Sissejuhatav tund. Astronoomia aine

Küsimus 1.

Navigatsiooni sekstant: eesmärk, disain, taktikalised ja tehnilised põhiandmed ning kohandused. Sextan on peegeldusahela põhimõttel ehitatud goniomeetriline instrument, mis on mõeldud nurkade mõõtmiseks liikuval alusel. Nimetus "sextan" on seotud selle limbalkaare suurusega, mis on ligikaudu 1/6 ringist (ladina keeles sextantis - kuues osa). Sekstanti abil mõõdetakse valgusti kõrgust, s.o. vertikaalnurk horisondi tasapinna ja valgusti poole suunatud suuna vahel. Lisaks vertikaalnurkadele saab sekstant mõõta maapealsete orientiiride (objektide) suundade vahelisi horisontaalnurki, määrates navigatsioonimeetodite abil laeva asukoha. Vertikaalse ja horisontaalse nurga mõõtmisel sekstandiga vaadeldakse ühte objektidest otse, teise objekti pilti näeb vaatleja pärast kahelt peeglist peegeldumist. Nurga mõõtmiseks tuleb need kaks pilti ühendada.

Sekstant koosneb sektorikujulisest metallist või plastikust raamist. Raamil on kraadijaotustega sihverplaat ja kaare otsa on lõigatud hammasratas. Raami vasakpoolsesse raadiusesse on paigaldatud fikseeritud väike peegel ja valgusfiltrid. Raami parempoolses raadiuses on rõngaga ruut, mille ülesandeks on astronoomilise toru ja selle külge tõstemehhanismi kinnitamine. Liigutatavale raadius-alidaadile on paigaldatud suur peegel ja selle vastasotsas on loendustrumliga kruvi, mille välispinnal on 60 minuti jaotused. Kraadide arv näitab indeksit, mis on märgitud alidaadil väljalõike lähedal. Trummil loetakse minuteid ja kümnendikke. Trumli pöörlemisel liigub alidaad, mis võimaldab täpselt kombineerida objektide vahetult nähtavaid ja peegelduvaid pilte. Nurkade mõõtmise täpsus sekstandiga on 0,1¢. Raami tagaküljel on käepide ja kaks jalga. Kõrguse mõõtmisel peate joondama valgusti (või selle ketta servad) sekstanditoru vaateväljas nähtava horisondi joonega. Joondamine toimub valgusti vertikaalsuunas. Seadke alidaadi indeks 0°-le ja suunake teleskoop valgustile. Liigutades alidaadi endast eemale, langetage sekstant samaaegselt horisondi poole, nii et valgusti kaks korda peegeldunud kujutis jääks kogu aeg toru vaatevälja. Niipea, kui ilmub otse nähtav horisondi kujutis, hakake kõrgust täpselt nägema.

IN
Laevatingimustes teostatakse järgmised sekstantide joondused:: toru asendi kontrollimine (SNO-M ja päevase SNO-T jaoks) - enne ujumist, kuid vähemalt 3 kuu pärast; suurte ja väikeste peeglite (määratletud järjestuses) perpendikulaarsuse kontrollimine jäseme tasapinnaga vähemalt kord nädalas ja peeglite vale paigalduse kahtluse korral. Sekstandi indeksi korrektsioon tuleb määrata iga kord vahetult enne või pärast valgustite kõrguste mõõtmist. Sekstandi ettevalmistamine.Optilise toru (päevase või universaalse) paralleelsuse kontrollimine jäseme tasapinnaga. Sekstant asetatakse horisontaalsele pinnale. Alidaad asetatakse sihverplaadi keskele, fokuseeritud toru asetatakse oma tavalisse kohta ja dioptrid asetatakse sihverplaadi servale nii, et neid läbiv vertikaaltasapind on paralleelne toru teljega. Nad sihivad dioptritega mõnda kaugemat objekti (vt joonist kui see objekt asub vaateväljas vertikaalselt (asend a), on toru telg paralleelne jäseme tasapinnaga. Kui objekti nihutatakse üles või alla (positsioon b Ja V), siis ei ole toru telg paralleelne haru tasapinnaga ja seda tuleks toru kinnitavate kruvide abil sirgeks ajada.

Suure peegli perpendikulaarsuse kontrollimine jäseme tasapinnaga. Sekstant paigaldatakse horisontaaltasapinnale suure peegliga enda poole, alidaad limbuse referentsis on umbes 40°, dioptrid asetatakse limbuse servadele nii, et nende tasapinnad asetsevad tangentsiaalselt limbuse sisekaare suhtes. . Navigaator peaks lisaks suurele peeglile (paremal) nägema osa dioptrist 5, mis on seatud 0°, ja osa teisest dioptrist, mis peegeldub suures peeglis. Perpendikulaarse peegli korral kujutavad dioptrite ülemised osad pidevat joont (peegeldunud dioptri asukoht 4). Kui peegel ei ole jäseme tasapinnaga risti, moodustavad dioptrilõigud astme (peegeldunud dioptri positsioonid 1 ja 3). Suure peegli reguleerimiskruvi keerates saavutate 4 peegeldunud dioptri positsiooni. Väikese peegli perpendikulaarsuse kontrollimine jäseme tasapinnaga. Sextan on relvastatud fokuseeritud toruga. Alidade on seatud sihverplaadi ja trumli järgi nulli. Toru on suunatud mõnele kaugemal asuvale objektile (soovitavalt valgusti). Trumlit pöörates tõmmatakse objekti kaks korda peegeldunud kujutis läbi vahetult nähtava. Kui peegel on risti, kattub kaks korda peegeldunud pilt täpselt nähtavaga. Vastasel juhul kuvab trummel objekti kaks korda peegeldunud kujutise otsevaatega samal horisontaaljoonel ja väikese peegli alumine reguleerimiskruvi ühendab mõlemad pildid. Peeglite paralleelsuse kontrollimine (indeksi korrektsiooni määramine). Seades alidaadi nulli piki sihverplaati ja trumlit, peavad mõlema peegli tasapinnad olema paralleelsed. Nende lahknemise nurka nimetatakse indeksi parandus: i = 360° - O.C. 1 (1) Indeksi viga saab arvutada ühe neljast meetodist: tähe, nähtava horisondi, objekti või päikese järgi. Indeksi korrigeerimise määramise meetod kolme esimese meetodi abil on sama. Sextan on relvastatud fokuseeritud toruga. Alidade on seatud 0° peale. Toru on suunatud valitud objektile. Trumlit pöörates ühendatakse vaatlusobjekti kaks korda peegeldunud pilt otsenähtavaga ja tehakse OS 1. Kui alidaadi indeks nihutatakse jäsemete jaotuste nullpunktist vasakule, siis kirjutatakse kraadideks 360, 361° jne, aga kui paremale - siis 359, 358°C jne. Indeksi parandus selle märgiga määratakse valemiga (1). Päikesekorrektsiooni määramisel kombineeritakse Päikese otsenähtava kujutise ülemine ja alumine serv järjestikku topeltpeegelduva alumise ja ülemise servaga. Joondades Päikese 2 otsenähtava kujutise ülemise serva kaks korda peegeldunud pildi alumise servaga 3 , hankige OS i1. Kombineerides otsenähtava pildi alumise serva topeltpeegelduva kujutise 1 ülemise servaga, saadakse OS i2. OCi = OCicp = (OC i1 +OC i2) / 2; Indeksi parandus arvutatakse valemi (1) abil. R" e = (O.C. i 2 – O.C. i 1 ) /4 . (2). Võrreldes valemiga 2 saadud päikese poolläbimõõtu MAE Re vaatluskuupäevaks valitud poolläbimõõduga, jälgitakse i määramise õigsust, mida peetakse usaldusväärseks, kui: R"e- Re£ 0,3" Kui i > 5", seda vähendatakse. Selleks seatakse alidaad uuesti mööda sihverplaati ja trumlit nulli ning kombineeritakse vaatlusobjekti topeltpeegelduv pilt otse nähtava ülemise reguleerimiskruviga. Pärast seda paigaldatakse väike peegel uuesti jäseme tasapinnaga risti ja jääkindeksi korrektsioon määratakse ühe kirjeldatud meetodi abil.

Küsimus nr 2

Aeg. Ajateenistuse korraldamine laeva pardal. Laeval korraldatakse ajateenistus navigeerimiseks ja normaalseks eluks laeval. Ajateenus sisaldab: kronomeeter, tekikell, laevakell, stopper, kronomeetriline logi, võrdluspäevik. Igapäevane ajateenus sisaldab: Kronomeetrite ja tekikellade kerimist iga päev samal kellaajal; Kronomeetri korrektsioonide igapäevane samaaegne määramine täpse kellaaja raadiosignaalide abil ja selle registreerimine kronomeetrilises päevikus; Teki kella võrdlemine kronomeetriga ja selle registreerimine võrdluslogi; Kronomeetri igapäevase kursi ja selle variatsioonide määramine. Laevakellade tõlkimine ühest ajavööndist teise liikumisel; Igapäevane kõikide tundide koordineerimine ja reguleerimine; Ajatemplid makilindil. Mis tahes ajamõõtjate lahtivõtmine on rangelt keelatud. Remont - ainult töökodades. Kronomeeter peab näitama GMT-d 0,5 s täpsusega. Raadioruumis asuv laevakell peab näitama Kiievi aega 6 sekundi täpsusega; navigaatori ja MKO-s - laevaaeg 0,5 minuti täpsusega, ülejäänud - kuni 1 minut. Navigatsioonis kasutatakse kolme ajavõtusüsteemi.: täht, tõeline päike ja keskmine päike. sidereaalne aeg- ajavahemik, mis on möödunud Jäära voolu ülemise kulminatsiooni hetkest antud asendini. Sideaalne päev– ajavahemik Jäära punkti kahe järjestikuse ülemise kulminatsiooni vahel. S= t+ α – sidereaalaja põhitegur; t on tähe tunninurk ringikujulises loenduses; α - parem ülestõus; S - sidereaalne aeg. Inimene seostab aja lugemist Päikese asukohaga taevalaotuses. Igapäevane viivitus tõelise Päikese keskpunkti ülemises kulminatsioonis toob kaasa asjaolu, et sidereaalpäeva algus toimub Päikese poolt Maa pinna valgustatuse osas erinevatel aegadel: 21.03. sidereaalsed päevad algavad keskpäeval, siis 22.06 kell 6 päris päikese aja järgi, 23.09 keskööl, 22.12 eelmine päev kell 18. See on ebamugav, nii et sidereaalset aega igapäevaelus ei kasutata. Teine põhjus on tõeliste ja sideeriliste tundide, minutite, sekundite ebavõrdsus. Tõsi päikese aeg - ajavahemik, mis kulus tõelise Päikese keskpunkti ülemise kulminatsiooni hetkest kuni selle positsioonini meridiaanil. Päike teeb oma näilise iga-aastase teekonna ümber Maa mööda ekliptikat ja tõelise kella sihverplaat on taevaekvaator. Seetõttu ei ole selle kella osuti tõelise Päikese enda keskpunkt, vaid selle meridiaani ja taevaekvaatori lõikepunkt. Ülaltoodust järeldub, et tõelise päikesekella käsi muudab päevast päeva oma liikumise kiirust mööda sihverplaati (taevaekvaatorit). Seda ebatasasust süvendab veelgi asjaolu, et tõeline Päike ise liigub mööda ekliptikat ebaühtlaselt. Seetõttu ei kasutata tõelist päikeseaega inimeste vajadusteks. Tõeline Päike asendatakse tingimusliku punktiga, mis liigub piki taevaekvaatorit konstantse kiirusega, mis on võrdne tõelise Päikese keskmise kiirusega, mis liigub mööda ekliptikat, tõelise Päikesega samas suunas. See punkt on keskmine päike. Nõutav tingimus keskmise Päikese valik perigees: λ © = α ; kus λ © on tõelise Päikese pikkuskraad, α on keskmise Päikese õige tõus. Perigee on Maale kõige lähemal asuv ekliptika punkt. Keskmine päikeseaeg nimetatakse ajavahemikku keskmise Päikese alumisest kulminatsioonist kuni antud asukohani. Keskmine päikese päev on võrdne Maa täieliku pöördega ümber oma telje keskmise Päikese suhtes. Keskmine päikesepäev algab keskööl ja põhiastronoomias keskpäeval. Seda ajakäsitlust aktsepteeritakse igapäevaelus ja seda nimetatakse tsiviilajaks. Suhe tegeliku päikeseaja ja keskmise päikeseaja vahel määratakse aja võrrandiga η. η =t – t © = α © – α ; ajavõrrandi märk loetakse positiivseks, kui keskmine Päike on tegelikust Päikesest ees. Ajavõrrandist määratakse mitte ainult väärtus, vaid ka märk. Tsiviilaja ja keskmise päikese tunninurga suhe: T=t + 12 tundi (180˚). Samuti η=T sisse - 12 tundi,

Erinevatel meridiaanidel asuvate vaatlejate jaoks on tsiviilaeg erinev. Sest seda loetakse vaatleja meridiaanist. On olemas ka tsiviilaeg – Greenwich, kohalik, tsooni- ja suveaeg. Aja eraldusjoon on joon, mis ületatakse, kui laev liigub E-st W, kuupäev jäetakse vahele.

T m = Tgr±λ E W – kohalik aeg; S m =Sgr±λ E W – kohalik aeg; T p =Tgr±N E W – standardaeg. Laeva ajateenistus on korraldatud normaalse elu tagamiseks pardal. SV-sse kuuluvad: kronomeeter, tekikell, laevakell, stopper, kronomeetri logi ja võrdluslogi. C B näeb ette: 1) kronomeetrite ja tekikellade igapäevast kerimist; 2) kronomeetri korrektsioonide igapäevane määramine rangelt samaaegselt raadioajasignaalide abil koos järgneva salvestamisega kronomeetrilises päevikus; 3) tekikella igapäevane võrdlus kronomeetriga võrdluslogi kandega; 4) ööpäevase tsükli ja selle kõikumiste igapäevane määramine; 5) laevakellade teisaldamine ühest tsoonist teise liikumisel; 6) igapäevane tundide kooskõlastamine kaardiruumis ja Kaitseministeeriumis; Ajateenistust juhib ja korraldab Triitiumi kapteniabi.

Küsimus nr 3

IN
valgustite eeldatav igapäevane liikumine ja sellega kaasnevad nähtused. Vaadeldes tähistaevast mitu tundi, märgime, et tähtkujud asuvad aastal ida pool taevavõlv tõuseb kõrgemale ja läänepoolsed loojuvad. Vaatlejale tundub, et kogu taevavõlv koos valgustitega pöörleb ümber kindla telje idast läände suunas. Täheldatud valgustite liikumine idast läände suunas on nähtav ehk näiline. Selle põhjuseks on tegelikult Maa pöörlemine ümber oma telje läänest itta. Sfäärilises astronoomias on aga kombeks käsitleda kõiki nähtusi nii, nagu need vaatlejale paistavad. Seetõttu loeme arutluse hõlbustamiseks Maad liikumatuks ja taevakehi pöörlevateks. Koos vaatlejaga jäävad liikumatuks temaga seotud jooned ja ringid taevasfäär: loodijoon( ZOn), tõeline horisont ( NEW) keskpäevase joonega N.S., axis mundi( P N ps), vaatleja meridiaan( P N Q′P S K), esimene vertikaalne( ZEnW) ja taevaekvaator( QЕQ′W).

Valgustite näiv igapäevane liikumine toimub piki taevaparalleele päripäeva, kui vaadata sfääri põhjapooluse pn poolt. Sõltuvalt vaatleja laiuskraadi f ja deklinatsiooni suhtest d Kõik valgustid, liikudes mööda paralleele, läbivad teatud iseloomulikke positsioone. Valgusti kulminatsioon Punkti, kus valgusti kese lõikub vaatleja meridiaaniga, nimetatakse. Kui valgusti asub vaatleja meridiaani lõunaosas, nimetatakse selle kulminatsiooni ülemiseks ja kui see asub keskööosas, nimetatakse seda alumiseks. Tõeline päikesetõus nimetatakse lõikumispunkti valgusti keskpunktiga talle tõelise horisondi osad ja tõeline lähenemine - selle W-osa lõikepunkt. Järelikult on valgustite tõusmise ja loojumise tingimus antud laiuskraadil ebavõrdsus b< 90° - ф.

Valgustite nähtava igapäevase liikumise tunnused vaatlejatele poolustel või ekvaatoril. Poolusel (φ = 90°) asuva vaatleja jaoks on maailma poolused P N ja ps langevad kokku punktidega Z ja P, Maailma telg on loodijoon ja ekvaator on tõeline horisont. Vaatlejale on ligipääsetav vaid pool taevasfäärist. Vaatleja ei näe valgusteid, mille deklinatsioon erineb nende laiuskraadist. Oma igapäevases liikumises kirjeldavad valgustid horisondiga paralleelseid ringe, valgustite kõrgused ei muutu ja on võrdsed deklinatsioonidega. Valgustitel puuduvad kulminatsiooni-, tõusu- ja loojumispunktid. Ekvaatoril (= 0°) vaatlejate jaoks langevad taevapoolused pn ja P S kokku horisondi punktidega N Ja S, maailma telg - keskpäevajoonega, ekvaator - esimese vertikaaliga. Siin tõusevad ja loojuvad kõik valgustid. Valgustite paralleelid on horisondiga risti ja jagunevad pooleks, st aeg, mil valgustid on horisondi kohal ja selle all, on sama. Erinevate nähtuste Tc arvutused: 1. Kulminatsiooni aja määraminecVetil. Paremal lehel olevad päevatabelid näitavad iga päeva kohta kohalikku aega Päikese ja Kuu ülemise ja alumise kulminatsiooni Greenwichi meridiaanil. Seal, vasakpoolsel leheküljel, navigatsiooniplaneetide igapäevaste efemeeride veeru all on toodud planeedi kulminatsiooni kohalik aeg Greenwichi meridiaanil. keskmine kuupäevümberpööramine Arvutame päevase muutuse  kui idapikkuste kahe kulminatsioonimomendi vahe ja lahutame eelmisest hetkest praegu, läänlastele järgnevast olevikust. Kasutades abitabelit (MAE lisa 1B; pikkuskraadi parandus), kasutades argumente -pikkuskraad ja -momentide vahe, valime paranduse pikkuskraadile T. Paranduse märk on sama, mis  märk. Saame kulminatsiooni kohaliku aja Tm. Teisendame kohaliku aja saatmisajaks (Greenwichi kaudu). TkT=Tms=Tgr№=Tp+1 või 2 tundi=Td=Ts. 1 tund, kui kell töötab sünnitusajal 01.10-01.04 ja 2 tundi 01.04-01.10; kus Тп – standardaeg. Td – sünnitusaeg. 2. Päikesetõusu ja loojangu aja, hämaruse alguse ja lõpu määramine. Levi paremal leheküljel olevates igapäevaste MAE tabelites on Tt nähtuse hetked antud kolmepäevase intervalli keskmisel kuupäeval. Nähtuse hetk valitakse määratud laiuskraadile lähima laiuskraadi jaoks. Kui antud kuupäev ei kattu keskmisega, siis tuleb igapäevaste muutuste abil välja arvutada nähtuse hetk antud kuupäeval. Eelmise kuupäeva puhul võetakse igapäevane muudatus vasakult, järgmisel kuupäeval paremalt. Hämaruse alguse või lõpu hetked valitakse keskmisel kuupäeval ilma interpolatsioonita. Siit leiame ka erinevuse 1 (väärtus ja märk) järgneva suurema tabelilaiuskraadi momendi vahel, erinevuse  antud laiuskraadi ja väiksema tabeliga laiuskraadi vahel ning märgime ka tabeli laiuskraadi väärtuse (2 ,5 või 10), mille vahel interpoleeritakse. Lisa 1 tabelist (A. Laiuskraadi parandus), kasutades argumente  ja 1 vastava laiuskraadi intervalli jaoks, leiame paranduse T (sama märgiga kui 1). Lisa 1 tabelist (B. Pikkuskraadi parandus) argumente  ja igapäevaseid muutusi 2 kasutades leiame paranduse T (märk on sama, mis 2 märk). Igapäevased muutused on näidatud päikesetõusu ja päikeseloojangu hetkedest vasakul ja paremal. Kui võtame idapikkuse vasakul, kui võtame läänepikkuse paremal. Igapäevaste muutuste märk määratakse sõltuvalt hetkede suurenemisest või vähenemisest eelnevatel või järgnevatel päevadel. Hämaruse alguse arvutamisel võib pikkuskraadi korrigeerimise tähelepanuta jätta. Liidame leitud parandused T , T koos nende märkidega valitud momendile Tt ja saame nähtuse Tm kohaliku aja. Greenwichi kaudu vastuvõtmisega edastavad nad Tm Ts-le. Тт  Т  Т = Тм  
=Tgr N
= Ts

4. küsimus.

Asendi kõrgusjoonte meetod: kõrguse isoliin, asendi kõrgusjoon ja selle elemendid:

Asukoha kõrgusjoon ja selle elemendid. Vertikaalsete asendijoonte meetod põhineb vertikaalse asendijoone (VLP) kontseptsioonil, mida saab konstrueerida laeva võrdlusasendi suhtes. Iga valgusti tegelik koht vaatlushetkel on ringil võrdsed kõrgused, mille sfääriline raadius on R = Z = 90° – h, kus h on vaadeldava keha mõõdetud ja korrigeeritud tegelik geotsentriline kõrgus Laeva tavalistes sõidutingimustes asuvad selle loendatavad ja tegelikud (vaadeldavad) kohad suhteliselt väike kaugus üksteisest Seetõttu võite laeva uuritud asukoha saamiseks piirduda väikeste isoliinide segmentidega arvutatud asukoha piirkonnas (võrdse kõrgusega ringid). kumerust saab merel ehitades asendada sirgjoontega navigatsioonikaart või spetsiaalsel astronoomilisel kujul (vorm Ш-8) teevad nad täpselt seda (joon. 11.8): valgusti asimuutsirge tõmmatakse loendatavast punktist Mc sirge kujul, mis on nurga all. meridiaan, mis on võrdne AC = IP * (valgusti asimuut peab olema ringikujulises loendussüsteemis ) joonestatakse sirgjoonena, mis puutub võrdse kõrgusega ringiga, mis vastab valgusti tegelik kõrgus (hh).

Riis. 11.8. Võrdse kõrgusega ringide konstrueerimine kaardil. VLP meetodi olemus

Valgusti tegelikule kõrgusele vastava võrdse kõrgusega ringil asuvat punkti K, mis asub arvestuslikust asendist (Mc) kõige lühemal kaugusel, nimetatakse defineerivaks punktiks, mis on risti valgusti loendatava asimuudi joonega (. Ac) ja defineeriva punkti K läbimist nimetatakse asukoha kõrgusjooneks (I – I).

Vertikaalsete asendijoonte meetodi olemus tuleneb jooniselt fig. 11.8, mis näitab: valgusti valgustuspoolust (punkt a);

vaatleja loendatav koht valgusti kõrguse mõõtmise ajal (punkt Mc võrdse kõrgusega ringi osa (hh), mis vastab vaadeldavale, see tähendab valgusti tegelikule kõrgusele, mida mõõdetakse ja korrigeeritakse; parandused, raadiusega R = Z0 = 90° – h osa võrdse kõrgusega ringist ( hchc), mis vastab sama valgusti arvestatavale kõrgusele, st valgusti kõrgusele, mis on arvutatud loendatava koordinaatide järgi; koht (Mc), kasutades tabeleid või valemeid. Selle ringi raadius: R′ = Zc = 90° – hc Võrdluskoha tegeliku meridiaani põhjaosa ja valgustuspooluse suuna (NIMsa) vaheline nurk tähistab valgustusposti tegelikku suunda (IP). ) ja arvutatakse tabelite või valemite abil. IP on valgusti loendatav asimuut (Ac*) ringikujulises loendussüsteemis. Kaugust loendatavast kohast (punkt Mc) määratleva punktini (punkt K) - segment McK - nimetatakse tavaliselt asukohajoone ülekandeks ja seda tähistatakse tähega “n”. VLP ülekanne (n) on kaugus loendatavast kohast (punkt Mc) võrdse kõrgusega ringini (hh), mis vastab valgusti tegelikule kõrgusele: n = Zc – Z0 = (90°– hc) – (90° – h) = h – hc .n = h – hc Jooniselt fig. 11.8 järeldub, et VLP I–I kaardile kandmiseks ei ole vaja teada valgustusposti asukohta ja konstrueerida võrdse kõrgusega ringe (hh ja hchc). Vajalik ja piisav on teada valgusti loendatava asimuuti väärtust (Ac) ja ülekande suurust (n).

Neid kahte suurust (Ac ja n) nimetatakse VLP elementideks.

Küsimus nr 5

Laeva asukoha määramine valgustite samaaegsete vaatluste põhjal.

Kohustuslik tervisekindlustus kahe valgusti samaaegseks vaatluseks. 1. Mõõdetakse iga valgusti 3-5 kõrguse jada ja iga sekstandi OCi näidu jaoks tuvastatakse kronomeetri Txpi abil ajahetk 1 s täpsusega, mille järel kõige tõenäolisem (keskmine) väärtus. määratakse OSav ja keskmine mõõtmisaeg Tav.2. Teise mõõtmise hetkel märgitakse 1 m täpsusega üles laeva aeg Tc, laeva arvestuslikud koordinaadid, IR või PU, kiirus, logide arv, vaatleja silmade kõrgus e, õhutemperatuur ja õhurõhk.3. Arvutage ligikaudne Tg ja Greenwichi kuupäev vaadeldud Tg ja ajavööndi numbri põhjal. 4. Kasutades kronomeetri keskmisi momente ja selle korrektsiooni, saada iga valgusti vaatluste täpne Tgr. 5. Kasutades MAE Tgr vaatlustest ja s, saada kohalikud praktilised tunninurgad, samuti valgustite deklinatsioonid.6. Arvutage sfäärilise trigonomeetria valemite abil tabelite TVA-57, VAS-58 abil valgustite arvulised kõrgused ja asimuutid.7. Olles korrigeerinud keskmist operatsioonisüsteemi kõigi parandustega, saate valgustite vaadeldud kõrgused. 8. Viige esimene vaadeldud kõrgus teise vaatluse seniidini. 9. Arvuta ülekandeid. 10. Joonista kaardile asukohajooned. 11. Salvesta saadud vaadeldud koordinaadid, lahknevus, Tc ja OL laevapäevikusse.

Laeva asukoha määramise meetod kahe valgusti samaaegsete vaatluste põhjal on suhteliselt lihtne. Kahelt asendijoonelt saadud vaadeldav punkt aga süstemaatiliste vigade olemasolul ei osutu piisavalt kindlaks Täpsema ja usaldusväärsema vaatluse saamiseks on vaja teist asukohajoont, st määrata laeva asukoht. kolme valgusti vaatlustel. Selle määramismeetodi oluliseks eeliseks on võimalus jätta vaatlustulemustest välja süstemaatilised vaatlusvead. Selleks on maakeralt tähti valides soovitav täita nõue, et iga tähe asimuutide vahe oleks 120° lähedal. Vaatluseks valitud tähed KOOS G , C 2, KOOS I(joonis 116, a) paikneb kogu horisondi ulatuses. Võimalusel valitakse välja sarnase kõrgusega tähed (vaatlusobjektiks võivad olla ka planeedid).

Vaatlusteks valmistumine, vaatlused ise, arvutused ja joonistamine toimub samas järjekorras nagu asukoha määramisel kahe valgusti abil. Esimese ja teise tähe kõrgused viivad tavaliselt kolmanda vaatluse seniidini. Sel juhul märgitakse kolmanda tähe järjekorra keskmise kõrguse võtmisel laeva aeg ja logide arv. Kolme valgustiga koha määramise meetodi iseärasused avalduvad vaatluse analüüsis.

T
Kuna saadud kolm asukoharida /-/, //-// ja ///- /// sisaldavad süstemaatilisi ja juhuslikke vigu, siis kaardile või paberile paigutamisel neid jooni reeglina ei kanta.

Riis. 116. Vaadeldava koha leidmine, kui see on määratud kolmega (A) ja neli (b) tähte

ristuvad ühes punktis. Kolmnurka, mille nad moodustavad, nimetatakse vale kolmnurk või vigade kolmnurk. Navigaatori ülesanne on leida laeva kõige tõenäolisem asukoht, st vaatluspunkt, mis on selle tegelikule asukohale kõige lähemal. Teoreetilised uuringud näitavad, et kui kolme valgusti asimuutide paaridevahelised erinevused olid võrdsed 120° või sellele lähedased, siis vaadeldav koht M 0 (vt. joon. 116, a), süstemaatiliste vigadeta, võib võtta kolmnurga sees selle poolitajate ristumiskohas.

Laeva asukoha määramine nelja valgusti samaaegse vaatluse teel C 1 C2, KOOS 3 , C 4 (joon. 116, b) on veelgi täpsem ja usaldusväärsem meetod, mille kasutamine võimaldab kõrvaldada ka süstemaatiliste kõrgusvigade mõju. Selle meetodi eelised ilmnevad eeldusel, et vaatlusvalgustid on õigesti valitud. Tähed tuleb valida kogu horisondi ulatuses nii, et naabervalgustite asimuutide erinevus oleks 90° lähedal (vt joonis 116, b). "Vastupidiste" tähtede kõrgused peaksid olema väärtuselt võimalikult lähedased. Tähtede valik tehakse eelnevalt tähegloobuse abil. Vaatlusobjektideks võivad olla ka planeedid, mis tuleb maakerale joonistada.

Vaatlused, arvutused ja joonised nelja valgusti määramisel tehakse tavapärasel viisil. Esimese kolme tähe kõrgused viivad tavaliselt neljanda vaatluse seniidini. Laeva aja ja palkide loendamine V Sel juhul registreeritakse see neljanda tähe järjekorra keskmise kõrguse mõõtmisel. Arvutuste tulemusena saadakse nelja asendijoone elemendid, mis kantakse kaardile või paberile. Juhuslike ja süstemaatiliste vigade mõjul neli asendijoont reeglina ühes punktis ei ristu, moodustades vea nelinurk. Valgustite õige valiku korral, kui vigade nelinurk on ruudu lähedal, on vaadeldav punkt M 0 (vt joonis 116, b) on võetud nelinurga vastaskülgede keskpunkte ühendavate joonte ristumiskohas.

Küsimus nr 6

Laeva asukoha määramine Päikese kõrguste mõõtmise teel. Laeva vaadeldava asukoha saamiseks on vaja kaardile kanda vähemalt kaks asukohajoont. Kahe vaatluse vahelise ajaintervalli määrab vajadus muuta tähe asimuuti 40-60 võrra. Erinevatel tingimustel on see periood mitmest minutist 3-4 tunnini. Laeva asukoha määramisel Päikese vaatluste põhjal erinevatel aegadel järgitakse järgmist protseduuri. Ettevalmistus vaatlusteks: valida esimese ja teise vaatluse aeg, mis on eriti vajalik madalatel ja keskmistel laiuskraadidel purjetades; enne esimestele vaatlustele minekut valmistage sekstant ette Päikese kõrguste mõõtmiseks, kontrollige peeglite risti jäseme tasapinnaga; määrata Päikese sekstandiindeksi parandus, rakendades juhtimist; kui kaldemeetriga on võimalik mõõta nähtava horisondi kallet; seadke kronomeeter vastavalt vaatlushetkele. Vaatlused: mõõta kolm kuni viis Päikese kõrgust, märkides igal mõõtmisel kronomeetriga hetked üles; mõõtmisel keskmise pikkusega teade Ts ja OL; registreerida laeva IR; kui Päikese kõrgus ei ületa 50, registreerige temperatuur ja õhurõhk. Arvutused: vaadeldava Tc ja ajavööndi numbri põhjal arvutage ligikaudne Tgr ja vaatluste Greenwichi kuupäev; kasutades kronomeetri keskmist hetke ja selle korrektsiooni, saada vaatluste täpne Tgr; kasutades MAE Tgr vaatlustest ja s, saada kohalik praktiline tunninurk ja päikese deklinatsioon; TVA-57 tabelite abil määrake tähe arvkõrgus ja asimuut; Pärast keskmise OS-i kõigi parandustega korrigeerimist saate Päikese vaadeldava kõrguse; arvutage ülekanne. Esimene asendijoon kantakse kaardile, kui on vaja arvestust täpsustada. Esimese ja teise vaatluse vahelisel ajal tuleks võtta meetmeid, et võtta täpselt arvesse arvu kõiki elemente. Teised vaatlused tehakse pärast Päikese asimuuti muutmist 40-60 võrra samas järjekorras nagu esimene. Võrdluskõrguse ja asimuuti leidmisel võetakse arvutusse teise võrdluspunkti koordinaadid. Mõlemad asukohajooned kaardil on tõmmatud teise vaatluse hetkele vastavast loenduspunktist. Laeva asukoht võetakse asukohajoonte ristumiskohas.

Auhiilgusest põlev taevavõlv,
Vaatab sügavusest salapäraselt,
Ja me hõljume, põlev kuristik
Igast küljest ümbritsetud.
F. Tjutšev

Õppetund 1/1

Teema: astronoomia aine.

Sihtmärk: Andke ettekujutus astronoomiast - teadusest, seostest teiste teadustega; tutvuda astronoomia ajaloo ja arenguga; vaatlusriistad, vaatluste tunnused. Andke ettekujutus universumi struktuurist ja ulatusest. Kaaluge teleskoobi eraldusvõime, suurenduse ja ava leidmiseks probleemide lahendamist. Astronoomi elukutse, selle tähtsus rahvamajandusele. Observatooriumid. Ülesanded :
1. Hariduslik: tutvustada astronoomia kui teaduse mõisteid ja astronoomia põhiharusid, astronoomia teadmiste objekte: kosmoseobjekte, protsesse ja nähtusi; astronoomiliste uuringute meetodid ja nende omadused; observatoorium, teleskoop ja selle erinevat tüüpi. Astronoomia ajalugu ja seosed teiste teadustega. Vaatluste rollid ja tunnused. Astronoomiliste teadmiste ja astronautika praktiline rakendamine.
2. Harivad: astronoomia ajalooline roll inimese ettekujutuse kujunemisel ümbritsevast maailmast ja teiste teaduste arengust, õpilaste teadusliku maailmapildi kujunemine mõne filosoofilise ja üldteadusliku idee ja kontseptsiooniga tutvumise käigus ( materiaalsus, maailma ühtsus ja tunnetatavus, universumi ruumilis-ajalised mastaabid ja omadused, tegevuse universaalsus füüsikalised seadused universumis). Isamaaline kasvatus rolliga tutvumisel Vene teadus ja tehnoloogia astronoomia ja astronautika arendamisel. Polütehniline haridus ja tööõpetus astronoomia ja astronautika praktilise rakendamise kohta teabe esitamisel.
3. Arendav: areng kognitiivsed huvid teema juurde. Näidake, et inimmõte püüdleb alati tundmatute teadmiste poole. Teabe analüüsimise, liigitusskeemide koostamise oskuste kujundamine. Tea: 1. tase (standardne)- astronoomia mõiste, selle peamised lõigud ja arenguetapid, astronoomia koht teiste teaduste seas ja astronoomiliste teadmiste praktiline rakendamine; omama esmast arusaamist astronoomilise uurimistöö meetoditest ja vahenditest; Universumi ulatust, kosmoseobjekte, nähtusi ja protsesse, teleskoobi ja selle tüüpide omadusi, astronoomia tähtsust rahvamajandusele ja inimkonna praktilisi vajadusi. 2. tase- astronoomia mõiste, süsteemid, vaatluste roll ja iseärasused, teleskoobi ja selle tüüpide omadused, seosed teiste objektidega, fotograafiliste vaatluste eelised, astronoomia tähtsus rahvamajandusele ja inimkonna praktilised vajadused. Suuda: 1. tase (standardne)- kasutada õpikut ja võrdlusmaterjal, koostage kõige lihtsamate teleskoopide diagrammid erinevad tüübid, suunake teleskoop antud objektile, otsige Internetist teavet valitud astronoomilise teema kohta. 2. tase- kasutada õpikut ja teatmematerjali, koostada erinevat tüüpi kõige lihtsamate teleskoopide skeeme, arvutada teleskoopide eraldusvõimet, ava ja suurendust, teostada vaatlusi antud objekti teleskoobi abil, otsida internetist infot valitud astronoomilise teema kohta.

Varustus: F. Yu Siegel “Astronoomia arengus”, Teodoliit, Teleskoop, plakatid “teleskoobid”, “Raadioastronoomia”, d/f. “Mida uurib astronoomia”, “Suurimad astronoomiaobservatooriumid”, film “Astronoomia ja maailmavaade”, “Astrofüüsikalised vaatlusmeetodid”. Maakera, lüümikud: fotod Päikesest, Kuust ja planeetidest, galaktikatest. CD- "Red Shift 5.1" või astronoomiliste objektide fotod ja illustratsioonid multimeediaplaadilt "Multimedia Library for Astronomy". Näidake Vaatleja kalendrit septembriks (võetud Astroneti veebisaidilt), näidet astronoomilisest ajakirjast (elektrooniline, näiteks Nebosvod). Saate näidata katkendit filmist Astronoomia (1. osa, fr. 2 Kõige iidsem teadus).

Subjektidevaheline suhtlus: Valguse sirgjooneline levimine, peegeldumine, murdumine. Õhukese objektiiviga loodud kujutiste konstrueerimine. Kaamera (füüsika, VII klass). Elektromagnetlained ja nende levimise kiirus. Raadiolained. Valguse keemiline toime (füüsika, X klass).

Tundide ajal:

Sissejuhatav vestlus (2 min)

1. E. P. Levitani õpik; üldine märkmik- 48 lehte; eksamid nõudmisel.
2. Astronoomia on koolikursusel uus distsipliin, kuigi olete mõne teemaga lühidalt tuttav.
3. Kuidas õpikuga töötada.

• läbi töötada (mitte lugeda) lõik
• süveneda olemusse, mõista iga nähtust ja protsesse
• töötage kõik küsimused ja ülesanded pärast lõiku lühidalt oma vihikus läbi
• kontrollige oma teadmisi teema lõpus oleva küsimuste loendi abil
• Vaata lisamaterjali Internetist

Loeng (uus materjal) (30 min) Algus on CD-lt (või minu esitluse) videoklipi demonstratsioon.

Astronoomia [kreeka Astron (astron) - täht, nomos (nomos) - seadus] - universumi teadus, mis viib lõpule loodusliku ja matemaatilise tsükli kooli distsipliinid. Astronoomia uurib taevakehade liikumist (jaotis "taevamehaanika"), nende olemust (jaotis "astrofüüsika"), päritolu ja arengut (jaotis "kosmogoonia"). Astronoomia on teadus taevakehade ja nende süsteemide ehitusest, tekkest ja arengust = ehk loodusteadus]. Astronoomia on ainus teadus, mis sai oma patrooni muusa - Urania.
Süsteemid (ruum): - kõik kehad universumis moodustavad erineva keerukusega süsteeme.

- Päike ja ringiliikujad (planeedid, komeedid, planeetide satelliidid, asteroidid), Päike on isehelendav keha, teised kehad, nagu Maa, säravad peegeldunud valgusega. SS-i vanus on ~ 5 miljardit aastat. /selline tähesüsteemid planeetide ja muude kehadega universumis tohutul hulgal / Taevas nähtavad tähed , sealhulgas Linnutee – see tähtsusetu osa tähed, mis moodustavad galaktika (või meie galaktikat nimetatakse Linnuteeks) – tähtede, nende parvede ja tähtedevahelise keskkonna süsteem. /Selliseid galaktikaid on palju, lähimatest pärit valgusel kulub meieni jõudmiseks miljoneid aastaid. Galaktikate vanus on 10-15 miljardit aastat. Galaktikad ühineda teatud tüüpi klastriteks (süsteemideks) Kõik kehad on pidevas liikumises, muutumises, arengus. Planeetidel, tähtedel ja galaktikatel on oma ajalugu, mis ulatub sageli miljarditesse aastatesse. Diagramm näitab süstemaatilist ja vahemaad: 1 astronoomiline üksus= 149,6 miljonit km(keskmine kaugus Maast Päikeseni). 1 tk (parsek) = 206265 AU = 3,26 St. aastat 1 valgusaasta(püha aasta) on vahemaa, mille valguskiir läbib 1 aasta jooksul kiirusega ligi 300 000 km/s. 1 valgusaasta võrdub 9,46 miljoni kilomeetriga!

Astronoomia ajalugu (võite kasutada fragmenti filmist Astronoomia (1. osa, fr. 2 Kõige iidsem teadus))
Astronoomia on üks põnevamaid ja iidsemaid loodusteadusi – see ei uuri mitte ainult olevikku, vaid ka meid ümbritseva makrokosmose kauget minevikku, samuti loob teadusliku pildi universumi tulevikust.
Vajaduse astronoomiliste teadmiste järele tingis eluline vajadus:

Astronoomia arenguetapid
1 Vana maailm(BC). Filosoofia →astronoomia →matemaatika elemendid (geomeetria).
Iidne Egiptus, Vana-Assüüria, Muistsed maiad, Vana-Hiina, sumerid, Babüloonia, Vana-Kreeka. Teadlased, kes andsid märkimisväärse panuse astronoomia arengusse: THALES Mileetusest(625-547, Vana-Kreeka), EVDOKS Knidsky(408–355, Vana-Kreeka), ARISTOTELES(384-322, Makedoonia, Vana-Kreeka), ARISTARCHUS Samosest(310-230, Aleksandria, Egiptus), ERATOSTEENID(276-194, Egiptus), Rhodose HIPPARCHUS(190-125, Vana-Kreeka).
II Eelteleskoopiline periood. (AD kuni 1610). Teaduse ja astronoomia allakäik. Rooma impeeriumi kokkuvarisemine, barbarite rüüsteretked, kristluse sünd. Kiire areng Araabia teadus. Teaduse taaselustamine Euroopas. Kaasaegne heliotsentriline süsteem maailma struktuurid. Teadlased, kes on andnud märkimisväärse panuse astronoomia arengusse aastal see periood: Claudius PTOLEEMOS (Claudius Ptolomaeus)(87-165, Dr. Rooma), BIRUNI, Abu Reyhan Muhammad ibn Ahmed al-Biruni(973-1048, kaasaegne Usbekistan), Mirza Muhammad ibn Shahrukh ibn Timur (Taragay) ULUGBEK(1394–1449, kaasaegne Usbekistan), Nicholas COPERNIUS(1473-1543, Poola), Vaikne (Tighe) BRAHE(1546-1601, Taani).
III Teleskoop enne spektroskoopia tulekut (1610-1814). Teleskoobi leiutamine ja vaatlused selle abil. Planeetide liikumise seadused. Uraani planeedi avastamine. Päikesesüsteemi tekke esimesed teooriad. Sel perioodil astronoomia arengusse olulise panuse andnud teadlased: Galileo Galilei(1564–1642, Itaalia), Johann KEPLER(1571–1630, Saksamaa), Jan GAVELIY (GAVELIUS) (1611–1687, Poola), Hans Christian HUYGENS(1629-1695, Holland), Giovanni Dominico (Jean Domenic) CASSINI>(1625-1712, Itaalia-Prantsusmaa), Isaac Newton(1643-1727, Inglismaa), Edmund Halley (HALLIE, 1656-1742, Inglismaa), William (William) Wilhelm Friedrich HERSCHEL(1738-1822, Inglismaa), Pierre Simon LAPLACE(1749-1827, Prantsusmaa).
IV Spektroskoopia. Enne fotot. (1814-1900). Spektroskoopilised vaatlused. Esimesed tähtede kauguse määramised. Planeedi Neptuuni avastamine. Sel perioodil astronoomia arengusse olulise panuse andnud teadlased: Joseph von Fraunhofer(1787-1826, Saksamaa), Vassili Jakovlevitš (Friedrich Wilhelm Georg) STROVE(1793-1864, Saksamaa-Venemaa), George Biddell Erie (ÕHULINE, 1801-1892, Inglismaa), Friedrich Wilhelm BESSEL(1784-1846, Saksamaa), Johann Gottfried HALLE(1812-1910, Saksamaa), William HEGGINS (Huggins, 1824-1910, Inglismaa), Angelo SECCHI(1818-1878, Itaalia), Fjodor Aleksandrovitš BREDIKHIN(1831-1904, Venemaa), Edward Charles PICKERING(1846-1919, USA).
Vth Kaasaegne perioodil (1900-praegu). Fotograafia ja spektroskoopiliste vaatluste kasutamise areng astronoomias. Tähtede energiaallika küsimuse lahendamine. Galaktikate avastamine. Raadioastronoomia tekkimine ja areng. Kosmoseuuringud. Vaata täpsemalt.

Ühendus teiste objektidega.
PSS t 20 F. Engels - “Esiteks astronoomia, mis on aastaaegadest tulenevalt karja- ja põllutööks hädavajalik. Astronoomia saab areneda ainult matemaatika abil. Seetõttu pidin matemaatikat tegema. Lisaks, teatud riikide põllumajanduse teatud arenguetapis (Egiptuses niisutamiseks vee tõstmine) ja eriti linnade tekkimisega, suured hooned Ja koos käsitöö arenguga arenes ka mehaanika. Varsti muutub see vajalikuks laevanduses ja sõjalistes küsimustes. Seda edastatakse ka matemaatika abistamiseks ja aitab seega kaasa selle arengule.
Astronoomia on teaduse ajaloos mänginud sedavõrd juhtivat rolli, et paljud teadlased peavad "astronoomiat kõige olulisemaks teguriks arengus alates selle päritolust kuni Laplace'i, Lagrange'i ja Gaussini" - nad ammutasid sellest ülesandeid ja lõid selleks meetodeid. nende probleemide lahendamine. Astronoomia, matemaatika ja füüsika pole kunagi oma suhet kaotanud, mis peegeldub paljude teadlaste tegevuses.

		Astronoomia ja füüsika koosmõju mõjutab jätkuvalt teiste teaduste, tehnoloogia, energeetika ja erinevate rahvamajanduse sektorite arengut. Näiteks võib tuua astronautika loomise ja arendamise. Väljatöötamisel on meetodid plasma piiramiseks piiratud mahus, “kokkupõrkevaba” plasma kontseptsioon, MHD generaatorid, kvantkiirgusvõimendid (maserid) jne.
	1 - heliobioloogia 2 - ksenobioloogia 3 - kosmosebioloogia ja meditsiin 4 - matemaatiline geograafia 5 - kosmokeemia A - sfääriline astronoomia B - astromeetria B - taevamehaanika G – astrofüüsika D – kosmoloogia E – kosmogoonia F - kosmofüüsika	Astronoomia ja keemia seostavad uurimisküsimused päritolu ja levimusega keemilised elemendid ja nende isotoobid kosmoses, universumi keemiline evolutsioon. Astronoomia, füüsika ja keemia ristumiskohas tekkinud kosmokeemia teadus on tihedalt seotud astrofüüsika, kosmogoonia ja kosmoloogiaga, uurib keemilist koostist ja diferentseeritud. sisemine struktuur kosmilised kehad, mõju kosmilised nähtused ja toimuvad protsessid keemilised reaktsioonid, keemiliste elementide arvukuse ja jaotumise seadused Universumis, aatomite ühinemine ja migratsioon aine tekkimisel ruumis, elementide isotoopkoostise evolutsioon. Keemikutele pakuvad suurt huvi keemiliste protsesside uuringud, mida oma ulatuse või keerukuse tõttu on maapealsetes laborites raske või täiesti võimatu reprodutseerida (planeetide sisemuses leiduv aine, keeruliste keemiliste ühendite süntees tumedates udukogudes jne). . Astronoomia, geograafia ja geofüüsikaühendab Maa kui ühe Päikesesüsteemi planeedi uurimise, selle füüsikaliste põhiomaduste (kuju, pöörlemissagedus, suurus, mass jne) ja kosmiliste tegurite mõju Maa geograafiale: ehituse ja koostise Maa sisemus ja pind, reljeef ja kliima, perioodilised, hooajalised ja pikaajalised, lokaalsed ja globaalsed muutused Maa atmosfääris, hüdrosfääris ja litosfääris - magnettormid, looded, aastaaegade muutused, magnetväljade triivimine, soojenemine ja jääaeg jne, mis tekivad kosmiliste nähtuste ja protsesside mõjul (päikese aktiivsus, Kuu pöörlemine ümber Maa, Maa pöörlemine ümber Maa). päike jne); samuti astronoomilised meetodid ruumis orienteerumiseks ja maastiku koordinaatide määramiseks, mis pole oma tähtsust kaotanud. Üks uusi teadusi oli kosmosegeoteadus – kogum instrumentaalseid uuringuid Maa kohta kosmosest teadusliku ja praktilise tegevuse eesmärgil. Ühendus astronoomia ja bioloogia mille määrab nende evolutsiooniline iseloom. Astronoomia uurib evolutsiooni kosmoseobjektid ja nende süsteemid organisatsiooni kõigil tasanditel elutu aine sarnaselt sellele, kuidas bioloogia uurib elusaine evolutsiooni. Astronoomiat ja bioloogiat ühendavad elu ja intelligentsuse tekke ja olemasolu probleemid Maal ja Universumis, maapealse ja kosmoseökoloogia probleemid ning kosmiliste protsesside ja nähtuste mõju Maa biosfäärile. Ühendus astronoomia Koos ajalugu ja ühiskonnateadus kes uurivad materiaalse maailma arengut kvalitatiivselt kvalitatiivsemalt kõrge tase aine korralduse määrab astronoomiliste teadmiste mõju inimeste maailmapildile ning teaduse, tehnoloogia, põllumajanduse, majanduse ja kultuuri arengule; küsimus kosmiliste protsesside mõjust sotsiaalne areng inimkond jääb avatuks. Tähistaeva ilu äratas mõtteid universumi suurusest ja inspireeris kirjanikud ja luuletajad. Astronoomilised vaatlused kannavad võimsat emotsionaalset laengut, demonstreerivad inimmõistuse jõudu ja võimet mõista maailma, kasvatavad ilumeelt ning aitavad kaasa teadusliku mõtlemise arengule. Astronoomia ja "teaduste teaduse" seos - filosoofia- on määratud asjaoluga, et astronoomial kui teadusel on mitte ainult eriline, vaid ka universaalne humanitaarne aspekt ning see annab suurima panuse inimese ja inimkonna koha selgitamisse universumis, inimese suhte uurimisse. - Universum". Igas kosmilises nähtuses ja protsessis on nähtavad põhiliste, fundamentaalsete loodusseaduste ilmingud. Astronoomiliste uuringute põhjal kujunevad mateeria ja Universumi tundmise põhimõtted ning olulisemad filosoofilised üldistused. Astronoomia on mõjutanud kõigi arengut filosoofilised õpetused. Maailmast on võimatu moodustada füüsilist pilti, mis läheks mööda tänapäevastest Universumi ideedest – see kaotab paratamatult oma ideoloogilise tähtsuse.

Kaasaegne astronoomia on fundamentaalne füüsikaline ja matemaatiline teadus, mille areng on otseselt seotud teaduse ja tehnika arenguga. Protsesside uurimiseks ja selgitamiseks kasutatakse kogu kaasaegset matemaatika ja füüsika erinevate äsja esile kerkinud harude arsenali. On olemas ka.

Astronoomia peamised harud:

Klassikaline astronoomia	ühendab mitmeid astronoomia harusid, mille alused töötati välja enne kahekümnenda sajandi algust:
	Astromeetria:	Sfääriline astronoomia	uurib kosmiliste kehade asukohta, näivat ja õiget liikumist ning lahendab ülesandeid, mis on seotud valgustite asukoha määramisega taevasfääril, tähekataloogide ja -kaartide koostamisega ning aja loendamise teoreetiliste alustega.
		Fundamentaalne astromeetria	viib läbi tööd astronoomiliste põhikonstantide ja põhiliste astronoomiliste kataloogide koostamise teoreetilise põhjenduse kindlaksmääramiseks.
		Praktiline astronoomia	tegeleb aja ja geograafiliste koordinaatide määramisega, osutab ajateenistust, kalendrite, geograafiliste ja topograafiliste kaartide arvutamist ja koostamist; Astronoomilisi orienteerumismeetodeid kasutatakse laialdaselt navigatsioonis, lennunduses ja astronautikas.
	Taevamehaanika	uurib kosmiliste kehade liikumist gravitatsioonijõudude mõjul (ruumis ja ajas). Astomeetria andmete põhjal seadusi klassikaline mehaanika ja matemaatilised uurimismeetodid, taevamehaanika määrab kosmiliste kehade ja nende süsteemide liikumise trajektoorid ja omadused ning on astronautika teoreetiliseks aluseks.
Kaasaegne astronoomia	Astrofüüsika	uurib kosmoseobjektide füüsikalisi põhiomadusi ja omadusi (liikumine, struktuur, koostis jne), ruumiprotsesse ja ruuminähtusi, jagatuna arvukatesse osadesse: teoreetiline astrofüüsika; praktiline astrofüüsika; planeetide ja nende satelliitide füüsika (planetoloogia ja planetograafia); Päikese füüsika; tähtede füüsika; ekstragalaktiline astrofüüsika jne.
	Kosmogoonia	uurib kosmoseobjektide ja nende süsteemide (eelkõige Päikesesüsteemi) päritolu ja arengut.
	Kosmoloogia	uurib universumi päritolu, põhilisi füüsikalisi omadusi, omadusi ja evolutsiooni. Selle teoreetiline alus on kaasaegne füüsikalised teooriad ning andmeid astrofüüsikast ja ekstragalaktilisest astronoomiast.

Vaatlused astronoomias.
Vaatlused on peamine teabeallikas Universumis toimuvate taevakehade, protsesside, nähtuste kohta, kuna neid on võimatu puudutada ja taevakehadega katseid teha (väljaspool Maad eksperimentide läbiviimise võimalus tekkis alles tänu astronautikale). Neil on ka eripära, et mis tahes nähtuse uurimiseks on vaja:

• pikad ajaperioodid ja samaaegne seotud objektide vaatlemine (näide: tähtede evolutsioon)
• vajadus näidata taevakehade asukohta ruumis (koordinaadid), kuna kõik valgustid tunduvad meist kaugel (iidsetel aegadel tekkis taevasfääri mõiste, mis tervikuna tiirleb ümber Maa)

Näide: Vana-Egiptus, jälgides tähte Sothis (Sirius), määras Niiluse üleujutuse alguse ja määras aasta pikkuseks 4240 eKr. 365 päeva jooksul. Täpsete vaatluste jaoks oli meil vaja seadmeid.
1). On teada, et Thales Mileetusest (624-547, Vana-Kreeka) 595 eKr. kasutas esmakordselt gnomoni (vertikaalne varras, mille lõi tema õpilane Anaximander) - see ei võimaldanud mitte ainult päikesekell, aga ka pööripäeva, pööripäeva, aasta pikkuse, vaatluslaiuse jms hetkede määramiseks.
2). Juba Hipparkhos (180-125, Vana-Kreeka) kasutas astrolabi, mis võimaldas 129 eKr mõõta Kuu parallaksi, määrata aasta pikkuseks 365,25 päeva, määrata rongkäik ja koostada see aastal 130 eKr. tärnide kataloog 1008 tärni jaoks jne.
Seal oli astronoomiline staap, astrolabon (esimene teodoliidi tüüp), kvadrant jne. Vaatlused viiakse läbi spetsialiseeritud asutustes - , tekkis astronoomia arengu esimesel etapil enne NE. Aga olevik astronoomilised uuringud algas leiutisega teleskoop aastal 1609

Teleskoop - suurendab vaatenurka, kust taevakehad on nähtavad ( resolutsioon ) ja kogub mitu korda rohkem valgust kui vaatleja silm ( läbitungiv jõud ). Seetõttu saate läbi teleskoobi uurida Maale kõige lähemal asuvate, palja silmaga nähtamatute taevakehade pindu ja näha palju tuhmi tähti. Kõik sõltub selle objektiivi läbimõõdust.Teleskoopide tüübid: Ja raadio(Teleskoobi demonstratsioon, plakat "Teleskoobid", diagrammid). Teleskoobid: ajaloost
= optiline

1. Optilised teleskoobid ()

	Refraktor(refrakto-refract) - kasutatakse valguse murdumist läätses (refraktiiv). Hollandis valmistatud “Spotting Scope” [H. Lippershey]. Ligikaudse kirjelduse järgi valmistas selle 1609. aastal Galileo Galilei ja saatis ta esimest korda taevasse 1609. aasta novembris ning 1610. aasta jaanuaris avastas ta 4 Jupiteri satelliiti. Maailma suurima refraktori valmistas Alvan Clark (USA optik) 102 cm (40 tolli) ja paigaldati 1897. aastal Hyèresi observatooriumi (Chicago lähedal). Ta tegi ka 30-tollise ja paigaldas selle 1885. aastal Pulkovo observatooriumi (hävistati Teise maailmasõja ajal).
	Helkur(reflecto-reflect) - kiirte fokuseerimiseks kasutatakse nõguspeeglit. 1667. aastal leiutas I. Newton (1643-1727, Inglismaa) esimese peegeldava teleskoobi, peegli läbimõõt oli 41 kraadi juures 2,5 cm. X suurendama. Neil päevil olid peeglid valmistatud metallisulamitest ja muutusid kiiresti tuhmiks. Maailma suurim teleskoop. W. Keck paigaldas 1996. aastal Mount Kea observatooriumi (California, USA) 10 m läbimõõduga peegli (esimene kahest, kuid peegel pole monoliitne, vaid koosneb 36 kuusnurksest peeglist). 1995. aastal võeti kasutusele esimene neljast teleskoobist (peegli läbimõõt 8 m) (ESO Observatoorium, Tšiili). Enne seda oli suurim NSV Liidus, peegli läbimõõt oli 6 m, paigaldatud Stavropoli territooriumile (Pastuhhovi mägi, h = 2070 m) NSV Liidu Teaduste Akadeemia spetsiaalses astrofüüsikalises observatooriumis (monoliitpeegel 42 tonni, 600-tonnine teleskoop, näete tähti 24 m).
	Peegel-objektiiv. B.V. SCHMIDT(1879-1935, Eesti) ehitatud 1930. aastal (Schmidt kaamera) objektiivi läbimõõt 44 cm, suure avaga, koomavaba ja suure vaateväljaga, ette pandav sfääriline peegel korrigeeriv klaasplaat. 1941. aastal D.D. Maksutov(NSVL) tegi meniski, soodsalt lühikese toruga. Kasutavad amatöörastronoomid. 1995. aastal võeti optilise interferomeetri jaoks kasutusele esimene 8-meetrise peegliga (4-st) teleskoop (4-st), mille alus oli 100 meetrit (ATACAMA kõrb, Tšiili; ESO). 1996. aastal sai nime esimene 10 m läbimõõduga teleskoop (kahest 85 m alusega). W. Keck tutvustas Mount Kea observatooriumis (California, Hawaii, USA) amatöör teleskoobid

• otsesed vaatlused
• foto (astrograaf)
• fotoelektriline - andur, energia kõikumine, kiirgus
• spektraalne - annab teavet temperatuuri kohta, keemiline koostis, magnetväljad, taevakehade liikumised.

Fotovaatlustel (üle visuaalse) on eelised:

1. Dokumentatsioon – võime fikseerida käimasolevaid nähtusi ja protsesse ning pikka aega salvestada saadud teave.
2. Vahetus on võime registreerida lühiajalisi sündmusi.
3. Panoraam – võimalus jäädvustada mitut objekti korraga.
4. Terviklikkus on võime koguda nõrkadest allikatest pärit valgust.
5. Detail – võimalus näha pildil objekti detaile.

Astronoomias mõõdetakse taevakehade vahelist kaugust nurgaga → nurkkaugus: kraadid - 5 o.2, minutid - 13",4, sekundid - 21",2 tavalise silmaga näeme läheduses 2 tähte ( resolutsioon), kui nurkkaugus on 1-2". Nurk, mille all me näeme Päikese ja Kuu läbimõõtu, on ~ 0,5 o = 30".

• Läbi teleskoobi näeme nii palju kui võimalik: ( resolutsioon) α = 14 "/D või α= 206265·λ/D[Kus λ on valguse lainepikkus ja D- teleskoobi läätse läbimõõt] .
• Objektiivi kogutud valguse hulka nimetatakse ava suhe. Ava E=~S (või D 2) objektiivist. E=(D/d xp ) 2 , Kus d xp on inimese pupilli läbimõõt normaalsetes tingimustes 5mm (maksimaalselt pimedas 8mm).
• Suurendama teleskoop = objektiivi fookuskaugus / okulaari fookuskaugus. W=F/f=β/a.

Suurel suurendusel >500x on nähtavad õhuvõnked, mistõttu tuleb teleskoop paigutada võimalikult kõrgele mägedesse ja kohtadesse, kus taevas on sageli pilvitu või veel parem väljaspool atmosfääri (kosmoses).
Ülesanne (iseseisvalt - 3 min): Spetsiaalse Astrofüüsika Observatooriumi (Põhja-Kaukaasias) 6m peegelduva teleskoobi puhul määrake eraldusvõime, ava ja suurendus, kui kasutate okulaari fookuskaugusega 5cm (F = 24m). [ Hindamine lahenduse kiiruse ja õigsuse järgi] Lahendus: α= 14 "/600 ≈ 0,023"[at α = 1" tikutoosi nähtav 10 km kaugusel]. E = (D/d xp) 2 = (6000/5) 2 = 120 2 = 14400[kogub nii mitu korda rohkem valgust kui vaatleja silm] W=F/f=2400/5=480 2. Raadioteleskoobid - eelised: iga ilmaga ja kellaajal saate jälgida objekte, mis on optilistele ligipääsmatud. Need on kauss (sarnaselt lokaatoriga. Plakat "Raadioteleskoobid"). Raadioastronoomia arenes välja pärast sõda. Suurimad raadioteleskoobid on praegu Venemaal fikseeritud RATAN-600 (tööle asunud 1967. aastal, optilisest teleskoobist 40 km kaugusel, koosneb 895 individuaalsest peeglist mõõtmetega 2,1x7,4 m ja suletud rõnga läbimõõduga 588 m) , Arecibo (Puerto Rico, 305 m- kustunud vulkaani betoneeritud kauss, tutvustati 1963. aastal). Mobiilsetest on neil kaks raadioteleskoopi 100m kaussiga.

Taevakehad toodavad kiirgust: valgust, infrapuna-, ultraviolett-, raadiolaineid, röntgenikiirgust, gammakiirgust. Kuna atmosfäär häirib kiirte tungimist maapinnale λ-ga< λ света (ультрафиолетовые, рентгеновские, γ - излучения), то Hiljuti Maa orbiidile saadetakse teleskoobid ja terved orbitaalobservatooriumid: (st arendatakse atmosfääriväliseid vaatlusi).

l. Materjali kinnitamine .
Küsimused:

1. Millist astronoomilist teavet õppisite teiste ainete kursustel? (looduslugu, füüsika, ajalugu jne)
2. Mis on astronoomia eripära võrreldes teiste loodusteadustega?
3. Milliseid taevakehade tüüpe te teate?
4. Planeedid. Kui palju, nagu öeldakse, paigutuse järjekord, suurim jne.
5. Milline on astronoomia tähtsus rahvamajanduses tänapäeval?

Väärtused rahvamajanduses:
- Orienteerumine tähtede järgi horisondi külgede määramiseks
- Navigatsioon (navigatsioon, lennundus, astronautika) – tähtede järgi tee leidmise kunst
- Universumi uurimine, et mõista minevikku ja ennustada tulevikku
- Kosmonautika:
- Maa uurimine eesmärgiga seda säilitada ainulaadne loodus
- materjalide hankimine, mida on maapealsetes tingimustes võimatu hankida
- Ilmateade ja -ennustus looduskatastroofid
- merehätta sattunud laevade päästmine
- Teiste planeetide uurimine Maa arengu ennustamiseks
Tulemus:

1. Mida uut sa õppisid? Mis on astronoomia, teleskoobi eesmärk ja tüübid. Astronoomia tunnused jne.
2. On vaja näidata CD "Red Shift 5.1" kasutamist, Vaatleja kalendrit, näidet astronoomilisest ajakirjast (elektrooniline, näiteks Nebosvod). Näita Internetis, Astrotop, portaal: Astronoomia V Vikipeedia, - mille abil saate teavet huvipakkuva küsimuse kohta või leiate selle.
3. Hinnangud.

Kodutöö: Sissejuhatus, §1; küsimused ja ülesanded enesekontrolliks (lk 11), nr 6 ja 7 koostada diagrammid, soovitavalt tunnis; lk 29-30 (lk 1-6) - põhimõtted.
Kell üksikasjalik uuring materjali astronoomiliste instrumentide kohta, saate esitada õpilastele küsimusi ja ülesandeid:
1. Määrake G. Galileo teleskoobi põhiomadused.
2. Millised on Galilei refraktori optilise konstruktsiooni eelised ja puudused võrreldes Kepleri refraktoriga?
3. Määrake BTA peamised omadused. Mitu korda võimsam on BTA kui MSR?
4. Millised on kosmoselaevade pardale paigaldatud teleskoopide eelised?
5. Milliseid tingimusi peab astronoomiaobservatooriumi rajamise koht vastama?

Tunni koostasid 2002. aastal ringi “Internetitehnoloogiad” liikmed: Prytkov Denis (10. klass) Ja Disenova Anna (9. klass). Muudetud 01.09.2007

"Planetaarium" 410,05 MB		Ressurss võimaldab teil selle installida õpetaja või õpilase arvutisse täisversioon uuenduslik haridus- ja metoodiline kompleks "Planetaarium". "Planetaarium" – valik temaatilisi artikleid – on mõeldud kasutamiseks 10.-11.klasside õpetajatele ja õpilastele füüsika, astronoomia või loodusõpetuse tundides. Kompleksi paigaldamisel on soovitatav kasutada ainult ingliskeelsed tähed kaustade nimedes.
Demomaterjalid 13,08 MB		Ressurss on näidismaterjalid uuenduslik haridus- ja metoodiline kompleks "Planetaarium".
Planetaarium 2,67 mb		See ressurss on interaktiivne planetaariumi mudel, mis võimaldab selle mudeliga töötades tähistaevast uurida. Ressursi täielikuks kasutamiseks peate installima Java pistikprogrammi
Õppetund	Tunni teema	Tundide arendamine kogus TsOR	Statistiline graafika TsOR-ist
1. tund	Astronoomia aine	Teema 1. Astronoomia aine. Tähtkujud. Orienteerumine tähistaeva järgi 784,5 kb 127,8 kb 450,7 kb Elektromagnetlaine skaala koos kiirgusvastuvõtjatega 149,2 kb

1. Aja (kalendri) jälgimise vajadus. (Vana-Egiptus – märgatud seost astronoomiliste nähtustega)
2. Tähtede järgi tee leidmine, eriti meresõitjad (esimene purjelaevad ilmus 3 tuhat aastat eKr. e)
3. Uudishimu on mõista praeguseid nähtusi ja panna need teie teenistusse.
4. Hoolimine oma saatusest, millest sündis astroloogia.

Sõna astronoomia tuleneb kahest kreeka sõnast: stron – täht, nomos – seadus. Praktiline vajadus tähistaeva uurimine viis teaduse alguseni, mis sai hiljem Vana-Kreekas umbes 4. sajandil eKr. nimetada astronoomiat. Kuid nimi ise ei ole sugugi tõend astronoomia päritolu ja arengu kohta ainult Vana-Kreekas. Astronoomia tekkis ja arenes iseseisvalt sõna otseses mõttes kõigi rahvaste seas, kuid selle arenguaste sõltus loomulikult otseselt rahvaste tootmisjõudude ja kultuuri tasemest.

Astromeetria on astronoomia haru, mis uurib taevakehade näivat liikumist. Taevamehaanika on astronoomia haru, mis uurib taevakehade tegelikku liikumist. Astrofüüsika on astronoomia haru, mis uurib taevakehade olemust. Kosmogoonia on astronoomia haru, mis uurib taevakehade päritolu. Kosmoloogia on astronoomia haru, mis uurib taevakehade evolutsiooni (arengut).

Vaatlused viiakse läbi astronoomiliste vaatluskeskuste abil. Esimene observatoorium loodi 4000 eKr. e. Stonehenge'i linnas (Inglismaa). Vene Föderatsiooni kuulsaimad observatooriumid: Peamine astronoomiaobservatoorium Vene akadeemia Teadused - Pulkovskaja (Peterburis); Eriline astrofüüsikaline observatoorium(Põhja-Kaukaasias); nime saanud Riiklik Astronoomiainstituut. PC. Sternberg (Moskvas).

Teleskoop - optiline instrument, suurendades vaatenurka, millest taevakehad on nähtavad, ja võimaldades koguda mitu korda rohkem tähelt tulevat valgust kui vaatleja silm. Optilisi teleskoope on mitut tüüpi s F2 F1 Objektiivi okulaari F1 Image S kohta. Teleskoop – refraktor – põhiosa – lääts või läätsesüsteem. Teleskoobi suurendus (G) = objektiivi fookuskaugus (F1) / okulaari fookuskaugus (F2) Г = ОF1 / OF2

Fotograafiaks kohandatud teleskoope nimetatakse astrograafideks. Teleskoope kasutatakse mitte ainult visuaalsete ja fotograafiliste vaatluste tegemiseks, vaid ka fotoelektriliste ja spektraalsete vaatluste tegemiseks. Fotovaatluste eelised: dokumentatsioon... hetkelisus... panoraam... terviklikkus... detail... Spektraalvaatlused (spektraalanalüüs) võimaldavad saada informatsiooni taevakehade temperatuuri, keemilise koostise, magnetväljade kohta, samuti nende liikumine. Raadioteleskoobid on mõeldud raadio levialas olevate taevakehade uurimiseks.

Teleskoobid on väga erinevad: - optilised (üldised astrofüüsikalised, koronagraafid, teleskoobid satelliitide vaatlemiseks); - raadioteleskoobid; - infrapuna; - neutriino; - röntgen. Kogu oma mitmekesisuse juures lahendavad kõik elektromagnetkiirgust vastuvõtvad teleskoobid kaks peamist probleemi: luua võimalikult terav pilt ja visuaalsete vaatluste käigus suurendada objektide (tähed, galaktikad jne) nurkvahesid; koguda võimalikult palju kiirgusenergiat, suurendada objektide kujutise valgustatust.

Esimese teleskoobi ehitas 1609. aastal Itaalia astronoom Galileo Galilei. Teleskoobi mõõtmed olid tagasihoidlikud (toru pikkus 1245 mm, objektiivi läbimõõt 53 mm, okulaari 25 dioptrit), ebatäiuslik optiline disain ja 30-kordne suurendus. Ta võimaldas teha terve rea tähelepanuväärseid avastusi (Veenuse faasid, mäed Kuul, Jupiteri satelliidid, laigud Päikesel, tähed Linnuteel). Esimeste teleskoopide väga halb pildikvaliteet sundis optikuid otsima võimalusi selle probleemi lahendamiseks. Selgus, et objektiivi fookuskauguse suurendamine parandab oluliselt pildikvaliteeti. Galileo teleskoobid (teadusajaloo muuseum, Firenze). Kaks teleskoopi on paigaldatud muuseumi stendile. Vinjeti keskel on Galileo esimese teleskoobi Galileo Telescopes (Teadusajaloo muuseum, Firenze) purunenud objektiiv. Kaks teleskoopi on paigaldatud muuseumialusele. Vinjeti keskel on Galileo esimese teleskoobi katkine lääts

Heveliuse teleskoop oli 50 m pikkune ja oli riputatud nööride süsteemiga vardale. Ozu teleskoobi pikkus oli 98 meetrit. Pealegi ei olnud sellel toru, objektiiv asus okulaarist ligi 100 meetri kaugusel vardal, mida vaatleja käes hoidis (nn õhuteleskoop). Sellise teleskoobiga oli väga ebamugav jälgida. Ozu ei teinud ühtegi avastust. Heveliuse teleskoop

1663. aastal lõi Gregory peegeldava teleskoobi jaoks uue kujunduse. Gregory tegi esimesena ettepaneku kasutada teleskoobis objektiivi asemel peeglit. Objektiivide peamine aberratsioon - kromaatiline - puudub peegelteleskoobis täielikult. Esimese peegeldava teleskoobi ehitas Isaac Newton 1668. aastal. Skeemi, mille järgi see ehitati, nimetati "Newtoni skeemiks". Teleskoobi pikkus oli 15 cm.

1963. aastal alustas Puerto Rico saarel Arecibos tööd 300-meetrine sfäärilise antenniga raadioteleskoop, mis paigaldati mägedesse tohutusse looduslikku süvendisse. 1976. aastal alustas Venemaal Põhja-Kaukaasias tööd 600-meetrine raadioteleskoop RATAN-600. Raadioteleskoobi nurkresolutsioon lainepikkusel 3 cm on 10".

"IN kaasaegne teadus tööstust ei arene
sama kiiresti kui kosmoseuuringud"
S. P. Korolev
(1966)

1930. aastatel tänu arengule kaasaegne füüsika algas nn “mitteoptiliste” seadmete loomine, mis võimaldas teha uuringuid ka muudes elektromagnetkiirguse vahemikes (lisaks nähtavale). Sellised seadmed erinevad põhimõtteliselt optilistest teleskoopidest ja paigaldatakse sageli Maa-lähedaste ja kosmosesatelliitide pardale. Selle põhjuseks on asjaolu, et Maa atmosfäär neelab peaaegu igat liiki elektromagnetkiirgust, välja arvatud nähtav, ning kiirguse salvestamisel toimub nihe infrapuna- ja raadioulatuse suunas. 20. sajandi keskel loodi kvantteooria ja elementaarosakeste füüsika arenedes seadmed kosmiliste nähtuste uurimiseks UV-, röntgeni- ja gamma-vahemikus ning neutriinoloendurid.

Kaasaegne astronoom on reeglina spetsialist Universumi uurimisel elektromagnetilise kiirguse teatud sagedusvahemikus. Siiski ühendab see mitut erinevaid meetodeid uuringud (erinevate vahemike jaoks), mis võimaldab saada vaadeldava kohta laiemat teavet kosmoseobjekt või nähtus.

Vastavalt astronoomias kasutatavatele seadmetüüpidele ja uurimismeetoditele eristatakse mitmeid sektsioone.

Raadioastronoomia

Raadioastronoomia sündis 1930. aastatel. tänu insener Karl Jansky tööle ja kasutab raadioteleskoope, mille häälestamiseks on vaja erilist müra. Jansky, püüdes mõista Maa jaamade ja rannikul asuvate laevade vahelist raadiosidet segava müra olemust, avastas 1932. aastal kahte tüüpi häireid. Esimest tüüpi häired olid seotud ilmastikuga. Teist tüüpi häired (müra) osutusid selleks ajaks tundmatuteks, neid korrati perioodiliselt iga päev. 1933. ja 1935. aasta uuringud viisid järeldusele, et need mürad tulevad keskusest Linnutee. Amatöörastronoom ja raadioamatöör Grout Reber, olles tutvunud Jansky loominguga, konstrueeris 1937. aastal läbimõõduga paraboolantenni. 9,5 m. Ta avastas raadiokiirguse allikad Ambur, Cygnus, Cassiopeia, Canis Minor, Puppis, Perseus tähtkujudest ning avaldas 1944. aastal raadiotaevakaardid ning avastas ka, et Päike on ka raadiolainete allikas. Raadioastronoomia uurimine õitses pärast Teist maailmasõda.

Taevaobjektid kiirgavad raadiolaineid erineval viisil:

• mõned kiirgavad muutuva kiirusega polariseeritud raadiolaineid;
• teised (eriti pulsarid) tekitavad sünkrotronkiirgust;
• Lisaks võib raadiolaineid kiirata termilise efekti tõttu, s.t. sest kõrge temperatuur nende allikad;
• lõpuks on raadioemissioon tingitud sellest, et vesinikuaatomis muudab ainuke elektron oma pöörlemissuunda (spin), siis on lainepikkusel üks väärtus 21 cm(sagedus - 1421 MHz).

Sellist joont elektromagnetilises spektris ennustas teoreetiliselt 1944. aastal Jan Orth. See avastati esmakordselt 1951. aastal ja võimaldab nüüd vaadelda külmasid udukogusid ja tähtedevahelist ainet.

Kosmoseobjektide raadioemissioon salvestatakse raadioteleskoopide abil. Raadioteleskoobid liigitatakse: a) olenevalt antenni kujust (pöörlemisparaboloidid, paraboolsilindrid); b) sõltuvalt ava tüübist (täidetud või täitmata); c) olenevalt füüsikalisest uurimismeetodist (reflektorid, refraktorid).

Iga raadioteleskoop koosneb reeglina kolmest põhiosast (foto 1.1): 1) antenn, mis võtab resonantsi signaale; 2) signaale võimendav detektor; 3) andmete salvestamise ja analüüsimise süsteemid.

Foto 1.1. Raadioteleskoobid “Kvazar-KVO” (Svetloje, Leningradi oblast, Venemaa)

Antenni läbimõõt võib olla mitukümmend või isegi sadu meetrit. Enamasti saab antenni ümber suunata, kuna see on paigaldatud raamile, mis võimaldab seda soovitud suunas suunata.

Kõrge eraldusvõime saamiseks kasutatakse interferomeetria tehnoloogiat ning erinevatesse raadioteleskoobidesse sisenevad signaalid kogutakse ja töödeldakse ühes arvutis. Sel juhul mängivad kaks või enam raadioteleskoopi ühe läbimõõduga paigalduse rolli võrdne vahemaaga nende vahel. See kaugus võib olla kontinendi suurusjärgus, sel juhul on süsteemil lai interferomeetriline alus.

Sisse on paigaldatud raadioteleskoobid erinevad osad planeedid (tabel 1.1).

Antenn raadioteleskoop	suurus, m	Minimaalne registreeritud lainepikkus, mm	Asukoht teleskoop
raadio interferomeetriline süsteem "Kvazar-KVO"	1024 × 800 640 × 480		Valgus (Leningradi oblast, Venemaa)
Päikese ristikujuline raadiointerferomeeter (256 elemendi massiiv)			Badary (Siber, Venemaa)
"T"-kujuline interferomeeter (kaks paraboolset silindrit)			Meditsiin (Itaalia)
Paraboolne silinder			Ooty (India)
Kahekordne peegel			Nancy (Prantsusmaa)
Sfääriline reflektor			Arecibo (Puerto Rico)
Paraboolne segment			Green Bank (USA)
Paraboolne reflektor			Kaljazin (Venemaa)
Paraboolne reflektor			Karujärved (Venemaa)
Paraboolne reflektor			Nobeyama (Jaapan)
Paraboolne reflektor			Meditsiin (Itaalia)
Paraboolne reflektor			Granada (Hispaania)
paraboloid täispöörlev			Pushchino (Venemaa)
Sõrmus 895 peegeldab. elemendid (RATAN – 600)	1024 × 768 640 × 480 1024 × 800		Zelenchukskaya (Stavropoli territoorium, Venemaa)
Paraboolne peegel			Zimenki (Nižni Novgorodi piirkond, Venemaa)
Kaks revolutsiooni paraboloidi			Dmitrovskaja (Moskva piirkond, Venemaa)

Infrapuna astronoomia

Esimesed IR-vaatlused tegi juhuslikult 1800. aastal William Herschel. Ta märkas, et termomeeter, mis on võimeline tegema mõõtmisi üle punase piiri päikese spekter, registreerib temperatuuri tõusu. Infrapuna-astronoomia kaasaegne areng toimus pärast II maailmasõda, mille käigus töötati välja öönägemisseadmed.

Inimsilm ei tuvasta IR-kiirgust ja sellel on üsna pikad lained - kuni ligikaudu 100 mikronit (0,1 mm). See imendub sisse ülemised kihid maa atmosfäär peamiselt veeauru. Seetõttu on selles vahemikus vaatluste jaoks vaja paigaldada teleskoobid aadressile suur kõrgus, sagedamini - õhupallidel, lennukitel, kuid reeglina - satelliitidel (foto 1.2.).

Foto 1.2. Satelliit infrapuna-astronoomia seadmetega (ISO – Infrapunakosmoseobservatoorium – Infrapunakosmoseobservatoorium)

Peamised maapealsed IR-teleskoobid on loetletud tabelis. 1.2.

Nimi teleskoop	Asukoht ja koordinaadid	Kõrgus üleval tasemel õmblus	Ava, m
UKIRT	Hawaii 19 0 50'N, 155 0 28'W
UKIRT	Hawaii 19 0 50'N, 155 0 28'W
ARC
NASA IRTF	Hawaii 19 0 50'N, 155 0 28'W

Astronoomias kasutatakse IR-vahemikku suhteliselt külmade objektide, planeetide, tolmupilvede ja külma spektriklassi K ja M tähtede vaatlemiseks. Seda kiirgust põhjustavad kehasid moodustavate molekulide pöörlemis- ja vibratsiooniline liikumine.

Optiline astronoomia

Esimesed astrofüüsikaliste uuringute optilised teleskoobid loodi Kepleri väljatöötatud optilise süsteemi põhjal. Praegu jaoks kosmoseuuringud teaduslikes observatooriumides, aga ka amatööridele astronoomilised vaatlused Kasutusel on moderniseeritud optilise konstruktsiooniga optilised teleskoobid (reflektorid ja refraktorid) (foto 1.3.).

Foto 1.3. Optiline teleskoop LX200 Schmidt-Kassegereni optilise süsteemiga Svetloye, Leningrad. piirkond, Venemaa)

Optiliste teleskoopide peamised omadused on järgmised.

Optilise toru pikkus teleskoop võrdub objektiivi ja okulaari fookuskauguste summaga:

L = ƒ pööre + ƒ ca.

Taevasfääri mis tahes 1 0 on teleskoobi fookustasandil kujutatud segmendiga, mis võrdub ligikaudu 10/573 läätse (või peegli) fookuskaugusega. Teleskoobi objektiiv loob oma põhifookuses tõelise pildi. taevakehad, mille kasv on võrdne

W = ƒ pööre / ƒ ca.

Teleskoobi objektiivi iseloomustab ka ava suhe ehk suhteline auk, mille annab seos

A = D / ƒ pööre.

Tavaliselt väljendatakse seda väärtust kooloniga murdosana: 1:2, 1:7, 1:20 jne.

Lahutusvõime (või nurkeraldusvõime) Teleskoobi Dj iseloomustab nurkkaugust kahe tähe vahel, mis vaatluse ajal omavahel ei ühine. Selle suuruse teoreetiline väärtus määratakse elektromagnetilise kiirguse difraktsiooni tõttu lainepikkusega λ teleskoobi läätse D läbimõõdus:

Δφ ≈ λ /D.

Kui teleskoobi objektiiv on pika fookusega ja avasuhtega

D / ƒ rev< 1 / 12 ,

siis Δφ väärtuse praktiliseks arvutamiseks kasutage valemit:

Δφ ≈ 11.″6/D,

(läätse läbimõõtu mõõdetakse sentimeetrites, Δφ - kaaresekundites). Kui teleskoobil on teist tüüpi objektiiv, saate kasutada valemit:

Δφ ≈ 13.″8/D,

Läbitungiv jõud teleskoobi iseloomustab maksimaalne tähtede suurus, mis on teleskoobi kaudu nähtav täiesti selgel ööl ja on ligikaudu võrdne

m ≈ 7,5 + 5 log D,

(D- sentimeetrites).

Teine spektraalsete astrofüüsikaliste instrumentide omadus on spektraalne lahutusvõime, võrdne

(Δλ - minimaalne intervall kahe lähedase spektrijoone vahel keskmise lainepikkusega λ, mis on endiselt registreeritud eraldi).

Spektriseadmete olulised omadused on:

— nurga dispersioon

(Δα on nurk hajutavat elementi - prismat - läbivate valguskiirte vahel, difraktsioonvõre– ja erineb lainepikkuselt Δλ võrra);

— lineaarne dispersioon

C′ = ƒ Δα / Δλ

(ƒ – hajutava elemendi taga paikneva optilise süsteemi fookuskaugus).

Teavet maailma suurimate optiliste teleskoopide kohta on toodud tabelis 1.3:

Nimi teleskoop	Asukoht ja koordinaadid	Kõrgus üleval tasemel õmblus	Ava, m	Märge
Keck	Hawaii 19 0 50'N, 155 0 28'W
Hobi-Eberly				Sfääriline segmenteeritud peegel
Subaru	Hawaii 19 0 50'N, 155 0 28'W			Peegel koosneb 36 segmendist
Jepun	Tšiili 24 0 38'S, 70 0 24'W			Tulevikus - üks ülisuure teleskoobi moodulitest
Kaksikud Põhja	Hawaii 19 0 50'N, 155 0 28'W
MMT	USA, Arizona31 0 41'N, 110 0 53'W
Walter Baade	Tšiili 29 0 00,2'S, 4 0 42'48" W
Suur asimuutteleskoop	Venemaa, Nižni Arkhyz43 0 39'N, 41 0 26'E
Hale	USA, California33 0 21'N, 116 p 52'W
William Herschel	Hispaania, Kanaari saared 28 0 46'N, 17 0 53'W
Viktor Blanco	Tšiili 30 0 10'S, 70 0 49'W
Inglise-Austraalia
Mayall
"360"	Tšiili 29 0 15'S, 70 0 44'W
Telescopio Nazionale Galileo				Kuulub Itaaliale
MPI-CAHA	Hispaania37 0 13'N, 2 0 33'W
Uus tehnoloogia	Tšiili 29 0 15'S, 70 0 44'W
ARC	New Mexico32 0 47'N, 105 0 49'W			Pult
WIYN	USA, Arizona31 0 57'N, 111 0 47'W
Shane	USA, California37 0 21'N, 121 p 38'W
NODO	New Mexico32 0 59'N, 105 0 44'W			Vedel peegel
Harlan Smith	USA, Texas30 0 40'N, 104 0 1'W
BAO	Armeenia 40 0 ​​20'N, 44 0 17'E
Sära	Ukraina, Krimm 44 0 44’N, 34 0 E
Hooker
Isaac Newton	Hispaania, Kanaari saared 28 0 45'N, 17 0 53'W
Põhjamaade optika	Hispaania, Kanaari saared 28 0 45'N, 17 0 53'W
du Pont	Tšiili 29 0 00,2'S, 4 0 42'W
Sloani digitaalse taeva uuring	New Mexico32 0 47'N, 105 0 49'W			Väga lai detektori vaateväli
SHARA	USA, California34 0 13'N, 118 0 4'W			Interferomeeter koos 6 ühemeetrised põhiteleskoobid
Hitler	USA, Arizona31 0 57'N, 111 0 37'W
ANU	Austraalia31 0 17'S, 149 0 04'E
Bok	USA, Arizona31 0 57'N, 111 0 37'W
Vainu Bappu	India12 0 34'N, 78 0 50'E
ESO-MPI	Tšiili 29 0 15'S, 70 0 44'W
ÜRO	Hawaii 19 0 50'N, 155 0 28'W

Ultraviolettastronoomia

UV-kiirgust neelab atmosfäär, eriti osooni- ja hapnikumolekulid. Tavapäraselt jagatakse see peaaegu lainepikkusteks kuni 3000 ¸ 900 angströmi(või 300 ¸ 90 nm) ja lainepikkusega kaugel 900 ¸ 100 angströmi (90 ¸ 10 nm).

Kosmosevaatlusi UV-vahemikus tehakse kosmosesatelliitidelt. Esimest korda hakati neid rakendama 1950. aastatel. Päikese vaatlemisel rakettide pardal olevate seadmete abil. Alates 1960. aastatest. Selle vahemiku heledamaid tähti sai võimalikuks jälgida. Siiski võivad raketid jõuda maksimaalne kõrgus ainult 150 km, ja isegi siis ei kesta see kaua – paar minutit. Seetõttu kasutatakse lähi-UV-vahemikus vaatlusteks praegu satelliite ja seadmed sarnanevad optiliste teleskoopidega. Kõige olulisemat infot andsid: a) satelliit OAO-2 (saatis orbiidile 1970. aastal); b) IUE sond (International Ultraviolet, käivitati 1978. aastal); c) EUVE sond (Extreme Ultraviolet Explorer, käivitatud 1992. aastal, foto 1.4); G) kosmoseteleskoop Hubble (kuigi selle peamine tööpiirkond on nähtav).

Foto 1.4. EUVE satelliit (UV leviala)

Näiteks maapealsetest seadmetest, mida kasutatakse lähi-UV-vahemikus side tagamiseks, on Sazhen-TM-BIS kvantoptiline süsteem (QOS), mis salvestab lainepikkust. 532 nm(Svetloje, Leningradi oblast, Venemaa).

Mis puudutab vaatlusi kauges UV-vahemikus, siis optilistele sarnaseid teleskoope nende jaoks kasutada ei saa, kuna suure energiaga footonid ei peegeldu, vaid neelduvad reflektori enda poolt. Seetõttu kasutavad nad ümbervooluoptikaga seadmeid, st. UV-kiired langevad helkuritele mitte sirgjooneliselt, vaid suure nurga all.

UV-astronoomia peamised saavutused: 1) Linnutee ja teiste galaktikate külma gaasi halo tuvastamine; 2) tähetuule tuvastamine, s.o. aine kadu tähtede poolt; 3) kahendsüsteemide evolutsiooni uurimine; 4) komeetide poolt veeauru eraldumise tuvastamine; 5) Supernova SN1987A spektri uuring.

Röntgeni astronoomia

Seadmed registreerimiseks ja analüüsiks röntgenikiirgus on pigem detektorid kui teleskoobid. See on paigaldatud satelliitide pardale ja röntgenastronoomia arengu esimestel etappidel - õhupallidele kõrgusel ~ 40 km, ja siis rakettidel. Eelkõige 1948. aastal, kui seadmed paigaldati V2 raketile, oli võimalik tuvastada Päikesest lähtuvat röntgenikiirgust ja 1960. aastal saadi esimene pilt Päikesest röntgenikiirguse ulatuses. 1962. aastal ühendas teadlaste meeskond, sealhulgas Itaalia astronoomid Rossi ja Giacconi, 350 sekundit kestnud raketile Geigeri loenduri ja avastas Skorpioni tähtkujus röntgenikiirguse allika. 1966. aastal avastati esimene ekstragalaktiline röntgenkiirguse allikas – hiiglaslik elliptiline galaktika M87.

Esimene satelliit, mis kandis röntgeniseadmeid, oli Uhuru (loovutati 1970. aastal). Sellele järgnesid Einsteini satelliit (saatis orbiidile 1978), HEAO (High Energy Astronomical Observatory) jt. Uusim seda tüüpi satelliit on Euroopa XMM satelliit (saatis orbiidile 1999. aastal, foto 1.4).

Foto 1.4. XMM-satelliit (röntgeniriba)

Elektromagnetilise spektri röntgenikiirgus jaguneb samuti tinglikult kaheks osaks: a) "pehmed" röntgenikiirgused (lainepikkus alates 1 mm enne 10 mm); b) "kõvad" kiired (lainepikkus alates 0,01 mm enne 1 mm). Kui signaal pole väga tugev, kasutavad nad pehmes vahemikus “vooluoptikaga” seadmeid. Kõvades röntgenikiirguses vaatlemiseks koosneb varustus aga järgmised osad: 1) tuvastusmehhanism, mis muudab footoni energia elektroonilisteks signaalideks; need signaalid võimaldavad määrata salvestatud energia hulka, kiirguse kestust ja muid kiirguse tunnuseid; 2) spetsiifiline detektorteleskoop, mis kogub röntgenikiirgust kitsaks kiireks ja loob kujutise, mis erineb oma konstruktsioonilt põhimõtteliselt optilisest teleskoobist.

Taevased galaktilised röntgenkiirguse allikad on sageli seotud objekti sisaldavate binaarsüsteemidega kõrge tihedusega näiteks neutrontäht. Sellised süsteemid tekitavad tavaliselt hajutatud kiirgust. Ekstragalaktiliste allikate hulka kuuluvad aktiivsed galaktika tuumad (AGN), galaktikad ja galaktikaparved.

Gammakiirguse astronoomia

Kosmosest tulevad gammakiired jagunevad pehmeteks (lainepikkus alates 0,001 mmkuni 0,0 1 mm) ja "kõva" (lainepikkus väiksem 0,001 mm). Gammakiirguse salvestamise seadmed on oma disainiomaduste järgi detektorid, mitte teleskoobid.

Esimene gammakiirguse astronoomia satelliit oli COS-B (loovutati 1975. aastal). Ta avastas kaks gammakiirguse allikat, mis asuvad galaktika vastaskülgedel. Üks neist on seotud Sõnni tähtkujus asuva Krabi udukoguga, mille supernoova jäänuk on pulsar. Teise allika nimega "Jeminga" olemust pole veel selgitatud. 1991. aastal saatis NASA orbiidile satelliidi GRO (Gamma Ray Observatory, foto 1.5).

Foto 1.5. GRO satelliit (gamma sagedusala)

Gammakiirguse astronoomia peamised avastused: 1) avastati meie Galaktikast pärit hajus (ebaühtlane) gammakiirgus; 2) tuvastati intensiivse kiirgusega allikad Paruse ja Cygnuse tähtkujus; 3) avastati ekstragalaktiline gammakiirguse allikas 3S273.

Neutriino astronoomia

Neutriino on elementaarosake, millel puudub elektrilaeng. 1931. aastal pakkus Šveitsi füüsik Wolfgang Pauli välja sellise osakese olemasolu, nime andis sellele Enrico Fermi (itaalia sõnast "neutrino" - "väike neutron") ja neutriino avastati eksperimentaalselt alles 1956. aastal. väga nõrk interaktsioon ainega

Astrofüüsika seisukohalt on neutriinodel suur tähtsus. Praegu tehakse katseid neutriino massi arvutamiseks: seni arvatakse, et see on väiksem kui 1/25000 elektroni mass. Kui neutriinode mass osutub tõesti nullist erinevaks, võivad need, nagu soovitatud, koosneda osadest tumeaine Universum. Lisaks tekib Päikese ja teiste tähtede sees toimuvate tuumareaktsioonide käigus suurel hulgal neutriinosid, vähendades seeläbi nende radioaktiivsust.

Päikeseneutriinod (ja just neid saab tuvastada) tabavad Maad märgatavates kogustes (kuid vähem kui teoreetiliselt eeldati). Iga 1 cm 2 maapinnast läbib ~ 109 neutriino. Selline voog on ainulaadne ülikiire transpordiliik, mis on võimeline edastama teavet otse Päikese "südamest". Lõpuks tekivad neutriinod alati Supernoova plahvatuse ajal ja seetõttu kannavad nad teavet tähtede evolutsiooni ja nende kompaktsete jäänuste saatuse kohta. Ainus juhtum Muu neutriinoallika kui Päike avastamine oli supernoova 1987A plahvatus Suures Magellani pilves.

Neutriinode väga nõrga vastasmõju tõttu ainega läbivad nad takistamatult (ilma neeldumiseta) Maa läbimõõduga objekte. Seetõttu on neid raske uurida. Neutriinode tuvastamiseks kasutatakse suuri reservuaare – täidetud vaadikujulisi püüniseid keemiline ühend kloori (joon. 1.6) või galliumi baasil. Kloori aatomid interakteeruvad neutriinodega ja muutuvad argooniks. Suur suurus püünised on tingitud mis tahes neutriino ja lõksu ainega interaktsiooni tõenäosuse suurenemisest. Kõigest sellest hoolimata tuvastatakse päeva jooksul vaid üksikud neutriinod.

Riis. 1.6. Devisoni klooridetektori skeem päikeseneutriinode tuvastamiseks

Et vältida juhuslike kõrvaliste signaalide tekkimist, kui teist tüüpi osakesed läbivad püüniste, asetatakse lõks: a) sügavale mägedesse, näiteks Jaapani SuperKamiokande detektor asub 1 km sügavusel mäe sees Jaapanis; b) sügaval maa all näiteks Jaapani maa-alused detektorid Kamiokande-II (1986-1995) ja KamLAND (käivitati 2002) asuvad umbes 1 km sügavusel ja töötavad Vavilovi-Tšerenkovi efekti alusel; c) ookeani põhjas (veel rakendamata); d) Akadeemik A. E. Chudakovi ettepanekul 1970. aastate lõpus Baikali järve vete sügavustes hakati detektorit NT-200 (joonis 1.7) ehitama 1990. aastal rohkem kui 1 km sügavusel ja seejärel esmakordselt registreeriti veealused neutriinod maailmas 1994. aastal; d) Antarktika jääl näiteks detektorid AMANDA, AMANDA-II ja IceCube (joonis 1.8) Amundsen-Scotti jaamas. Sekundaarne kosmiline kiirgus, mis ainega kergesti interakteerub, neeldub mägedes ja vees märkimisväärselt ning neutriinod langevad kergesti lõksu.