлина, идваща от звездата, отколкото окото на наблюдателя. Има няколко вида оптични телескопи около s F2 F1 Леща Окуляр F1 Изображение S Телескоп - рефрактор - основна част - леща или система от лещи. Увеличение на телескопа (G) = фокусно разстояние на обектива (F1) / фокусно разстояние на окуляра (F2) G = OF1 / OF2

Телескопите, пригодени за фотография, се наричат ​​астрографи. Телескопите се използват не само за визуални и фотографски наблюдения, но и за фотоелектрични и спектрални наблюдения. Предимствата на фотографските наблюдения: документация... мигновеност... панорамност... цялост... детайлност... Спектралните наблюдения (спектрален анализ) ви позволяват да получите информация за температурата, химичния състав, магнитните полета на небесните тела, както и движението им. Радиотелескопите са предназначени за изследване на небесни тела в радиообхвата.

Телескопите са много различни: - оптични (общи астрофизични цели, коронографи, телескопи за наблюдение на сателити); - радиотелескопи; - инфрачервен; - неутрино; - Рентгенов. С цялото си разнообразие, всички телескопи, които приемат електромагнитно излъчване, решават две основни задачи: да създадат възможно най-рязкото изображение и по време на визуални наблюдения да увеличат ъгловите разстояния между обектите (звезди, галактики и др.); съберете колкото е възможно повече радиационна енергия, увеличете осветеността на изображението на обектите.

Първият телескоп е построен през 1609 г. от италианския астроном Галилео Галилей. Телескопът имаше скромни размери (дължина на тръбата 1245 мм, диаметър на лещата 53 мм, окуляр 25 диоптъра), несъвършен оптичен дизайн и 30-кратно увеличение. Той направи възможно да се направят цяла поредица от забележителни открития (фази на Венера, планини на Луната, спътници на Юпитер, петна на Слънцето, звезди в Млечния път). Много лошото качество на изображението в първите телескопи принуждава оптиците да търсят начини за решаване на този проблем. Оказа се, че увеличаването на фокусното разстояние на обектива значително подобрява качеството на изображението. Телескопи на Галилей (Музей за история на науката, Флоренция). Два телескопа са монтирани на музейна стойка В центъра на винетката има счупена леща от първия телескоп Galileo Telescopes (Музей за история на науката, Флоренция). Два телескопа са монтирани на музейна стойка. В центъра на винетката има счупена леща от първия телескоп на Галилей

Телескопът Hevelius беше дълъг 50 m и беше окачен на система от въжета на стълб. Телескопът на Ozu беше дълъг 98 метра. Освен това той нямаше тръба; обективът беше разположен на стълб на разстояние почти 100 метра от окуляра, който наблюдателят държеше в ръцете си (т.нар. въздушен телескоп). Беше много неудобно да се наблюдава с такъв телескоп. Озу не направи нито едно откритие. Телескоп Хевелий

През 1663 г. Грегъри създава нов дизайн за отразяващ телескоп. Грегъри беше първият, който предложи използването на огледало вместо леща в телескоп. Основната аберация на обективите - хроматична - напълно липсва в огледалния телескоп. Първият рефлекторен телескоп е построен от Исак Нютон през 1668 г. Схемата, по която е построена, се нарича "схема на Нютон". Дължината на телескопа беше 15 см.

През 1963 г. в Аресибо на остров Пуерто Рико започва да работи 300-метров радиотелескоп със сферична антена, инсталиран в огромна естествена яма в планината. През 1976 г. 600-метровият радиотелескоп РАТАН-600 започва да работи в Северен Кавказ в Русия. Ъгловата разделителна способност на радиотелескопа при дължина на вълната 3 cm е 10".

„ВЪВ съвременна науканяма развитие на индустрията
толкова бързо, колкото космическите изследвания"
С. П. Королев
(1966)

През 1930г благодарение на развитието съвременна физиказапочна създаването на така нареченото „неоптично“ оборудване, което направи възможно провеждането на изследвания в други диапазони на електромагнитно излъчване (в допълнение към видимото). Такова оборудване е фундаментално различно от оптичните телескопи и често се инсталира на борда на близки до Земята и космически спътници. Това се дължи на факта, че земната атмосфера поглъща почти всички видове електромагнитно излъчване, с изключение на видимото, а при запис на радиация се получава изместване към инфрачервения и радио диапазона. В средата на 20-ти век, с развитието на квантовата теория и физиката на елементарните частици, се създава апаратура за изследване на космически явления в UV, X- и гама диапазони, както и броячи на неутрино.

Съвременният астроном, като правило, е специалист в областта на изучаването на Вселената в определен честотен диапазон на електромагнитното излъчване. Той обаче съчетава няколко различни методиизследване (за различни диапазони), което ви позволява да получите по-широка информация за наблюдаваното космически обектили феномен.

Според видовете използвана апаратура и методите на изследване в астрономията се разграничават няколко раздела.

Радиоастрономия

Радиоастрономията се заражда през 30-те години на миналия век. благодарение на работата на инженер Карл Янски и използва радиотелескопи, които изискват специален шум за настройка. Янски, опитвайки се да разбере естеството на шума, смущаващ радиокомуникациите между станциите на Земята и корабите на брега, открива два вида смущения през 1932 г. Първият тип смущения бяха свързани с времето. Смущенията (шумовете) от втория тип се оказаха с неизвестен характер за това време, те се повтаряха периодично всеки ден. Проучвания през 1933 и 1935 г. доведоха до заключението, че тези шумове идват от центъра млечен път. Любителският астроном и радиолюбител Гроут Ребер, след като научи за работата на Янски, проектира през 1937 г. параболична антена с диаметър 9,5 м. Той открива източници на радиоизлъчване в съзвездията Стрелец, Лебед, Касиопея, Малко куче, Пъпис, Персей и през 1944 г. публикува радиокарти на небето, а също така установява, че Слънцето също е източник на радиовълни. Радиоастрономическите изследвания процъфтяват след Втората световна война.

Небесните обекти излъчват радиовълни по различни начини:

• някои излъчват поляризирани радиовълни с променлива скорост;
• други (по-специално пулсари) произвеждат синхротронно лъчение;
• Освен това радиовълните могат да се излъчват поради топлинния ефект, т.е. защото висока температуратехните източници;
• накрая, има радиоизлъчване поради факта, че във водородния атом единственият електрон променя посоката на своето въртене (въртене), тогава дължината на вълната има една стойност 21 см(честота - 1421 MHz).

Такава линия в електромагнитния спектър е теоретично предсказана през 1944 г. от Ян Орт. Открит е за първи път през 1951 г. и сега дава възможност да се наблюдават студени мъглявини и междузвездна материя.

Радиоизлъчването от космически обекти се регистрира с помощта на радиотелескопи. Радиотелескопите се класифицират: а) в зависимост от формата на антената (параболоиди на въртене, параболични цилиндри); б) в зависимост от вида на апертурата (запълнена или незапълнена); в) в зависимост от физическия метод на изследване (рефлектори, рефрактори).

Всеки радиотелескоп се състои, като правило, от три основни части (снимка 1.1): 1) антена, която резонансно улавя сигнали; 2) детектор, който усилва сигналите; 3) системи за запис и анализ на данни.

Снимка 1.1. Радиотелескопи „Квазар-КВО” (Светлое, Ленинградска област, Русия)

Антената може да има диаметър от порядъка на няколко десетки или дори стотици метри. В повечето случаи антената може да бъде пренасочена, тъй като е монтирана върху рамка, която позволява да бъде ориентирана в желаната посока.

За получаване на висока разделителна способност се използва интерферометрична технология и сигналите, постъпващи в различни радиотелескопи, се събират и обработват на един компютър. В този случай два или повече радиотелескопа играят ролята на една инсталация с диаметър равно на разстояниетомежду тях. Това разстояние може да бъде от порядъка на континент, в който случай системата има широка интерферометрична основа.

Инсталирани са радиотелескопи различни частипланети (Таблица 1.1).

Антена радиотелескоп	размер, м	минимум регистриран дължина на вълната, mm	Местоположение телескоп
радиоинтерферометрична система "Квазар-КВО"	1024×800 640×480		Светлина (Ленинградска област, Русия)
Радиоинтерферометър с форма на слънчев кръст (256 елементна матрица)			Бадари (Сибир, Русия)
"Т"-образен интерферометър (два параболични цилиндъра)			медицина (Италия)
Параболичен цилиндър			Ути (Индия)
Двойно огледало			Нанси (Франция)
Сферичен рефлектор			Аресибо (Пуерто Рико)
Параболичен сегмент			Green Bank (САЩ)
Параболичен рефлектор			Калязин (Русия)
Параболичен рефлектор			Мечи езера (Русия)
Параболичен рефлектор			Нобеяма (Япония)
Параболичен рефлектор			медицина (Италия)
Параболичен рефлектор			Гранада (Испания)
напълно въртящ се параболоид			Пущино (Русия)
Пръстен от 895 отразява. елементи (RATAN – 600)	1024×768 640×480 1024×800		Зеленчукская (Ставрополски край, Русия)
Параболично огледало			Зименки (Нижегородска област, Русия)
Два параболоида на революцията			Дмитровская (Московска област, Русия)

Инфрачервена астрономия

Първите инфрачервени наблюдения са направени случайно през 1800 г. от Уилям Хершел. Той забеляза, че термометърът може да измерва над червената граница слънчев спектър, регистрира повишаване на температурата. Съвременното развитие на инфрачервената астрономия настъпва след Втората световна война, по време на която са разработени устройства за нощно виждане.

IR лъчението не се регистрира от човешкото око и има доста дълги вълни - до приблизително 100 микрона (0,1 мм). Абсорбира се в горни слоеве земна атмосфераглавно водна пара. Следователно за наблюдения в този диапазон е необходимо да се инсталират телескопи при голяма надморска височина, по-често - на балони, самолети, но като правило - на сателити (снимка 1.2.).

Снимка 1.2. Сателит с оборудване за IR астрономия (ISO - Infrared Space Observatory - Инфрачервена космическа обсерватория)

Основните наземни инфрачервени телескопи са изброени в табл. 1.2.

Име телескоп	Местоположение и координати	Височина над ниво море, м	бленда, м
UKIRT	Хавай 19 0 50'N, 155 0 28'W
UKIRT	Хавай 19 0 50'N, 155 0 28'W
ДЪГА
НАСА IRTF	Хавай 19 0 50'N, 155 0 28'W

В астрономията инфрачервеният диапазон се използва за наблюдение на относително студени обекти, планети, облаци прах и звезди от студени спектрални класове K и M. Това излъчване се причинява от ротационните и вибрационни движения на молекулите, които образуват телата.

Оптична астрономия

Първите оптични телескопи за астрофизични изследвания са създадени на базата на оптичната система, разработена от Kepler. В момента за космически изследванияв научните обсерватории, както и за любители астрономически наблюденияизползват се оптични телескопи (рефлектори и рефрактори) с модернизирана оптична конструкция (снимка 1.3.).

Снимка 1.3. Оптичен телескоп LX200 с оптична система Schmidt-Kassegeren Svetloye, Ленинград. регион, Русия)

Основните характеристики на оптичните телескопи са следните.

Дължина на оптичната тръбателескоп е равна на сумата от фокусните разстояния на лещата и окуляра:

L = ƒ об. + ƒ прибл.

Всеки 10 от небесната сфера се изобразява във фокалната равнина на телескопа чрез сегмент, равен приблизително на 10/573 от фокусното разстояние на лещата (или огледалото). Обективът на телескопа създава реално изображение в основния си фокус. небесни тела, чието увеличение е равно на

W = ƒ обороти / ƒ прибл.

Обективът на телескопа също се характеризира със съотношението на диафрагмата, или относителна дупка, което е дадено от отношението

A = D / ƒ rev.

Тази стойност обикновено се изразява като дроб с двоеточие: 1:2, 1:7, 1:20 и т.н.

Разделителна способност (или ъглова разделителна способност) Dj на телескоп характеризира ъгловото разстояние между две звезди, които не се сливат една с друга по време на наблюдение. Теоретичната стойност на това количество се определя поради явлението дифракция на електромагнитно излъчване с дължина на вълната λ в диаметъра на лещата на телескопа D:

Δφ ≈ λ /D.

Ако обективът на телескопа е дългофокусен и има светлосила

D / ƒ rev< 1 / 12 ,

тогава за практически изчисления на стойността Δφ използвайте формулата:

Δφ ≈ 11.″6 / D,

(диаметърът на лещата се измерва в сантиметри, Δφ - в дъгови секунди). Ако телескопът има различен тип леща, тогава можете да използвате формулата:

Δφ ≈ 13.″8/D,

Проникваща силателескопът се характеризира с максималния размер на звездите, видими през телескоп в напълно ясна нощ, и е приблизително равен на

m ≈ 7,5 + 5 log D,

(д- в сантиметри).

Друга характеристика на спектралните астрофизични инструменти е спектрална разделителна способност, равен

(Δλ - минималният интервал между две близки спектрални линии със средна дължина на вълната λ, които все още се регистрират като отделни).

Важни характеристики на спектралните устройства са:

— ъглова дисперсия

(Δα е ъгълът между светлинните лъчи, преминаващи през диспергиращия елемент - призма, дифракционна решетка– и различаващи се по дължина на вълната с Δλ);

— линейна дисперсия

C′ = ƒ Δα / Δλ

(ƒ – фокусно разстояние на оптичната система, разположена зад диспергиращия елемент).

Част от информацията за най-големите оптични телескопи в света е представена в таблица 1.3:

Име телескоп	Местоположение и координати	Височина над ниво море, м	бленда, м	Забележка
Кек	Хавай 19 0 50'N, 155 0 28'W
Хоби-Ебърли				Сферично сегментирано огледало
Субару	Хавай 19 0 50'N, 155 0 28'W			Огледалото се състои от 36 сегмента
Йепун	Чили 24 0 38’ю.ш., 70 0 24’з.д			В бъдеще - един от модулите на ултра-големия телескоп
Близнаци Север	Хавай 19 0 50'N, 155 0 28'W
MMT	САЩ, Аризона31 0 41’N, 110 0 53’W
Валтер Бааде	Чили 29 0 00,2’Ю, 4 0 42’48″З
Голям азимутен телескоп	Русия, Нижни Архиз43 0 39’N, 41 0 26’E
Хейл	САЩ, Калифорния33 0 21’N, 116 p 52’W
Уилям Хершел	Испания, Канарски острови 28 0 46'N, 17 0 53'W
Виктор Бланко	Чили 30 0 10'ю.ш., 70 0 49'з.д
англо-австралийски
Майал
"360"	Чили 29 0 15'ю.ш., 70 0 44'з.д
Telescopio Nazionale Galileo				Принадлежи на Италия
MPI-CAHA	Испания37 0 13’N, 2 0 33’W
Нова технология	Чили 29 0 15'ю.ш., 70 0 44'з.д
ДЪГА	Ню Мексико32 0 47'N, 105 0 49'W			Дистанционно
WIYN	САЩ, Аризона31 0 57’N, 111 0 47’W
Шейн	САЩ, Калифорния37 0 21’N, 121 p 38’W
NODO	Ню Мексико32 0 59'N, 105 0 44'W			Течно огледало
Харлан Смит	САЩ, Тексас30 0 40'N, 104 0 1'W
BAO	Армения40 0 20’N, 44 0 17’E
Блясък	Украйна, Крим44 0 44’N, 34 0 E
проститутка
Исак Нютон	Испания, Канарски острови 28 0 45'N, 17 0 53'W
Nordic Optical	Испания, Канарски острови 28 0 45'N, 17 0 53'W
дю Понт	Чили 29 0 00,2’ю.ш., 4 0 42’з.д
Sloan Digital Sky Survey	Ню Мексико32 0 47'N, 105 0 49'W			Много широко зрително поле на детектора
ШАРА	САЩ, Калифорния34 0 13’N, 118 0 4’W			Интерферометър с 6 еднометрови базови телескопи
Хилтнър	САЩ, Аризона31 0 57’N, 111 0 37’W
ANU	Австралия31 0 17’S, 149 0 04’E
Бок	САЩ, Аризона31 0 57’N, 111 0 37’W
Ваину Бапу	Индия12 0 34’N, 78 0 50’E
ESO-MPI	Чили 29 0 15'ю.ш., 70 0 44'з.д
ООН	Хавай 19 0 50'N, 155 0 28'W

Ултравиолетова астрономия

UV радиацията се абсорбира от атмосферата, особено от озона и кислородните молекули. Условно се разделя на близки дължини на вълните до 3000 ¸ 900 ангстрьома(или 300 ¸ 90 nm) и далеч с дължина на вълната 900 ¸ 100 ангстрьома (90 ¸ 10 nm).

Космическите наблюдения в UV диапазона се извършват от космически спътници. Те са въведени за първи път през 50-те години на миналия век. при наблюдение на Слънцето с помощта на оборудване на борда на ракети. От 1960 г. Стана възможно да се наблюдават най-ярките звезди в този диапазон. Ракетите обаче могат да достигнат максимална височинасамо 150 км, и дори тогава няма да продължи дълго – няколко минути. Ето защо в момента сателитите се използват за наблюдения в близкия UV диапазон, а оборудването е подобно на оптичните телескопи. Най-важната информация е предоставена от: а) спътника OAO-2 (изстрелян през 1970 г.); б) сонда IUE (International Ultraviolet, изстреляна през 1978 г.); в) сонда EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer, изстреляна през 1992 г., снимка 1.4); G) космически телескопХъбъл (въпреки че основният му работен диапазон се вижда).

Снимка 1.4. Сателит EUVE (UV обхват)

Пример за наземно оборудване, използвано в близкия UV диапазон за осигуряване на комуникации, е квантовата оптична система Sazhen-TM-BIS (QOS), която записва дължина на вълната 532 nm(Светлое, Ленинградска област, Русия).

Що се отнася до наблюденията в далечния UV диапазон, за тях не могат да се използват телескопи, подобни на оптичните, тъй като високоенергийните фотони няма да бъдат отразени, а ще бъдат погълнати от самия рефлектор. Поради това те използват оборудване с обточна оптика, т.е. UV лъчите падат върху рефлекторите не под права линия, а под голям ъгъл.

Основните постижения на UV астрономията: 1) идентифициране на студения газов ореол на Млечния път и други галактики; 2) откриване на звезден вятър, т.е. загуба на материя от звезди; 3) изследване на еволюцията на двоичните системи; 4) идентифициране на отделянето на водни пари от комети; 5) изследване на спектъра на Supernova SN1987A.

Рентгенова астрономия

Оборудване за регистрация и анализ рентгеново лъчениеса детектори, а не телескопи. Инсталиран е на борда на спътници, а в първите етапи от развитието на рентгеновата астрономия - на балони на височина ~ 40 км, а след това и на ракети. По-специално, през 1948 г., когато оборудването беше инсталирано на ракетата V2, беше възможно да се открие рентгеново лъчение от Слънцето, а през 1960 г. беше получено първото изображение на Слънцето в рентгеновия диапазон. През 1962 г. екип от учени, включително италианските астрономи Роси и Джакони, прикрепиха брояч на Гайгер към ракета, която продължи 350 секунди, и откри източник на рентгенови лъчи в съзвездието Скорпион. През 1966 г. е открит първият извънгалактичен източник на рентгеново лъчение – гигантската елиптична галактика М87.

Първият сателит, носещ рентгеново оборудване, беше Uhuru (изстрелян през 1970 г.). Следват сателита Айнщайн (изстрелян през 1978 г.), HEAO (High Energy Astronomical Observatory) и др. Най-новият спътник от този тип е европейският спътник XMM (изстрелян през 1999 г., снимка 1.4).

Снимка 1.4. Сателит XMM (рентгенова лента)

Рентгеновият диапазон на електромагнитния спектър също условно се разделя на две части: а) „меки“ рентгенови лъчи (дължина на вълната от 1 ммпреди 10 мм); б) „твърди“ лъчи (дължина на вълната от 0,01 ммпреди 1 мм). Ако сигналът не е много силен, тогава в мекия диапазон те използват оборудване с „поточна оптика“. Въпреки това, за наблюдение в твърди рентгенови лъчи, оборудването се състои от следните части: 1) механизъм за откриване, който преобразува фотонната енергия в електронни сигнали; тези сигнали позволяват да се установи количеството записана енергия, продължителността на излъчването и други характеристики на излъчването; 2) специфичен детекторен телескоп, който събира рентгеновите лъчи в тесен лъч и създава изображение, което е фундаментално различно по дизайн от оптичния телескоп.

Небесните галактически източници на рентгеново лъчение често се свързват с бинарни системи, съдържащи обект висока плътност, например неутронна звезда. Такива системи обикновено произвеждат разсеяна радиация. Извънгалактическите източници включват активни галактически ядра (AGN), галактики и галактически купове.

Гама-астрономия

Гама лъчите, идващи от космоса, се разделят на „меки“ (дължина на вълната от 0,001 ммдо 0,0 1 мм) и „твърд“ (дължина на вълната по-малка 0,001 мм). Оборудването за регистриране на гама лъчение по своите конструктивни характеристики е детектори, а не телескопи.

Първият астрономически сателит с гама лъчи беше COS-B (изстрелян през 1975 г.). Той откри два източника на гама радиация, които се намират на противоположните страни на Галактиката. Една от тях е свързана с мъглявината Рак в съзвездието Телец, чийто остатък от свръхнова е пулсар. Естеството на втория източник, наречен „Джеминга“, все още не е изяснено. През 1991 г. НАСА изстрелва спътника GRO (Gamma Ray Observatory, снимка 1.5).

Снимка 1.5. GRO сателит (гама лента)

Основните открития на гама-астрономията: 1) открито е дифузно (неравномерно) гама-лъчение от нашата Галактика; 2) източници с интензивно излъчване са идентифицирани в съзвездията Парус и Лебед; 3) открит е извънгалактическият източник на гама-лъчение 3S273.

Неутрино астрономия

Неутриното е елементарна частица, която няма електрически заряд. През 1931 г. швейцарският физик Волфганг Паули предполага съществуването на такава частица, името й е дадено от Енрико Ферми (от италианския “neutrino” - “малък неутрон”), а неутриното е открито експериментално едва през 1956 г. поради много слабо взаимодействиес вещество

От гледна точка на астрофизиката неутриното са от голямо значение. В момента се провеждат експерименти за изчисляване на масата на неутриното: досега се смята, че тя е по-малка от 1/25000 електронна маса. Ако масата на неутриното наистина се окаже различна от нула, тогава, както се предполага, те може да се състоят от секции тъмна материяВселена. В допълнение, неутрино се произвеждат в големи количества по време на ядрени реакции вътре в Слънцето и други звезди, като по този начин се намалява тяхната радиоактивност.

Слънчевите неутрино (и това са тези, които могат да бъдат открити) удрят Земята в забележими количества (но в по-малко от теоретично очакваното). През всеки 1 cm 2 от земната повърхност преминава ~ 109 неутрино. Такъв поток е уникален свръхбърз тип „транспорт“, способен да доставя информация директно от „сърцето“ на Слънцето. И накрая, неутрино винаги се образуват по време на експлозия на свръхнова и следователно носят информация за еволюцията на звездите и съдбата на техните компактни останки. Единственият случайОткриването на източник на неутрино, различен от Слънцето, беше експлозията на свръхнова 1987A в Големия магеланов облак.

Поради много слабото взаимодействие на неутриното с материята те преминават безпрепятствено (без поглъщане) през обекти с диаметър на Земята. Поради това те са трудни за изучаване. За откриване на неутрино се използват големи резервоари - капани с форма на вана, пълни с химическо съединениена базата на хлор (фиг. 1.6) или галий. Атомите на хлора взаимодействат с неутрино и се превръщат в аргон. Голям размеркапани се дължи на увеличаване на вероятността за взаимодействие на всяко неутрино с веществото на капана. Въпреки всичко това през деня се откриват само няколко неутрино.

Ориз. 1.6. Схема на хлорния детектор Devison за откриване на слънчеви неутрино

За да се избегне случайната поява на външни сигнали, когато частици от друг тип преминават през капани, капанът се поставя: а) дълбоко в планините, например японският детектор SuperKamiokande се намира на дълбочина 1 км в планината в Япония; б) дълбоко под земята, например японските подземни детектори Kamiokande-II (1986-1995) и KamLAND (пуснати през 2002 г.) се намират на дълбочина около 1 km и работят въз основа на ефекта на Вавилов-Черенков; в) на дъното на океана (все още не е въведено); г) в дълбините на водите на езерото Байкал, както беше предложено от академик А. Е. Чудаков в края на 70-те години, изграждането на детектора NT-200 (фиг. 1.7) започна през 1990 г. на дълбочина повече от 1 km и след това за за първи път в света са регистрирани подводни неутрино през 1994 г.; г) в антарктическия лед, например детекторите AMANDA, AMANDA-II и IceCube (фиг. 1.8) на станцията Amundsen-Scott. Вторичното космическо лъчение, което лесно взаимодейства с материята, се поглъща значително от планините и водата, а неутриното лесно попадат в капани.