ดาราศาสตร์ - มันคืออะไร? ความหมายและประวัติดาราศาสตร์ กล้องโทรทรรศน์ในซีกโลกใต้

“ในวิทยาศาสตร์สมัยใหม่ไม่มีการพัฒนาสาขาใด
เร็วเท่ากับการวิจัยอวกาศ"
เอส.พี. โคโรเลฟ
(1966)

ในช่วงทศวรรษที่ 1930 ขอบคุณการพัฒนา ฟิสิกส์สมัยใหม่การสร้างอุปกรณ์ที่เรียกว่า "ที่ไม่ใช่ออปติคอล" เริ่มต้นขึ้นซึ่งทำให้สามารถวิจัยรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าในช่วงอื่น ๆ ได้ (นอกเหนือจากที่มองเห็นได้) อุปกรณ์ดังกล่าวโดยพื้นฐานแล้วแตกต่างไปจากกล้องโทรทรรศน์แบบใช้แสงและมักติดตั้งบนเรือใกล้โลกและ ดาวเทียมอวกาศ- นี่เป็นเพราะความจริงที่ว่าชั้นบรรยากาศของโลกดูดซับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าเกือบทุกชนิด ยกเว้นที่มองเห็นได้ และเมื่อบันทึกรังสี การเคลื่อนตัวจะเกิดขึ้นกับช่วงอินฟราเรดและคลื่นวิทยุ ในช่วงกลางศตวรรษที่ 20 ในขณะที่มีการพัฒนา ทฤษฎีควอนตัมและฟิสิกส์ของอนุภาคมูลฐาน อุปกรณ์ได้ถูกสร้างขึ้นเพื่อศึกษาปรากฏการณ์จักรวาลในช่วงรังสียูวี รังสีเอกซ์ และแกมมา รวมถึงตัวนับนิวตริโน

ตามกฎแล้วนักดาราศาสตร์สมัยใหม่เป็นผู้เชี่ยวชาญในสาขาการศึกษาจักรวาลในช่วงความถี่หนึ่งของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า อย่างไรก็ตาม มันรวมหลายอย่างเข้าด้วยกัน วิธีการต่างๆการวิจัย (สำหรับช่วงต่างๆ) ซึ่งช่วยให้คุณได้รับข้อมูลที่กว้างขึ้นเกี่ยวกับสิ่งที่สังเกตได้ วัตถุอวกาศหรือปรากฏการณ์.

ตามประเภทของอุปกรณ์ที่ใช้และวิธีการวิจัยทางดาราศาสตร์แบ่งได้หลายส่วน

ดาราศาสตร์วิทยุ

ดาราศาสตร์วิทยุเกิดขึ้นในช่วงทศวรรษที่ 1930 ต้องขอบคุณการทำงานของวิศวกร Karl Jansky และใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุซึ่งต้องใช้สัญญาณรบกวนพิเศษในการปรับแต่ง Jansky พยายามทำความเข้าใจธรรมชาติของเสียงที่รบกวนการสื่อสารทางวิทยุระหว่างสถานีบนโลกและเรือบนชายฝั่ง ค้นพบการรบกวนสองประเภทในปี พ.ศ. 2475 การรบกวนประเภทแรกเกี่ยวข้องกับสภาพอากาศ การรบกวน (เสียงรบกวน) ประเภทที่สองกลายเป็นในเวลานั้น ธรรมชาติที่ไม่รู้จักซ้ำเป็นระยะๆ ทุกวัน การศึกษาในปี 1933 และ 1935 ได้ข้อสรุปว่าเสียงเหล่านี้มาจากใจกลางทางช้างเผือก นักดาราศาสตร์สมัครเล่นและนักวิทยุสมัครเล่น Grout Reber ได้เรียนรู้เกี่ยวกับงานของ Jansky ซึ่งออกแบบในปี 1937 เป็นเสาอากาศพาราโบลาที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 9.5 ม- เขาค้นพบแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุในกลุ่มดาวราศีธนู หงส์แคสสิโอเปีย กลุ่มดาวสุนัขเล็ก ปุปปิส กลุ่มดาวเซอุส และในปี พ.ศ. 2487 ได้ตีพิมพ์แผนที่วิทยุบนท้องฟ้า และยังพบว่าดวงอาทิตย์ก็เป็นแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุด้วย การวิจัยดาราศาสตร์วิทยุเจริญรุ่งเรืองหลังสงครามโลกครั้งที่สอง

วัตถุท้องฟ้าปล่อยคลื่นวิทยุในรูปแบบต่างๆ:

บางตัวปล่อยคลื่นวิทยุโพลาไรซ์ด้วยความเร็วตัวแปร
ส่วนอื่นๆ (โดยเฉพาะพัลซาร์) จะสร้างรังสีซินโครตรอน
นอกจากนี้ คลื่นวิทยุยังสามารถถูกปล่อยออกมาได้เนื่องจากผลกระทบด้านความร้อน เช่น เนื่องจาก อุณหภูมิสูงแหล่งที่มาของพวกเขา
ในที่สุดก็มีการปล่อยคลื่นวิทยุเนื่องจากในอะตอมไฮโดรเจนอิเล็กตรอนตัวเดียวเปลี่ยนทิศทางการหมุน (หมุน) จากนั้นความยาวคลื่นจะมีค่าเดียว 21 ซม(ความถี่ - 1421 เมกะเฮิรตซ์).

เส้นนี้ สเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าได้รับการทำนายตามทฤษฎีในปี พ.ศ. 2487 โดยแจน ออร์ธ มันถูกค้นพบครั้งแรกในปี พ.ศ. 2494 และปัจจุบันทำให้สามารถสังเกตเนบิวลาเย็นและสสารระหว่างดวงดาวได้

การปล่อยคลื่นวิทยุจากวัตถุในอวกาศจะถูกบันทึกโดยใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุ กล้องโทรทรรศน์วิทยุถูกจำแนกประเภท: ก) ขึ้นอยู่กับรูปร่างของเสาอากาศ (พาราโบลาลอยด์ของการหมุน, ทรงกระบอกพาราโบลา); b) ขึ้นอยู่กับประเภทของรูรับแสง (เต็มหรือไม่เต็ม) c) ขึ้นอยู่กับวิธีการวิจัยทางกายภาพ (ตัวสะท้อนแสง, ตัวหักเห)

ตามกฎแล้วกล้องโทรทรรศน์วิทยุใด ๆ ประกอบด้วยสามส่วนหลัก (รูปภาพ 1.1): 1) เสาอากาศที่รับสัญญาณอย่างสะท้อน; 2) เครื่องตรวจจับที่ขยายสัญญาณ 3) ระบบบันทึกและวิเคราะห์ข้อมูล

รูปภาพ 1.1. กล้องโทรทรรศน์วิทยุ “Kvazar-KVO” (Svetloye, เขตเลนินกราด, รัสเซีย)

เสาอากาศอาจมีเส้นผ่านศูนย์กลางหลายสิบหรือหลายร้อยเมตร ในกรณีส่วนใหญ่ เสาอากาศสามารถเปลี่ยนเส้นทางได้เนื่องจากติดตั้งอยู่บนกรอบที่ช่วยให้สามารถวางทิศทางในทิศทางที่ต้องการได้

เพื่อรับ ความละเอียดสูงพวกเขาใช้เทคโนโลยีอินเทอร์เฟอโรเมท และสัญญาณที่เข้าสู่กล้องโทรทรรศน์วิทยุต่างๆ จะถูกรวบรวมและประมวลผลบนคอมพิวเตอร์เครื่องเดียว ในกรณีนี้ กล้องโทรทรรศน์วิทยุตั้งแต่สองตัวขึ้นไปมีบทบาทในการติดตั้งเส้นผ่านศูนย์กลางเดียว เท่ากับระยะทางระหว่างพวกเขา ระยะห่างนี้อาจเป็นไปตามลำดับทวีป ซึ่งในกรณีนี้ระบบจะมีฐานอินเทอร์เฟอโรเมตริกที่กว้าง

กล้องโทรทรรศน์วิทยุได้รับการติดตั้งในส่วนต่างๆ ของโลก (ตารางที่ 1.1)

เสาอากาศ กล้องโทรทรรศน์วิทยุ	ขนาด, ม	ขั้นต่ำ ลงทะเบียนแล้ว ความยาวคลื่น มม	ที่ตั้ง กล้องโทรทรรศน์
ระบบอินเตอร์เฟอโรเมตริกวิทยุ "Kvazar-KVO"	1024×800 640×480		แสงสว่าง (ภูมิภาคเลนินกราด รัสเซีย)
อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์วิทยุรูปกากบาทพลังงานแสงอาทิตย์ (อาร์เรย์ 256 องค์ประกอบ)			บาดารี่ (ไซบีเรีย รัสเซีย)
อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์รูปตัว T (ทรงกระบอกพาราโบลา 2 อัน)			ยา (อิตาลี)
ทรงกระบอกพาราโบลา			อูตี้ (อินเดีย)
กระจกสองชั้น			แนนซี่ (ฝรั่งเศส)
แผ่นสะท้อนแสงทรงกลม			อาเรซิโบ (เปอร์โตริโก)
ส่วนพาราโบลา			กรีนแบงค์ (สหรัฐอเมริกา)
แผ่นสะท้อนแสงแบบพาราโบลา			คัลยาซิน (รัสเซีย)
แผ่นสะท้อนแสงแบบพาราโบลา			แบร์เลคส์ (รัสเซีย)
แผ่นสะท้อนแสงแบบพาราโบลา			โนเบยามะ (ญี่ปุ่น)
แผ่นสะท้อนแสงแบบพาราโบลา			ยา (อิตาลี)
แผ่นสะท้อนแสงแบบพาราโบลา			กรานาดา (สเปน)
พาราโบลอยด์หมุนเต็ม			พุชชิโน (รัสเซีย)
แหวน 895 สะท้อน องค์ประกอบ (RATAN – 600)	1024×768 640×480 1024×800		เซเลนชุกสกายา (ดินแดนสตาฟโรปอล รัสเซีย)
กระจกพาราโบลา			ซิเมนกิ (ภูมิภาคนิซนีนอฟโกรอด รัสเซีย)
พาราโบลาลอยด์สองตัวแห่งการปฏิวัติ			ดมิทรอฟสกายา (ภูมิภาคมอสโก รัสเซีย)

ดาราศาสตร์อินฟราเรด

การสังเกตการณ์อินฟราเรดครั้งแรกเกิดขึ้นโดยบังเอิญในปี ค.ศ. 1800 โดยวิลเลียม เฮอร์เชล เขาสังเกตเห็นว่ามีเทอร์โมมิเตอร์ที่สามารถวัดเกินขีดจำกัดสีแดงได้ สเปกตรัมพลังงานแสงอาทิตย์, บันทึกการเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิ การพัฒนาที่ทันสมัยดาราศาสตร์อินฟราเรดเกิดขึ้นหลังสงครามโลกครั้งที่สอง ซึ่งเป็นช่วงที่มีการพัฒนาอุปกรณ์การมองเห็นตอนกลางคืน

ดวงตาของมนุษย์ตรวจไม่พบรังสีอินฟราเรดและมีคลื่นค่อนข้างยาว - มากถึงประมาณนั้น 100 ไมครอน (0.1 มม- มันถูกดูดซับในชั้นบรรยากาศชั้นบนของโลกโดยไอน้ำเป็นหลัก ดังนั้นในการสังเกตในช่วงนี้จึงจำเป็นต้องติดตั้งกล้องโทรทรรศน์ในที่สูงบ่อยกว่าที่ ลูกโป่ง, เครื่องบิน แต่ตามกฎแล้ว - บนดาวเทียม (รูปภาพ 1.2.)

รูปภาพ 1.2 ดาวเทียมพร้อมอุปกรณ์ดาราศาสตร์อินฟราเรด (ISO - หอดูดาวอวกาศอินฟราเรด - หอดูดาวอวกาศอินฟราเรด)

กล้องโทรทรรศน์ IR ภาคพื้นดินหลักแสดงอยู่ในตารางที่ 4 1.2.

ชื่อ กล้องโทรทรรศน์	ที่ตั้ง และพิกัด	ความสูงด้านบน ระดับ ทะเล ม	รูรับแสง, ม
ยูเคิร์ต	ฮาวาย19 0 50'N, 155 0 28'W
ยูเคิร์ต	ฮาวาย19 0 50'N, 155 0 28'W
อาร์ค
นาซา IRTF	ฮาวาย19 0 50'N, 155 0 28'W

ในทางดาราศาสตร์ ช่วง IR ใช้ในการสังเกตวัตถุที่ค่อนข้างเย็น ดาวเคราะห์ เมฆฝุ่น และดาวฤกษ์ในสเปกตรัมเย็นประเภท K และ M การแผ่รังสีนี้เกิดจากการเคลื่อนที่แบบหมุนและสั่นสะเทือนของโมเลกุลที่ก่อตัวเป็นวัตถุ

ดาราศาสตร์เชิงแสง

กล้องโทรทรรศน์เชิงแสงตัวแรกสำหรับการวิจัยทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์ถูกสร้างขึ้นโดยมีพื้นฐานมาจาก ระบบออปติคัลพัฒนาโดยเคปเลอร์ ปัจจุบันสำหรับ การวิจัยอวกาศในหอดูดาวทางวิทยาศาสตร์เช่นเดียวกับการสังเกตทางดาราศาสตร์สมัครเล่นจะใช้กล้องโทรทรรศน์แบบแสง (ตัวสะท้อนแสงและตัวหักเห) ที่มีการออกแบบทางแสงที่ทันสมัย (รูปภาพ 1.3.)

รูปภาพ 1.3 กล้องโทรทรรศน์แบบแสง LX200 พร้อมระบบแสง Schmidt-Kassegeren Svetloye, Leningrad ภูมิภาค รัสเซีย)

ลักษณะสำคัญของกล้องโทรทรรศน์แสงมีดังนี้

ความยาวท่อแสงกล้องโทรทรรศน์เท่ากับผลรวมของทางยาวโฟกัสของเลนส์และช่องมองภาพ:

L = ` รอบ + ` ประมาณ

อะไรก็ได้ 1 0 ทรงกลมท้องฟ้าแสดงให้เห็นในระนาบโฟกัสของกล้องโทรทรรศน์โดยมีส่วนเท่ากับประมาณ 10/573 ของทางยาวโฟกัสของเลนส์ (หรือกระจก) เลนส์กล้องโทรทรรศน์ให้ภาพที่แท้จริงของวัตถุท้องฟ้าที่จุดโฟกัสหลักซึ่งมีกำลังขยายเท่ากับ

W = ` รอบ / ` ประมาณ

เลนส์กล้องโทรทรรศน์ยังมีลักษณะเฉพาะด้วยอัตราส่วนรูรับแสงหรือ หลุมสัมพัทธ์ซึ่งได้รับจากความสัมพันธ์

A = D / ƒ รอบ

ค่านี้มักจะแสดงเป็นเศษส่วนด้วยโคลอน: 1:2, 1:7, 1:20 เป็นต้น

กำลังการแก้ปัญหา (หรือ ความละเอียดเชิงมุม) ลักษณะดีเจของกล้องโทรทรรศน์ ระยะทางเชิงมุมระหว่างดาวสองดวงที่ไม่รวมกันเมื่อสังเกต ค่าทางทฤษฎีของปริมาณนี้ถูกกำหนดเนื่องจากปรากฏการณ์การเลี้ยวเบนของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความยาวคลื่น lam ภายในเส้นผ่านศูนย์กลางของเลนส์กล้องโทรทรรศน์ D:

∆φ γ แล /D.

หากเลนส์กล้องโทรทรรศน์เป็นแบบโฟกัสยาวและมีอัตราส่วนรูรับแสง

D / ƒ รอบ< 1 / 12 ,

จากนั้นสำหรับการคำนวณเชิงปฏิบัติของค่า Δφ ให้ใช้สูตร:

∆φ µ 11.″6/D,

(เส้นผ่านศูนย์กลางของเลนส์วัดเป็นเซนติเมตร Δφ - เป็นส่วนโค้งวินาที) หากกล้องโทรทรรศน์มีเลนส์ประเภทอื่น คุณสามารถใช้สูตรได้:

∆φ µ 13.″8/D,

พลังทะลุทะลวงกล้องโทรทรรศน์มีลักษณะเป็นขนาดสูงสุดของดวงดาวที่มองเห็นได้ผ่านกล้องโทรทรรศน์ในคืนที่ท้องฟ้าแจ่มใส และมีขนาดประมาณเท่ากับ

ม. หยาบคาย 7.5 + 5 บันทึก D,

(ดี– เป็นเซนติเมตร)

คุณลักษณะอีกประการหนึ่งของเครื่องมือดาราศาสตร์ฟิสิกส์เชิงสเปกตรัมก็คือ พลังการแยกสเปกตรัม, เท่ากัน

(Δλ - ช่วงเวลาต่ำสุดระหว่างเส้นสเปกตรัมใกล้สองเส้นที่มีความยาวคลื่นเฉลี่ย แลม ซึ่งยังคงบันทึกแยกกัน)

ลักษณะสำคัญของอุปกรณ์สเปกตรัมคือ:

— การกระจายตัวเชิงมุม

(Δαคือมุมระหว่างรังสีของแสงที่ผ่านองค์ประกอบที่กระจายตัว - ปริซึม ตะแกรงเลี้ยวเบน– และความยาวคลื่นต่างกัน Δแล)

— การกระจายตัวเชิงเส้น

C′ = ƒ Δα / Δแล

(ƒ – ความยาวโฟกัสของระบบออพติคัลที่อยู่ด้านหลังองค์ประกอบการกระจายตัว)

ข้อมูลบางอย่างเกี่ยวกับกล้องโทรทรรศน์แบบใช้แสงที่ใหญ่ที่สุดในโลกแสดงอยู่ในตาราง 1.3:

ชื่อ กล้องโทรทรรศน์	ที่ตั้ง และพิกัด	ความสูงด้านบน ระดับ ทะเล ม	รูรับแสง, ม	บันทึก
เคะ	ฮาวาย19 0 50'N, 155 0 28'W
งานอดิเรก-Eberly				กระจกแบ่งส่วนทรงกลม
ซูบารุ	ฮาวาย19 0 50'N, 155 0 28'W			กระจกประกอบด้วย 36 ส่วน
ครับ	ชิลี24 0 38'S, 70 0 24'W			ในอนาคต - หนึ่งในโมดูลของกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่พิเศษ
ราศีเมถุนเหนือ	ฮาวาย19 0 50'N, 155 0 28'W
มมท	สหรัฐอเมริกา แอริโซนา31 0 41'N, 110 0 53'W
วอลเตอร์ เบด	ชิลี29 0 00.2'S, 4 0 42'48″W
กล้องโทรทรรศน์อะซิมัทขนาดใหญ่	รัสเซีย, นิจนี อาร์คฮีซ43 0 39'N, 41 0 26'E
เฮล	สหรัฐอเมริกา แคลิฟอร์เนีย33 0 21'N, 116 p 52'W
วิลเลียม เฮอร์เชล	สเปน, หมู่เกาะคะเนรี 28 0 46'N, 17 0 53'W
วิคเตอร์ บลังโก	ชิลี30 0 10'S, 70 0 49'W
แองโกล-ออสเตรเลีย
เมย์ออล
"360"	ชิลี29 0 15'S, 70 0 44'W
เทเลสโกปิโอ นาซิโอนาเล กาลิเลโอ				เป็นของอิตาลี
MPI-CAHA	สเปน37 0 13'N, 2 0 33'W
เทคโนโลยีใหม่	ชิลี29 0 15'S, 70 0 44'W
อาร์ค	นิวเม็กซิโก32 0 47'N, 105 0 49'W			การควบคุมระยะไกล
วีน	สหรัฐอเมริกา แอริโซนา31 0 57'N, 111 0 47'W
เชน	สหรัฐอเมริกา แคลิฟอร์เนีย37 0 21'N, 121 p 38'W
โนโดะ	นิวเม็กซิโก32 0 59'N, 105 0 44'W			กระจกเหลว
ฮาร์ลาน สมิธ	สหรัฐอเมริกา, เท็กซัส30 0 40'N, 104 0 1'W
เบ้า	อาร์เมเนีย40 0 20'N, 44 0 17'E
ส่องแสง	ยูเครน, ไครเมีย44 0 44'N, 34 0 E
โสเภณี
ไอแซก นิวตัน	สเปน, หมู่เกาะคะเนรี 28 0 45'N, 17 0 53'W
นอร์ดิกออฟติคัล	สเปน, หมู่เกาะคะเนรี 28 0 45'N, 17 0 53'W
ดูปองต์	ชิลี29 0 00.2'S, 4 0 42'W
การสำรวจท้องฟ้าดิจิทัลของสโลน	นิวเม็กซิโก32 0 47'N, 105 0 49'W			ขอบเขตการมองเห็นของเครื่องตรวจจับที่กว้างมาก
ชารา	สหรัฐอเมริกา แคลิฟอร์เนีย34 0 13'N, 118 0 4'W			อินเทอร์เฟอโรมิเตอร์ด้วย 6 กล้องโทรทรรศน์พื้นฐานหนึ่งเมตร
ฮิลต์เนอร์	สหรัฐอเมริกา แอริโซนา31 0 57'N, 111 0 37'W
อนุ	ออสเตรเลีย31 0 17'S, 149 0 04'E
บก	สหรัฐอเมริกา แอริโซนา31 0 57'N, 111 0 37'W
ไวนุ บัพปุ	อินเดีย12 0 34'N, 78 0 50'E
ESO-MPI	ชิลี29 0 15'S, 70 0 44'W
สหประชาชาติ	ฮาวาย19 0 50'N, 155 0 28'W

ดาราศาสตร์อัลตราไวโอเลต

รังสียูวีถูกชั้นบรรยากาศดูดซับ โดยเฉพาะโอโซนและโมเลกุลออกซิเจน ตามอัตภาพ มันถูกแบ่งออกเป็นความยาวคลื่นใกล้เคียงจนถึง 3000 ¸ 900 อังสตรอม(หรือ 300 ¸ 90 นาโนเมตร) และไกลด้วยความยาวคลื่น 900 ¸ 100 อังสตรอม (90 ¸ 10 นาโนเมตร).

การสังเกตการณ์อวกาศในช่วงรังสียูวีนั้นดำเนินการจากดาวเทียมอวกาศ มีการใช้งานครั้งแรกในปี 1950 เมื่อสังเกตดวงอาทิตย์โดยใช้อุปกรณ์บนจรวด ตั้งแต่ปี 1960 จึงสามารถสังเกตดาวที่สว่างที่สุดในช่วงนี้ได้ อย่างไรก็ตาม ขีปนาวุธก็สามารถเข้าถึงได้ ความสูงสูงสุดแค่ 150 กมและถึงแม้จะอยู่ได้ไม่นาน – เพียงไม่กี่นาที ดังนั้นปัจจุบันดาวเทียมจึงถูกนำมาใช้ในการสังเกตการณ์ในช่วง UV ใกล้ และอุปกรณ์ก็คล้ายกับกล้องโทรทรรศน์แบบใช้แสง ข้อมูลที่สำคัญที่สุดจัดทำโดย: ก) ดาวเทียม OAO-2 (เปิดตัวในปี 1970); b) โพรบ IUE (รังสีอัลตราไวโอเลตนานาชาติ เปิดตัวในปี 1978) c) โพรบ EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer เปิดตัวในปี 1992 รูปภาพ 1.4) ง) กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (แม้ว่าจะมองเห็นระยะการทำงานหลักได้ก็ตาม)

รูปภาพ 1.4. ดาวเทียม EUVE (ช่วง UV)

ตัวอย่างของอุปกรณ์ภาคพื้นดินที่ใช้ในช่วงแสงยูวีใกล้เพื่อการสื่อสารคือระบบควอนตัมออปติคัล (QOS) ของ Sazhen-TM-BIS ซึ่งบันทึกความยาวคลื่น 532 นาโนเมตร(Svetloye ภูมิภาคเลนินกราด รัสเซีย)

สำหรับการสังเกตในช่วง UV ระยะไกลนั้น กล้องโทรทรรศน์ที่คล้ายกับเลนส์ออพติคอลไม่สามารถนำมาใช้ได้ เนื่องจากโฟตอน พลังงานสูงจะไม่ถูกสะท้อน แต่จะถูกดูดซับโดยตัวสะท้อนแสงเอง ดังนั้นพวกเขาจึงใช้อุปกรณ์ที่มีเลนส์ไหลรอบ เช่น รังสียูวีตกกระทบกับตัวสะท้อนแสงซึ่งไม่ใช่เส้นตรง แต่เป็นมุมกว้าง

ความสำเร็จหลักของดาราศาสตร์ยูวี: 1) การระบุรัศมีก๊าซเย็นของทางช้างเผือกและกาแลคซีอื่นๆ 2) การตรวจจับลมดาวฤกษ์ ได้แก่ การสูญเสียสสารโดยดวงดาว 3) การศึกษาวิวัฒนาการของระบบไบนารี 4) การระบุการปล่อยไอน้ำจากดาวหาง 5) การศึกษาสเปกตรัมของซูเปอร์โนวา SN1987A

ดาราศาสตร์เอ็กซ์เรย์

อุปกรณ์สำหรับการลงทะเบียนและการวิเคราะห์ การฉายรังสีเอกซ์เป็นเครื่องตรวจจับมากกว่ากล้องโทรทรรศน์ มันถูกติดตั้งบนดาวเทียมและในขั้นตอนแรกของการพัฒนาดาราศาสตร์เอ็กซ์เรย์ - บนบอลลูนที่ระดับความสูง ~ 40 กมแล้วก็บนจรวด โดยเฉพาะอย่างยิ่งในปี พ.ศ. 2491 เมื่อติดตั้งอุปกรณ์บนจรวด V2 ก็เป็นไปได้ที่จะตรวจจับรังสีเอกซ์จากดวงอาทิตย์ และในปี พ.ศ. 2503 ได้รับภาพแรกของดวงอาทิตย์ในช่วงรังสีเอกซ์ ในปี พ.ศ. 2505 ทีมนักวิทยาศาสตร์รวมทั้งนักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี รอสซี และจิอัคโคนี ติดเครื่องนับไกเกอร์กับจรวดที่กินเวลา 350 วินาที และค้นพบแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ในกลุ่มดาวแมงป่อง ในปี พ.ศ. 2509 มีการค้นพบแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์นอกกาแลคซีแห่งแรก - กาแลคซีทรงรีขนาดยักษ์ M87

ดาวเทียมดวงแรกที่บรรทุกอุปกรณ์เอ็กซ์เรย์คือ Uhuru (เปิดตัวในปี 1970) ตามมาด้วยดาวเทียมไอน์สไตน์ (เปิดตัวในปี พ.ศ. 2521) HEAO (หอดูดาวดาราศาสตร์พลังงานสูง) และอื่นๆ ดาวเทียมใหม่ล่าสุดประเภทนี้คือดาวเทียม European XMM (เปิดตัวในปี 1999 รูปภาพ 1.4)

รูปภาพ 1.4. ดาวเทียม XMM (แถบเอ็กซ์เรย์)

ช่วงรังสีเอกซ์ของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้ายังแบ่งตามอัตภาพออกเป็นสองส่วน: ก) รังสีเอกซ์แบบ “อ่อน” (ความยาวคลื่นจาก 1 มมถึง 10 มม- b) รังสี "แข็ง" (ความยาวคลื่นจาก 0.01 มมถึง 1 มม- หากสัญญาณไม่แรงมาก ให้ใช้อุปกรณ์ที่มี "โฟลว์ออปติก" ในช่วงที่นุ่มนวล อย่างไรก็ตามสำหรับการสังเกตด้วยรังสีเอกซ์ชนิดแข็ง อุปกรณ์ประกอบด้วย ส่วนต่อไปนี้: 1) กลไกการตรวจจับที่แปลงพลังงานโฟตอนเป็นสัญญาณอิเล็กทรอนิกส์ สัญญาณเหล่านี้ทำให้สามารถกำหนดปริมาณพลังงานที่บันทึกไว้ ระยะเวลาของการแผ่รังสี และลักษณะอื่น ๆ ของการแผ่รังสี 2) กล้องโทรทรรศน์ตรวจจับเฉพาะที่รวบรวมรังสีเอกซ์เข้ามา ขนมปังแคบและสร้างภาพที่มีพื้นฐานการออกแบบแตกต่างไปจากกล้องโทรทรรศน์แบบใช้แสง

แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ทางช้างเผือกบนท้องฟ้ามักเกี่ยวข้องกับ ระบบไบนารีประกอบด้วยวัตถุที่มีความหนาแน่นสูง เช่น ดาวนิวตรอน ระบบดังกล่าวมักจะปล่อยรังสีกระจายออกมา แหล่งที่มานอกกาแลคซี ได้แก่ นิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์ (AGN) กาแล็กซี และกระจุกดาราจักร

ดาราศาสตร์รังสีแกมมา

รังสีแกมมาจากอวกาศแบ่งออกเป็น “อ่อน” (ความยาวคลื่นจาก 0.001 มมสูงถึง 0.0 1 มม) และ “แข็ง” (ความยาวคลื่นน้อยกว่า 0.001 มม- อุปกรณ์สำหรับบันทึกรังสีแกมมาตามลักษณะการออกแบบแล้ว ถือเป็นอุปกรณ์ตรวจจับ ไม่ใช่กล้องโทรทรรศน์

ดาวเทียมดาราศาสตร์รังสีแกมมาดวงแรกคือ COS-B (เปิดตัวในปี พ.ศ. 2518) เขาค้นพบแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาสองแหล่งที่ตั้งอยู่บนนั้น ฝั่งตรงข้ามกาแลคซี่ หนึ่งในนั้นมีความเกี่ยวข้องกับเนบิวลาปูในกลุ่มดาวราศีพฤษภ ซึ่งเป็นเศษซูเปอร์โนวาที่เหลืออยู่คือพัลซาร์ ลักษณะของแหล่งข่าวรายที่สองที่เรียกว่า “เจมิงกา” ยังไม่เป็นที่แน่ชัด ในปี 1991 NASA ได้เปิดตัวดาวเทียม GRO (หอดูดาวรังสีแกมมา ภาพถ่าย 1.5)

รูปภาพ 1.5 ดาวเทียม GRO (แถบแกมมา)

การค้นพบหลักของดาราศาสตร์รังสีแกมมา: 1) ค้นพบรังสีแกมมาแบบกระจาย (ไม่สม่ำเสมอ) จากดาราจักรของเรา; 2) แหล่งกำเนิดรังสีที่รุนแรงถูกระบุในกลุ่มดาวพารัสและหงส์ 3) ค้นพบแหล่งกำเนิดรังสีแกมมา 3S273 ภายนอกกาแลคซี

ดาราศาสตร์นิวตริโน

นิวตริโนเป็นอนุภาคมูลฐานที่ไม่มีประจุไฟฟ้า ในปี พ.ศ. 2474 Wolfgang Pauli นักฟิสิกส์ชาวสวิสเสนอแนะการมีอยู่ของอนุภาคดังกล่าว โดยตั้งชื่อให้โดย Enrico Fermi (จากภาษาอิตาลีว่า "นิวตริโน" - "นิวตรอนตัวน้อย") และนิวตริโนถูกค้นพบโดยการทดลองในปี พ.ศ. 2499 เท่านั้น เนื่องจากมีความอ่อนแอมาก การโต้ตอบกับสสาร

จากมุมมองของฟิสิกส์ดาราศาสตร์ นิวตริโนมี ความสำคัญอย่างยิ่ง- ขณะนี้มีการทดลองเพื่อคำนวณมวลนิวทริโน: จนถึงขณะนี้เชื่อกันว่ามีค่าน้อยกว่า 1/25000 มวลอิเล็กตรอน หากมวลนิวตริโนกลายเป็นไม่จริง เท่ากับศูนย์จึงสันนิษฐานว่าส่วนต่างๆ อาจประกอบด้วยส่วนต่างๆ เหล่านั้น สสารมืดจักรวาล. นอกจากนี้นิวตริโนยังเกิดขึ้นอีกด้วย ปริมาณมากอยู่ระหว่างดำเนินการ ปฏิกิริยานิวเคลียร์ภายในดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์อื่นๆ จึงลดกัมมันตภาพรังสีลง

นิวทริโนแสงอาทิตย์ (และนี่คือนิวตริโนที่สามารถตรวจพบได้) พุ่งชนโลกในปริมาณที่เห็นได้ชัดเจน (แต่น้อยกว่าที่คาดไว้ในทางทฤษฎี) ผ่านทุก ๆ 1 ซม. 2 ของพื้นผิวโลก ~ 109 นิวตริโน กระแสดังกล่าวเป็น "การขนส่ง" ประเภทหนึ่งที่มีความเร็วเป็นพิเศษซึ่งสามารถส่งข้อมูลได้โดยตรงจาก "หัวใจ" ของดวงอาทิตย์ สุดท้าย นิวตริโนมักก่อตัวขึ้นระหว่างการระเบิดของซูเปอร์โนวา จึงมีข้อมูลเกี่ยวกับวิวัฒนาการของดาวฤกษ์และชะตากรรมของเศษซากที่อัดแน่นของมัน กรณีเดียวเท่านั้นการค้นพบแหล่งกำเนิดนิวตริโนนอกเหนือจากดวงอาทิตย์คือการระเบิดของซุปเปอร์โนวา 1987A ในเมฆแมกเจลแลนใหญ่

เนื่องจากปฏิกิริยาระหว่างนิวตริโนกับสสารมีน้อยมาก พวกมันจึงผ่านวัตถุที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางของโลกได้อย่างไม่มีข้อจำกัด (โดยไม่มีการดูดซึม) ดังนั้นจึงเป็นเรื่องยากที่จะศึกษา ในการตรวจจับนิวทริโนจะใช้แหล่งกักเก็บขนาดใหญ่ - กับดักรูปถังที่เต็มไปด้วยสารประกอบทางเคมีที่มีคลอรีน (รูปที่ 1.6) หรือแกลเลียม อะตอมของคลอรีนทำปฏิกิริยากับนิวตริโนและกลายเป็นอาร์กอน ขนาดใหญ่กับดักเกิดจากการเพิ่มความน่าจะเป็นที่จะมีปฏิกิริยาระหว่างนิวตริโนกับสารของกับดัก แม้จะมีทั้งหมดนี้ มีการตรวจพบนิวตริโนเพียงไม่กี่ตัวในระหว่างวัน

ข้าว. 1.6. แผนผังของเครื่องตรวจจับคลอรีน Devison สำหรับการตรวจจับนิวทริโนแสงอาทิตย์

เพื่อหลีกเลี่ยงไม่ให้สัญญาณภายนอกเกิดขึ้นโดยไม่ได้ตั้งใจเมื่ออนุภาคประเภทอื่นผ่านกับดัก กับดักจะถูกวาง: ก) ลึกเข้าไปในภูเขา ตัวอย่างเช่น เครื่องตรวจจับ SuperKamiokande ของญี่ปุ่นตั้งอยู่ที่ระดับความลึก 1 กม. ภายในภูเขาในญี่ปุ่น; b) ตัวอย่างเช่นใต้ดินลึก เครื่องตรวจจับใต้ดินของญี่ปุ่น Kamiokande-II (1986-1995) และ KamLAND (เปิดตัวในปี 2545) ตั้งอยู่ที่ระดับความลึกประมาณ 1 กม. และทำงานตามเอฟเฟกต์ Vavilov-Cherenkov c) บนพื้นมหาสมุทร (ยังไม่ได้ดำเนินการ) d) ในส่วนลึกของน่านน้ำของทะเลสาบไบคาลตามที่นักวิชาการ A.E. Chudakov เสนอในช่วงปลายทศวรรษ 1970 การก่อสร้างเครื่องตรวจจับ NT-200 (รูปที่ 1.7) เริ่มขึ้นในปี 1990 ที่ระดับความลึกมากกว่า 1 กม. จากนั้นสำหรับ ครั้งแรกในการลงทะเบียนนิวตริโนใต้น้ำในโลกในปี 1994 d) ในน้ำแข็งแอนตาร์กติก ตัวอย่างเช่น เครื่องตรวจจับ AMANDA, AMANDA-II และ IceCube (รูปที่ 1.8) ที่สถานี Amundsen-Scott รอง รังสีคอสมิกซึ่งมีปฏิกิริยากับสสารได้ง่าย ถูกดูดซับโดยภูเขาและน้ำอย่างมาก และนิวตริโนก็ตกหลุมพรางได้ง่าย

อาจไม่มีใครบนโลกทั้งใบที่ไม่เคยคิดถึงจุดริบหรี่แปลก ๆ บนท้องฟ้าที่มองเห็นได้ในตอนกลางคืน ทำไมดวงจันทร์ถึงโคจรรอบโลก? ดาราศาสตร์ศึกษาทั้งหมดนี้และอีกมากมาย ดาวเคราะห์ ดวงดาว ดาวหาง คืออะไร คราสจะเกิดขึ้นเมื่อใด และเหตุใดกระแสน้ำจึงเกิดขึ้นในมหาสมุทร วิทยาศาสตร์ตอบคำถามเหล่านี้และคำถามอื่นๆ อีกมากมาย มาทำความเข้าใจการก่อตัวและความสำคัญของมันต่อมนุษยชาติกันดีกว่า

ความหมายและโครงสร้างของวิทยาศาสตร์

ดาราศาสตร์เป็นศาสตร์แห่งโครงสร้างและกำเนิดต่างๆ ร่างกายของจักรวาลกลศาสตร์ท้องฟ้าและพัฒนาการของจักรวาล ชื่อของมันมาจากคำภาษากรีกโบราณสองคำ คำแรกหมายถึง "ดวงดาว" และคำที่สอง - "การสถาปนาประเพณี"

ฟิสิกส์ดาราศาสตร์ศึกษาองค์ประกอบและคุณสมบัติ เทห์ฟากฟ้า- ส่วนย่อยของมันคือดาราศาสตร์ดาวฤกษ์

กลศาสตร์ท้องฟ้าตอบคำถามเกี่ยวกับการเคลื่อนที่และปฏิสัมพันธ์ของวัตถุในอวกาศ

Cosmogony เกี่ยวข้องกับต้นกำเนิดและวิวัฒนาการของจักรวาล

ดังนั้นวันนี้ก็ปกติ วิทยาศาสตร์โลกโดยใช้ เทคโนโลยีที่ทันสมัยสามารถขยายสาขาการวิจัยไปไกลเกินขอบเขตของโลกของเรา

วิชาและงาน

ในอวกาศปรากฎว่ามีวัตถุและวัตถุต่าง ๆ มากมาย จริงๆ แล้วสิ่งเหล่านี้ทั้งหมดได้รับการศึกษาและเป็นหัวข้อของดาราศาสตร์ กาแล็กซีและดวงดาว ดาวเคราะห์และอุกกาบาต ดาวหางและปฏิสสาร ทั้งหมดนี้เป็นเพียงหนึ่งในร้อยของคำถามที่วินัยนี้ตั้งขึ้น

เมื่อเร็ว ๆ นี้ โอกาสในทางปฏิบัติที่น่าทึ่งได้เกิดขึ้น นับตั้งแต่นั้นมา นักบินอวกาศ (หรืออวกาศ) ก็ได้ยืนเคียงบ่าเคียงไหล่กับนักวิจัยทางวิชาการอย่างภาคภูมิใจ

มนุษยชาติใฝ่ฝันถึงสิ่งนี้มาเป็นเวลานาน เรื่องแรกที่รู้จักคือ Somnium ซึ่งเขียนขึ้นในช่วงไตรมาสแรกของศตวรรษที่สิบเจ็ด และเฉพาะในศตวรรษที่ 20 ผู้คนเท่านั้นที่สามารถมองโลกของเราจากภายนอกและเยี่ยมชมดาวเทียมของโลก - ดวงจันทร์ได้

หัวข้อทางดาราศาสตร์ไม่ได้จำกัดอยู่เพียงปัญหาเหล่านี้เท่านั้น ต่อไปเราจะพูดคุยในรายละเอียดเพิ่มเติม

ใช้เทคนิคอะไรในการแก้ปัญหา? สิ่งแรกและเก่าแก่ที่สุดคือการสังเกต คุณสมบัติต่อไปนี้เพิ่งปรากฏขึ้นเมื่อไม่นานมานี้ นี่คือรูปถ่ายเปิดตัว สถานีอวกาศและดาวเทียมประดิษฐ์

คำถามเกี่ยวกับการกำเนิดและวิวัฒนาการของจักรวาลและวัตถุแต่ละชิ้นยังไม่สามารถศึกษาได้เพียงพอ ประการแรก มีวัสดุสะสมไม่เพียงพอ และประการที่สอง วัตถุจำนวนมากอยู่ไกลเกินไปสำหรับการศึกษาที่แม่นยำ

ประเภทของการสังเกต

ในตอนแรก มนุษยชาติสามารถอวดอ้างได้เพียงการสังเกตท้องฟ้าด้วยสายตาธรรมดาเท่านั้น แต่ถึงแม้วิธีการดั้งเดิมนี้ก็ยังให้ผลลัพธ์ที่น่าอัศจรรย์ซึ่งเราจะพูดถึงในภายหลัง

ดาราศาสตร์และอวกาศมีความเชื่อมโยงกันมากขึ้นในปัจจุบันมากกว่าที่เคย วัตถุมีการศึกษาโดยใช้ เทคโนโลยีใหม่ล่าสุดซึ่งทำให้มีการพัฒนาสาขาวิชานี้ขึ้นหลายสาขา มาทำความรู้จักกับพวกเขากันดีกว่า

วิธีการทางแสง รุ่นเก่าที่สุดการสังเกตด้วยตาเปล่าโดยใช้กล้องส่องทางไกล กล้องโทรทรรศน์, กล้องโทรทรรศน์ รวมถึงภาพถ่ายที่เพิ่งประดิษฐ์ขึ้นใหม่ด้วย

หัวข้อถัดไปเกี่ยวข้องกับการบันทึกรังสีอินฟราเรดในอวกาศ ใช้ในการบันทึกวัตถุที่มองไม่เห็น (เช่น ที่ซ่อนอยู่หลังเมฆก๊าซ) หรือองค์ประกอบของเทห์ฟากฟ้า

ความสำคัญของดาราศาสตร์ไม่สามารถประเมินสูงเกินไปได้ เพราะมันตอบคำถามนิรันดร์ข้อหนึ่ง: เรามาจากไหน?

เทคนิคต่อไปนี้สำรวจเอกภพเพื่อหารังสีแกมมา คลื่นรังสีเอกซ์ และรังสีอัลตราไวโอเลต

นอกจากนี้ยังมีเทคนิคที่ไม่เกี่ยวข้องกับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าอีกด้วย โดยเฉพาะอย่างยิ่ง หนึ่งในนั้นมีพื้นฐานมาจากทฤษฎีนิวตริโนนิวเคลียส อุตสาหกรรมคลื่นความโน้มถ่วงศึกษาพื้นที่เกี่ยวกับการแพร่กระจายของการกระทำทั้งสองนี้
ดังนั้นประเภทของการสังเกตที่รู้จักกันใน เวลาปัจจุบันขยายขีดความสามารถของมนุษยชาติในการสำรวจอวกาศอย่างมีนัยสำคัญ

เรามาดูกระบวนการสร้างวิทยาศาสตร์นี้กัน

ต้นกำเนิดและขั้นตอนแรกของการพัฒนาวิทยาศาสตร์

ในสมัยโบราณ ในยุคระบบชุมชนดั้งเดิม ผู้คนเพิ่งเริ่มทำความคุ้นเคยกับโลกและระบุปรากฏการณ์ต่างๆ พวกเขาพยายามทำความเข้าใจการเปลี่ยนแปลงของกลางวันและกลางคืน ฤดูกาลของปี พฤติกรรมของสิ่งที่ไม่อาจเข้าใจได้ เช่น ฟ้าร้อง ฟ้าผ่า และดาวหาง สิ่งที่ดวงอาทิตย์และดวงจันทร์ยังคงเป็นปริศนาจึงถือว่าเป็นเทพ
อย่างไรก็ตาม ถึงกระนั้น ในสมัยรุ่งเรืองของอาณาจักรสุเมเรียน นักบวชในซิกกุรัตก็ทำมามากพอแล้ว การคำนวณที่ซับซ้อน- พวกเขาแบ่งดวงดาราที่มองเห็นออกเป็นกลุ่มดาว ระบุ “เข็มขัดนักษัตร” ที่รู้จักกันในปัจจุบัน และพัฒนาปฏิทินจันทรคติซึ่งประกอบด้วยสิบสามเดือน พวกเขายังได้ค้นพบ "วัฏจักรเมโทเนียน" แม้ว่าชาวจีนจะทำสิ่งนี้ก่อนหน้านี้เล็กน้อยก็ตาม

ชาวอียิปต์ศึกษาเทห์ฟากฟ้าอย่างต่อเนื่องและลึกซึ้งยิ่งขึ้น พวกเขามีสถานการณ์ที่น่าทึ่งอย่างยิ่ง น้ำท่วมแม่น้ำไนล์เมื่อต้นฤดูร้อน ในเวลานี้มันเริ่มปรากฏบนขอบฟ้าซึ่งซ่อนตัวอยู่ในท้องฟ้าของซีกโลกอื่นในฤดูหนาว

ในอียิปต์ พวกเขาเริ่มแบ่งวันออกเป็น 24 ชั่วโมงเป็นครั้งแรก แต่ในช่วงต้นสัปดาห์ของพวกเขามีสิบวัน นั่นคือเดือนนั้นประกอบด้วยสามทศวรรษ

อย่างไรก็ตาม การพัฒนาที่ยิ่งใหญ่ที่สุดดาราศาสตร์โบราณมีต้นกำเนิดในประเทศจีน ที่นี่พวกเขาสามารถคำนวณความยาวของปีได้อย่างแม่นยำเกือบสามารถทำนายแสงอาทิตย์และได้ จันทรุปราคาเก็บบันทึกดาวหาง จุดดับดวงอาทิตย์ และอื่นๆ ปรากฏการณ์ที่ผิดปกติ- ในตอนท้ายของสหัสวรรษที่สองก่อนคริสต์ศักราช หอดูดาวแห่งแรกก็ปรากฏขึ้น

สมัยโบราณ

ประวัติศาสตร์ดาราศาสตร์ในความเข้าใจของเราเป็นไปไม่ได้หากไม่มีกลุ่มดาวกรีกและคำศัพท์ในกลศาสตร์ท้องฟ้า แม้ว่าในตอนแรกชาวเฮลเลเนสจะเข้าใจผิดมาก แต่เมื่อเวลาผ่านไปพวกเขาก็สามารถสังเกตได้อย่างแม่นยำ ตัวอย่างเช่น ข้อผิดพลาดคือพวกเขาถือว่าดาวศุกร์ซึ่งปรากฏในตอนเช้าและตอนเย็นเป็นวัตถุสองชิ้นที่แตกต่างกัน

คนแรกที่ให้ความสนใจเป็นพิเศษกับความรู้ด้านนี้คือชาวพีทาโกรัส พวกเขารู้ว่าโลกมีรูปร่างเป็นทรงกลม และกลางวันและกลางคืนสลับกันเพราะมันหมุนรอบแกนของมัน

อริสโตเติลสามารถคำนวณเส้นรอบวงของโลกของเราได้ แม้ว่าเขาจะถูกเข้าใจผิดด้วยปัจจัยสองเท่า แต่ความแม่นยำดังกล่าวก็ยังสูงในเวลานั้น ฮิปปาร์คัสสามารถคำนวณความยาวของปีและแนะนำแนวคิดทางภูมิศาสตร์ เช่น ละติจูดและลองจิจูด รวบรวมตารางสุริยุปราคาและจันทรุปราคา จากนั้นสามารถทำนายปรากฏการณ์เหล่านี้ได้ด้วยความแม่นยำสองชั่วโมง นักอุตุนิยมวิทยาของเราควรเรียนรู้จากเขา!

ผู้ส่องสว่างคนสุดท้ายของโลกยุคโบราณคือคลอดิอุส ปโตเลมี ประวัติศาสตร์ดาราศาสตร์ได้รักษาชื่อของนักวิทยาศาสตร์คนนี้ไว้ตลอดไป ความผิดพลาดอันยอดเยี่ยมที่สุดที่กำหนดการพัฒนาของมนุษยชาติมายาวนาน เขาได้พิสูจน์สมมติฐานตามที่โลกอาศัยอยู่และเทห์ฟากฟ้าทั้งหมดหมุนรอบโลก ต้องขอบคุณศาสนาคริสต์ที่เข้มแข็งซึ่งเข้ามาแทนที่โลกโรมัน วิทยาศาสตร์หลายอย่างจึงถูกละทิ้งไป เช่น ดาราศาสตร์ด้วย ไม่มีใครสนใจว่ามันคืออะไรหรือเส้นรอบวงของโลกเป็นอย่างไร พวกเขาโต้เถียงกันมากขึ้นเกี่ยวกับจำนวนทูตสวรรค์ที่จะพอดีกับรูเข็ม ดังนั้นโครงการ geocentric ของโลกจึงกลายเป็นตัวชี้วัดความจริงมาหลายศตวรรษ

ดาราศาสตร์อินเดีย

ชาวอินคามองท้องฟ้าแตกต่างจากคนอื่นๆ เล็กน้อย หากเราหันมาใช้คำนี้ ดาราศาสตร์คือศาสตร์แห่งการเคลื่อนไหวและคุณสมบัติของเทห์ฟากฟ้า ก่อนอื่นชาวอินเดียนแดงของชนเผ่านี้แยกออกและเคารพ "แม่น้ำใหญ่แห่งสวรรค์" โดยเฉพาะอย่างยิ่ง - ทางช้างเผือก- บนโลก ความต่อเนื่องของมันคือ Vilcanota ซึ่งเป็นแม่น้ำสายหลักใกล้กับเมือง Cusco ซึ่งเป็นเมืองหลวงของอาณาจักรอินคา เชื่อกันว่าดวงอาทิตย์ตกทางทิศตะวันตกแล้วจมลงสู่ก้นแม่น้ำสายนี้แล้วผ่านไป ภาคตะวันออกท้องฟ้า.

เป็นที่ทราบกันดีอยู่แล้วว่าอินคาระบุดาวเคราะห์ต่อไปนี้ - ดวงจันทร์ ดาวพฤหัสบดี ดาวเสาร์ และดาวศุกร์ และหากไม่มีกล้องโทรทรรศน์ พวกเขาได้สังเกตการณ์ว่ามีเพียงกาลิเลโอเท่านั้นที่สามารถทำซ้ำได้ด้วยความช่วยเหลือของเลนส์

หอดูดาวของพวกเขามีเสาสิบสองต้นซึ่งตั้งอยู่บนเนินเขาใกล้เมืองหลวง ด้วยความช่วยเหลือของพวกเขา ตำแหน่งของดวงอาทิตย์บนท้องฟ้าจึงถูกกำหนดและบันทึกการเปลี่ยนแปลงของฤดูกาลและเดือน

ชาวมายันต่างจากชาวอินคาที่พัฒนาความรู้อย่างลึกซึ้งมาก พวกเขารู้จักการศึกษาดาราศาสตร์ส่วนใหญ่ในปัจจุบัน พวกเขาคำนวณความยาวของปีได้แม่นยำมาก โดยแบ่งเดือนออกเป็นสองสัปดาห์จากสิบสามวัน จุดเริ่มต้นของเหตุการณ์ถือเป็น 3113 ปีก่อนคริสตกาล

ดังนั้นเราจึงเห็นว่าใน โลกโบราณและในบรรดาชนเผ่า "อนารยชน" ตามที่ชาวยุโรป "อารยะ" พิจารณาพวกเขา การศึกษาดาราศาสตร์อยู่ในระดับที่สูงมาก ระดับสูง- เรามาดูกันว่ายุโรปจะอวดอะไรได้บ้างหลังจากการล่มสลายของรัฐโบราณ

ยุคกลาง

ต้องขอบคุณความกระตือรือร้นของการสืบสวนในช่วงปลายยุคกลางและการพัฒนาที่อ่อนแอของชนเผ่าในช่วงแรกของช่วงเวลานี้ วิทยาศาสตร์จำนวนมากจึงก้าวถอยหลัง หากในยุคโบราณผู้คนรู้ว่ามีการศึกษาดาราศาสตร์ และหลายคนสนใจข้อมูลดังกล่าว เทววิทยาในยุคกลางก็มีการพัฒนามากขึ้น การพูดถึงโลกที่กลมและดวงอาทิตย์ที่อยู่ตรงกลางอาจทำให้คุณถูกไฟคลอกได้ คำที่คล้ายกันถูกมองว่าเป็นการดูหมิ่นศาสนา และผู้คนถูกเรียกว่าคนนอกรีต

น่าแปลกที่การฟื้นฟูเกิดขึ้นจากทางทิศตะวันออกผ่านเทือกเขาพิเรนีส ชาวอาหรับนำความรู้มาสู่คาตาโลเนียซึ่งบรรพบุรุษของพวกเขาเก็บรักษาไว้ตั้งแต่สมัยอเล็กซานเดอร์มหาราช

ในศตวรรษที่ 15 พระคาร์ดินัลแห่งคูซาแสดงความเห็นว่าจักรวาลไม่มีที่สิ้นสุด และปโตเลมีคิดผิด คำพูดดังกล่าวเป็นการดูหมิ่นศาสนาแต่ล้ำหน้าไปมาก ดังนั้นพวกเขาจึงถือว่าไร้สาระ

แต่การปฏิวัติเกิดขึ้นโดยโคเปอร์นิคัสซึ่งก่อนที่เขาจะเสียชีวิตได้ตัดสินใจตีพิมพ์งานวิจัยตลอดชีวิตของเขา เขาพิสูจน์ว่าดวงอาทิตย์อยู่ตรงกลาง โลกและดาวเคราะห์ดวงอื่นหมุนรอบดวงอาทิตย์

ดาวเคราะห์

เหล่านี้คือเทห์ฟากฟ้าที่โคจรอยู่ในอวกาศ พวกเขาได้ชื่อมาจากคำภาษากรีกโบราณที่แปลว่า "ผู้พเนจร" ทำไมจึงเป็นเช่นนี้? เพราะสำหรับคนโบราณพวกเขาดูเหมือนดวงดาวที่กำลังเดินทาง ส่วนที่เหลือกำลังยืนอยู่บน สถานที่ปกติและพวกเขาก็เคลื่อนไหวทุกวัน

พวกมันแตกต่างจากวัตถุอื่นในจักรวาลอย่างไร? ประการแรก ดาวเคราะห์มีขนาดเล็กมาก ขนาดของมันทำให้พวกมันสามารถเคลียร์เส้นทางของดาวเคราะห์และเศษซากอื่นๆ ได้ แต่มันก็ไม่เพียงพอที่จะเริ่มต้นเหมือนดาวฤกษ์

ประการที่สองเนื่องจากมวลของพวกมันพวกมันจึงมีรูปร่างโค้งมนและเนื่องจากกระบวนการบางอย่างพวกมันจึงกลายเป็นพื้นผิวที่หนาแน่น ประการที่สาม ดาวเคราะห์มักจะโคจรอยู่ในระบบเฉพาะรอบดาวฤกษ์หรือซากของมัน

คนโบราณถือว่าเทห์ฟากฟ้าเหล่านี้เป็น “ผู้ส่งสาร” ของเทพเจ้าหรือกึ่งเทพมากกว่า อันดับต่ำกว่าเช่นดวงจันทร์หรือดวงอาทิตย์

และเป็นครั้งแรกที่มีเพียงกาลิเลโอ กาลิเลอีเท่านั้นที่สามารถสรุปได้ว่าในร่างกายของเราทั้งหมดเคลื่อนที่ในวงโคจรรอบดวงอาทิตย์ด้วยความช่วยเหลือจากการสังเกตการณ์ในกล้องโทรทรรศน์ตัวแรก ซึ่งเขาได้รับความทุกข์ทรมานจากการสืบสวนซึ่งทำให้เขาเงียบงัน แต่เรื่องก็ดำเนินต่อไป

ตามคำจำกัดความที่คนส่วนใหญ่ในปัจจุบันยอมรับ มีเพียงวัตถุที่มีมวลเพียงพอที่จะโคจรรอบดาวฤกษ์เท่านั้นจึงจะถือว่าเป็นดาวเคราะห์ ที่เหลือก็ดาวเทียม ดาวเคราะห์น้อย ฯลฯ จากมุมมองของวิทยาศาสตร์ ไม่มีผู้โดดเดี่ยวในกลุ่มนี้

ดังนั้นเวลาที่โลกต้องใช้ วงกลมเต็มในวงโคจรรอบดาวฤกษ์เรียกว่าปีดาวเคราะห์ สถานที่ที่ใกล้ที่สุดบนเส้นทางสู่ดาวฤกษ์คือเพอริแอสตรอน และสถานที่ที่ไกลที่สุดคือผู้ละทิ้งศาสนา

สิ่งที่สองที่สำคัญที่ต้องรู้เกี่ยวกับดาวเคราะห์ก็คือแกนของพวกมันเอียงสัมพันธ์กับวงโคจรของมัน ด้วยเหตุนี้เมื่อซีกโลกหมุน มันจึงได้รับแสงและการแผ่รังสีจากดวงดาวในปริมาณที่แตกต่างกัน นี่คือการเปลี่ยนแปลงของฤดูกาล เวลาของวัน และเขตภูมิอากาศบนโลก

สิ่งสำคัญคือนอกเหนือจากเส้นทางรอบดาวฤกษ์ (ต่อปี) ของดาวเคราะห์แล้ว ยังหมุนรอบแกนของพวกมันด้วย ในกรณีนี้ วงกลมทั้งหมดเรียกว่า “วัน”
และ คุณสมบัติล่าสุดเทห์ฟากฟ้าเช่นนี้เป็นวงโคจรที่สะอาด สำหรับการทำงานตามปกติ ดาวเคราะห์จะต้องชนกับวัตถุขนาดเล็กต่างๆ ทำลาย "คู่แข่ง" ทั้งหมด และเดินทางอย่างโดดเดี่ยว

มีดาวเคราะห์หลายดวงในระบบสุริยะของเรา ดาราศาสตร์มีทั้งหมดแปดแห่ง สี่ตัวแรกหมายถึง " กลุ่มดิน" - ดาวพุธ ดาวศุกร์ โลก ดาวอังคาร ส่วนที่เหลือแบ่งออกเป็นก๊าซยักษ์ (ดาวพฤหัส ดาวเสาร์) และน้ำแข็ง (ดาวยูเรนัส ดาวเนปจูน)

ดาว

เราเห็นพวกเขาทุกคืนบนท้องฟ้า สนามสีดำมีจุดแวววาวประปราย พวกมันก่อตัวเป็นกลุ่มที่เรียกว่ากลุ่มดาว และไม่ใช่เพื่ออะไรที่ถูกตั้งชื่อเพื่อเป็นเกียรติแก่พวกเขา วิทยาศาสตร์ทั้งหมด- ดาราศาสตร์ "ดาว" คืออะไร?

นักวิทยาศาสตร์กล่าวด้วยตาเปล่าว่าเพียงพอแล้ว ระดับดีด้วยการมองเห็น บุคคลสามารถเห็นวัตถุท้องฟ้าสามพันดวงในแต่ละซีกโลก
พวกเขาดึงดูดมนุษยชาติมายาวนานด้วยความหมายของการดำรงอยู่อันริบหรี่และ "แปลกประหลาด" มาดูกันดีกว่า

ดังนั้น ดาวฤกษ์จึงเป็นก้อนก๊าซขนาดมหึมา ซึ่งเป็นเมฆชนิดหนึ่งที่มีค่อนข้างมาก ความหนาแน่นสูง- ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์เกิดขึ้นหรือเคยเกิดขึ้นภายในมาก่อน มวลของวัตถุดังกล่าวทำให้พวกมันสร้างระบบรอบๆ ตัวมันเองได้

เมื่อศึกษาวัตถุในจักรวาลเหล่านี้ นักวิทยาศาสตร์ได้ระบุวิธีการจำแนกหลายประเภท คุณคงเคยได้ยินเกี่ยวกับ "ดาวแคระแดง" "ยักษ์ขาว" และ "ผู้อาศัย" อื่นๆ ในจักรวาล ดังนั้น วันนี้หนึ่งในการจำแนกประเภทที่เป็นสากลมากที่สุดคือประเภทของ Morgan-Keenan

มันเกี่ยวข้องกับการแบ่งดาวฤกษ์ตามขนาดและสเปกตรัมการแผ่รังสี โดยเรียงลำดับจากมากไปหาน้อย ตั้งชื่อกลุ่มตามตัวอักษร ตัวอักษรละติน: O, B, A, F, G, K, M. เพื่อช่วยให้คุณเข้าใจมันเล็กน้อยและค้นหาจุดเริ่มต้น ดวงอาทิตย์ตามการจำแนกประเภทนี้จึงจัดอยู่ในกลุ่ม "G"

ยักษ์ดังกล่าวมาจากไหน? พวกมันถูกสร้างขึ้นจากก๊าซที่พบมากที่สุดในจักรวาล ได้แก่ ไฮโดรเจนและฮีเลียม และเนื่องจากแรงอัดของแรงโน้มถ่วง พวกมันจึงได้รูปร่างและน้ำหนักสุดท้าย

ดาวฤกษ์ของเราคือดวงอาทิตย์ และดาวที่อยู่ใกล้เรามากที่สุดคือพรอกซิมาเซนทอรี ตั้งอยู่ในระบบและอยู่ห่างจากเราที่ระยะทาง 270,000 ระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์ และนี่คือประมาณ 39 ล้านล้านกิโลเมตร

โดยทั่วไป ดาวฤกษ์ทุกดวงจะถูกวัดตามดวงอาทิตย์ (มวล ขนาด ความสว่างในสเปกตรัม) ระยะทางไปยังวัตถุดังกล่าวคำนวณเป็นปีแสงหรือพาร์เซก อย่างหลังนั้นอยู่ที่ประมาณ 3.26 ปีแสงหรือ 30.85 ล้านล้านกิโลเมตร

ผู้ชื่นชอบดาราศาสตร์ควรรู้และเข้าใจตัวเลขเหล่านี้อย่างไม่ต้องสงสัย
ดวงดาวก็เหมือนกับสิ่งอื่นๆ ในโลกของเรา นั่นคือจักรวาล เกิด พัฒนา และตาย ในกรณีของพวกมันคือระเบิด ตามสเกลของฮาร์วาร์ด พวกมันถูกแบ่งตามสเปกตรัมตั้งแต่สีน้ำเงิน (เด็ก) ไปจนถึงสีแดง (เก่า) ดวงอาทิตย์ของเรามีสีเหลือง นั่นคือ "สุกแล้ว"

นอกจากนี้ยังมีดาวแคระน้ำตาลและดาวแคระขาว ดาวยักษ์แดง ดาวแปรแสงและประเภทย่อยอื่น ๆ อีกมากมาย แตกต่างกันในระดับเนื้อหาของโลหะที่แตกต่างกัน ท้ายที่สุดมันคือการเผาไหม้ สารที่แตกต่างกันเนื่องจากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ทำให้สามารถวัดสเปกตรัมของรังสีได้

นอกจากนี้ยังมีชื่อ "โนวา", "ซูเปอร์โนวา" และ "ไฮเปอร์โนวา" แนวคิดเหล่านี้ไม่ได้สะท้อนให้เห็นในแง่เงื่อนไขทั้งหมด ดวงดาวมีอายุมาก และส่วนใหญ่สิ้นสุดลงด้วยการระเบิด และคำเหล่านี้หมายถึงว่าสังเกตเห็นได้เฉพาะในช่วงการล่มสลายเท่านั้น ก่อนหน้านั้นไม่ได้บันทึกเลยแม้แต่ในกล้องโทรทรรศน์ที่ดีที่สุดก็ตาม

เมื่อมองท้องฟ้าจากโลกจะมองเห็นกระจุกดาวได้ชัดเจน คนโบราณตั้งชื่อพวกเขา แต่งตำนานเกี่ยวกับพวกเขา และวางเทพเจ้าและวีรบุรุษของพวกเขาไว้ที่นั่น วันนี้เรารู้จักชื่อเช่น Pleiades, Cassiopeia, Pegasus ซึ่งมาจากชาวกรีกโบราณที่มาหาเรา

อย่างไรก็ตาม ในปัจจุบันนักวิทยาศาสตร์มีความโดดเด่น พูดง่ายๆ ก็คือ ลองจินตนาการว่าเราเห็นดวงอาทิตย์ไม่ใช่ดวงอาทิตย์ดวงเดียว แต่เห็นสอง สาม หรือมากกว่านั้นด้วยซ้ำ จึงมีดาวสองดวง สามดวง และกระจุกดาว (ที่มีดาวมากกว่า)

ข้อเท็จจริงที่น่าสนใจ

ด้วยเหตุผลหลายประการ เช่น ระยะทางจากดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์จึงสามารถ "เข้าไป" ได้ พื้นที่เปิดโล่ง- ในทางดาราศาสตร์ ปรากฏการณ์นี้เรียกว่า “ดาวเคราะห์กำพร้า” แม้ว่านักวิทยาศาสตร์ส่วนใหญ่ยังคงยืนยันว่าสิ่งเหล่านี้คือโปรโตสตาร์

ลักษณะที่น่าสนใจของท้องฟ้าเต็มไปด้วยดวงดาวก็คือท้องฟ้าไม่เหมือนกับที่เราเห็นจริงๆ วัตถุจำนวนมากระเบิดเมื่อนานมาแล้วและหยุดมีอยู่ แต่อยู่ไกลมากจนเรายังคงเห็นแสงจากแฟลช

เมื่อเร็ว ๆ นี้ มีการค้นหาอุกกาบาตอย่างกว้างขวาง วิธีระบุสิ่งที่อยู่ตรงหน้าคุณ: ก้อนหินหรือเอเลี่ยนบนท้องฟ้า ดาราศาสตร์ที่น่าสนใจตอบคำถามนี้

ประการแรก อุกกาบาตมีความหนาแน่นและหนักกว่าวัสดุส่วนใหญ่ที่มีต้นกำเนิดจากภาคพื้นดิน เนื่องจากมีธาตุเหล็กอยู่ด้วย คุณสมบัติทางแม่เหล็ก- นอกจากนี้ พื้นผิวของวัตถุท้องฟ้าจะละลาย เนื่องจากในระหว่างที่ตกลงมาวัตถุนั้นจะต้องเผชิญกับอุณหภูมิที่รุนแรงเนื่องจากการเสียดสีกับชั้นบรรยากาศของโลก

เราตรวจสอบประเด็นหลักของวิทยาศาสตร์เช่นดาราศาสตร์ ดวงดาวและดาวเคราะห์คืออะไร ประวัติความเป็นมาของการกำเนิดวินัย และอื่นๆ ข้อเท็จจริงที่สนุกสนานคุณได้เรียนรู้จากบทความ

คำถามที่ 1.

พิกัดการนำทาง: วัตถุประสงค์ การออกแบบ ข้อมูลทางยุทธวิธีและทางเทคนิคเบื้องต้น และการปรับเปลี่ยน Sextan เป็นเครื่องมือโกนิโอเมตริกที่สร้างขึ้นบนหลักการของวงจรสะท้อนแสง และออกแบบมาเพื่อการวัดมุมบนพื้นฐานที่เคลื่อนย้ายได้ ชื่อ "sextan" มีความเกี่ยวข้องกับขนาดของส่วนโค้งของแขนขาซึ่งเท่ากับประมาณ 1/6 ของวงกลม (ในภาษาละติน sextantis - ส่วนที่หก) เครื่องวัดมุมใช้เพื่อวัดความสูงของแสงสว่างเช่น มุมแนวตั้งระหว่างระนาบขอบฟ้ากับทิศทางไปทางแสงสว่าง ยกเว้น มุมแนวตั้งด้วยเครื่องวัดมุม คุณสามารถวัดมุมแนวนอนระหว่างทิศทางไปยังจุดสังเกตบนโลก (วัตถุ) เมื่อกำหนดตำแหน่งของเรือโดยใช้วิธีการนำทาง เมื่อทำการวัดมุมแนวตั้งและแนวนอนด้วยเครื่องวัดระยะ วัตถุชิ้นหนึ่งจะถูกสังเกตโดยตรง ในขณะที่ผู้สังเกตการณ์จะมองเห็นภาพของวัตถุอีกชิ้นหนึ่งหลังจากการสะท้อนจากกระจกสองบาน ในการวัดมุม จะต้องนำสองภาพนี้มารวมกัน

เครื่องวัดมุมประกอบด้วยกรอบโลหะหรือพลาสติกที่มีรูปร่างเป็นเซกเตอร์ บนเฟรมจะมีวงแหวนที่มีการแบ่งระดับ และแร็คเกียร์ถูกตัดไปตามส่วนโค้ง กระจกบานเล็กแบบคงที่และฟิลเตอร์แสงจะติดตั้งอยู่ที่รัศมีด้านซ้ายของเฟรม ในรัศมีด้านขวาของกรอบจะมีสี่เหลี่ยมจัตุรัสพร้อมวงแหวนซึ่งทำหน้าที่ยึดท่อดาราศาสตร์และกลไกการยกเข้ากับมัน กระจกบานใหญ่ติดตั้งอยู่ที่รัศมี-อะลิเดดที่เคลื่อนย้ายได้ และที่ปลายด้านตรงข้ามจะมีสกรูพร้อมดรัมนับ ซึ่งพื้นผิวด้านนอกมีการแบ่ง 60 นาที จำนวนองศาบ่งชี้ดัชนีที่ทำเครื่องหมายไว้ใกล้กับจุดตัดบนอะลิเดด นาทีและสิบนาทีจะถูกนับบนกลอง เมื่อดรัมหมุน อัลลิเดดจะเคลื่อนที่ ซึ่งทำให้สามารถรวมภาพของวัตถุที่มองเห็นและสะท้อนโดยตรงได้อย่างแม่นยำ ความแม่นยำในการวัดมุมด้วยเครื่องวัดเสกแทนคือ 0.1¢ ด้านหลังของโครงมีที่จับและขาสองข้าง เมื่อวัดความสูงคุณจะต้องจัดตำแหน่งแสงสว่าง (หรือขอบของดิสก์) ให้ตรงกับเส้นขอบฟ้าที่มองเห็นได้ในมุมมองของท่อเครื่องวัดมุม การจัดตำแหน่งจะดำเนินการในแนวตั้งของแสงสว่าง ตั้งค่าดัชนีอัลลิเดดเป็น 0° และชี้กล้องโทรทรรศน์ไปที่แสงสว่าง ย้ายอัลลิเดดออกจากคุณ พร้อมลดเสกแทนต์ไปที่ขอบฟ้าเพื่อให้ภาพส่องสว่างที่สะท้อนสองครั้งยังคงอยู่ในขอบเขตการมองเห็นของท่อตลอดเวลา ทันทีที่ภาพเส้นขอบฟ้าที่มองเห็นได้โดยตรงปรากฏขึ้น ให้เริ่มมองเห็นความสูงอย่างแม่นยำ

ใน
ภายใต้เงื่อนไขของเรือ จะดำเนินการจัดแนวเสกสแทนต์ต่อไปนี้:: ตรวจสอบตำแหน่งท่อ (สำหรับ SNO-M และ SNO-T ในเวลากลางวัน) - ก่อนว่ายน้ำ แต่อย่างน้อยหลังจาก 3 เดือน ตรวจสอบความตั้งฉากของกระจกบานใหญ่และบานเล็ก (ตามลำดับที่กำหนด) กับระนาบของแขนขาอย่างน้อยสัปดาห์ละครั้ง และหากมีข้อสงสัยว่าการติดตั้งกระจกไม่ถูกต้อง ต้องกำหนดการแก้ไขดัชนีเสกสแทนต์ทุกครั้งทันทีก่อนหรือหลังการวัดความสูงของผู้ทรงคุณวุฒิ กำลังเตรียมเครื่องวัดมุมการตรวจสอบความขนานของท่อนำแสง (วันหรือสากล) กับระนาบแขนขา- เครื่องวัดทิศทางวางอยู่บนพื้นผิวแนวนอน อัลลิเดดถูกวางไว้ตรงกลางของแขนขา ท่อโฟกัสจะถูกวางในตำแหน่งปกติ และวางไดออปเตอร์ไว้ที่ขอบของแขนขาเพื่อให้ระนาบแนวตั้งที่ผ่านพวกมันขนานกับแกนของท่อ พวกมันเล็งด้วยไดออปเตอร์ไปที่วัตถุที่อยู่ไกลออกไป (ดูรูป) หากวัตถุนี้อยู่ในแนวตั้งในขอบเขตการมองเห็น (ตำแหน่ง a) แกนของท่อจะขนานกับระนาบของแขนขา หากวัตถุถูกเลื่อนขึ้นหรือลง (ตำแหน่ง ขและ วี),จากนั้นแกนของท่อจะไม่ขนานกับระนาบของแขนขาและควรขันให้ตรงโดยใช้สกรูยึดท่อ

การตรวจสอบความตั้งฉากของกระจกบานใหญ่กับระนาบแขนขา- เครื่องวัดทิศทางถูกติดตั้งบนระนาบแนวนอนโดยมีกระจกบานใหญ่หันหน้าเข้าหาคุณ อัลลิเดดที่จุดอ้างอิงลิมบัสมีค่าประมาณ 40° ไดออปเตอร์จะถูกวางไว้ที่ขอบของลิมบัส เพื่อให้ระนาบของพวกมันอยู่ในแนวสัมผัสกับส่วนโค้งภายในของลิมบัส . นอกเหนือจากกระจกบานใหญ่ (ด้านขวา) แล้ว อุปกรณ์นำทางควรมองเห็นส่วนหนึ่งของไดออปเตอร์ 5 ที่ตั้งค่าไว้ที่ 0° และส่วนหนึ่งของไดออปเตอร์อีกอันที่สะท้อนในกระจกบานใหญ่ เมื่อใช้กระจกตั้งฉาก ส่วนบนของไดออปเตอร์จะแสดงเส้นต่อเนื่องกัน (ตำแหน่งของไดออปเตอร์ที่สะท้อน 4) หากกระจกไม่ได้ตั้งฉากกับระนาบของแขนขา ส่วนไดออปเตอร์จะก่อตัวเป็นขั้น (ตำแหน่งที่ 1 และ 3 ของไดออปเตอร์ที่สะท้อน) ด้วยการหมุนสกรูปรับของกระจกบานใหญ่ คุณจะได้ตำแหน่งที่สะท้อนไดออปเตอร์ 4 ตำแหน่ง การตรวจสอบความตั้งฉากของกระจกบานเล็กกับระนาบแขนขา- Sextan ติดอาวุธด้วยหลอดโฟกัส Alidade ถูกตั้งค่าเป็นศูนย์ตามหน้าปัดและดรัม ท่อมุ่งเป้าไปที่วัตถุที่อยู่ห่างไกล (ควรเป็นแสงสว่าง) ด้วยการหมุนดรัม ภาพสะท้อนสองครั้งของวัตถุจะถูกดึงผ่านภาพที่มองเห็นได้โดยตรง เมื่อกระจกตั้งฉาก ภาพที่สะท้อนสองครั้งจะซ้อนทับกับภาพที่มองเห็นโดยตรงพอดี มิฉะนั้น ดรัมจะแสดงภาพที่สะท้อนสองครั้งของวัตถุบนเส้นแนวนอนเดียวกันกับมุมมองโดยตรง และสกรูปรับด้านล่างของกระจกขนาดเล็กจะรวมภาพทั้งสองเข้าด้วยกัน การตรวจสอบความขนานของกระจก (การกำหนดการแก้ไขดัชนี)เมื่อตั้งค่า alidade ให้เป็นศูนย์ตามแป้นหมุนและดรัม ระนาบของกระจกทั้งสองจะต้องขนานกัน เรียกว่ามุมของความแตกต่าง การแก้ไขดัชนี: ผม = 360° - โอ.ซี. 1 (1) ข้อผิดพลาดของดัชนีสามารถคำนวณได้โดยใช้หนึ่งในสี่วิธี: ตามดาว ขอบฟ้าที่มองเห็นได้ วัตถุ หรือดวงอาทิตย์ วิธีการกำหนดการแก้ไขดัชนีโดยใช้สามวิธีแรกจะเหมือนกัน Sextan ติดอาวุธด้วยหลอดโฟกัส Alidade ตั้งไว้ที่ 0° ไปป์มุ่งเป้าไปที่วัตถุที่เลือก ด้วยการหมุนดรัม ภาพที่สะท้อนสองครั้งของวัตถุสังเกตจะถูกรวมเข้ากับภาพที่มองเห็นได้โดยตรง และ OS 1 จะถูกถ่าย หากดัชนีอะลิเดดเลื่อนไปทางซ้ายของจุดศูนย์ของการแบ่งแขนขา องศาจะเขียนเป็น 360, 361° ฯลฯ แต่ถ้าไปทางขวา - แล้วจะเป็น 359, 358°C เป็นต้น การแก้ไขดัชนีที่มีเครื่องหมายถูกกำหนดโดยสูตร (1) เมื่อพิจารณาการแก้ไขแสงอาทิตย์ ขอบด้านบนและด้านล่างของภาพดวงอาทิตย์ที่มองเห็นได้โดยตรงจะถูกรวมเข้ากับขอบด้านล่างและด้านบนของภาพที่สะท้อนเป็นสองเท่าอย่างต่อเนื่อง โดยจัดขอบด้านบนของภาพดวงอาทิตย์ 2 ที่มองเห็นได้โดยตรงให้ตรงกับขอบล่างของการสะท้อนสองครั้ง 3 , รับระบบปฏิบัติการ i1 โดยการผสมผสาน ขอบด้านล่างภาพที่มองเห็นได้โดยตรงโดยมีขอบด้านบนของการสะท้อนสองครั้ง 1 ได้รับ OS i2 OCi = OCicp = (OC i1 +โอซี i2) / 2; การแก้ไขดัชนีคำนวณโดยใช้สูตร (1) ร" จ = (โอ.ซี. ฉัน 2 – โอ.ซี. ฉัน 1 ) /4 - (2) โดยการเปรียบเทียบเส้นผ่านศูนย์กลางครึ่งแสงอาทิตย์ที่ได้รับจากสูตร 2 กับเส้นผ่านศูนย์กลางครึ่งที่เลือกสำหรับวันที่สังเกตจาก MAE Re จะมีการตรวจสอบความถูกต้องของการกำหนด i ซึ่งถือว่าเชื่อถือได้หาก: R"e-Re£ 0.3" ถ้า i > 5" มันจะลดลง เมื่อต้องการทำเช่นนี้ อัลลิเดดจะถูกตั้งค่าเป็นศูนย์อีกครั้งตามแป้นหมุนและดรัม และภาพที่สะท้อนเป็นสองเท่าของวัตถุสังเกตจะถูกรวมเข้ากับสกรูปรับด้านบนที่มองเห็นได้โดยตรง หลังจากนั้น กระจกบานเล็กจะถูกติดตั้งอีกครั้งในแนวตั้งฉากกับระนาบแขนขา และการแก้ไขดัชนีตกค้างจะถูกกำหนดโดยใช้วิธีใดวิธีหนึ่งที่อธิบายไว้

คำถามหมายเลข 2

เวลา. การจัดบริการเวลาบนเรือมีการจัดบริการจับเวลาบนเรือเพื่อการเดินเรือและใช้ชีวิตตามปกติบนเรือ บริการด้านเวลาประกอบด้วย: โครโนมิเตอร์ นาฬิกาบนเรือ นาฬิกาจับเวลา บันทึกโครโนเมตริก บันทึกการเปรียบเทียบ บริการรายวันประกอบด้วย: ไขลานโครโนมิเตอร์และนาฬิกาบนดาดฟ้าในเวลาเดียวกันทุกวัน การกำหนดการแก้ไขโครโนมิเตอร์ในแต่ละวันในเวลาเดียวกันโดยใช้สัญญาณวิทยุของเวลาที่แน่นอนและบันทึกไว้ในบันทึกโครโนเมตริก การเปรียบเทียบนาฬิกาบนดาดฟ้ากับโครโนมิเตอร์และบันทึกลงในบันทึกการเปรียบเทียบ การกำหนดเส้นทางประจำวันของมาตรเวลาและความแปรผัน การแปลนาฬิกาของเรือเมื่อย้ายจากเขตเวลาหนึ่งไปยังอีกเขตเวลาหนึ่ง การประสานงานและการควบคุมรายวันของทุกชั่วโมง การประทับเวลาบนเทปบันทึก ห้ามถอดประกอบมาตรวัดเวลาใดๆ โดยเด็ดขาด การซ่อมแซม - เฉพาะในเวิร์คช็อปเท่านั้น โครโนมิเตอร์ต้องแสดง GMT ด้วยความแม่นยำ 0.5 วินาที นาฬิกาของเรือในห้องวิทยุจะต้องแสดงเวลาของเคียฟด้วยความแม่นยำ 6 วินาที ในตัวนำทางและ MKO - เวลาของเรือด้วยความแม่นยำ 0.5 นาทีส่วนที่เหลือ - สูงสุด 1 นาที มีระบบจับเวลาสามระบบที่ใช้ในการนำทาง: ดาวฤกษ์ พลังงานแสงอาทิตย์จริง และพลังงานแสงอาทิตย์เฉลี่ย เวลาดาวฤกษ์- ช่วงเวลาที่ผ่านไปจากช่วงเวลาสุดยอดบนของราศีเมษจนถึงตำแหน่งที่กำหนด วันดาวฤกษ์– ช่วงเวลาระหว่างจุดสูงสุดบนของจุดราศีเมษ 2 จุดติดต่อกัน ส= ที+ α – ปัจจัยหลักของเวลาดาวฤกษ์- t คือมุมชั่วโมงของดวงดาวในการนับแบบวงกลม α - การขึ้นสู่สวรรค์ที่ถูกต้อง; S - เวลาดาวฤกษ์ มนุษย์เชื่อมโยงการนับเวลากับตำแหน่งของดวงอาทิตย์ในนภา ความล่าช้ารายวัน ณ จุดสุดยอดบนของศูนย์กลางของดวงอาทิตย์ที่แท้จริงนำไปสู่ความจริงที่ว่าจุดเริ่มต้นของวันดาวฤกษ์จะเกิดขึ้นในเวลาที่ต่างกันในแง่ของการส่องสว่างของพื้นผิวโลกโดยดวงอาทิตย์: ในวันที่ 03/21 ทั้งจริงและ วันดาวฤกษ์จะเริ่มตอนเที่ยง จากนั้นในวันที่ 22/06 จะเริ่มเวลา 6 โมงเช้าตามเวลาสุริยะที่แท้จริง 23/09 เวลาเที่ยงคืน 22.12 น. เวลา 18.00 น. ของวันก่อนหน้า มันไม่สะดวกดังนั้น ชีวิตประจำวันไม่ได้ใช้เวลาดาวฤกษ์ เหตุผลที่สองคือความไม่เท่าเทียมกันของชั่วโมง นาที วินาทีที่แท้จริงและของดาวฤกษ์ เวลาสุริยะที่แท้จริง- ระยะเวลาที่ผ่านไปจากช่วงเวลาที่จุดสุดยอดบนของศูนย์กลางของดวงอาทิตย์ที่แท้จริงจนถึงตำแหน่งที่กำหนดบนเส้นลมปราณ ดวงอาทิตย์เดินทางรอบโลกตามสุริยุปราคาเป็นประจำทุกปี และหน้าปัดของนาฬิกาที่แท้จริงคือเส้นศูนย์สูตรของท้องฟ้า ดังนั้นเข็มของนาฬิกาเรือนนี้จึงไม่ใช่จุดศูนย์กลางของดวงอาทิตย์ที่แท้จริง แต่เป็นจุดตัดของเส้นเมอริเดียนกับเส้นศูนย์สูตรของท้องฟ้า จากที่กล่าวมาข้างต้น เข็มของนาฬิกาแดดที่แท้จริงจะเปลี่ยนความเร็วของการเคลื่อนที่ไปตามหน้าปัด (เส้นศูนย์สูตรท้องฟ้า) ในแต่ละวัน ความไม่สม่ำเสมอนี้ยิ่งเลวร้ายลงอีกจากข้อเท็จจริงที่ว่าดวงอาทิตย์ที่แท้จริงเคลื่อนที่ไม่สม่ำเสมอตามสุริยุปราคา ดังนั้นเวลาสุริยะที่แท้จริงจึงไม่ถูกนำมาใช้กับความต้องการของมนุษย์ ดวงอาทิตย์ที่แท้จริงจะถูกแทนที่ด้วยจุดตามเงื่อนไขที่เคลื่อนที่ไปตามเส้นศูนย์สูตรท้องฟ้าด้วยความเร็วคงที่เท่ากับความเร็วเฉลี่ยของดวงอาทิตย์ที่แท้จริงที่เคลื่อนที่ไปตามสุริยุปราคาในทิศทางเดียวกับดวงอาทิตย์ที่แท้จริง จุดนี้คือดวงอาทิตย์ตรงกลาง เงื่อนไขที่จำเป็นทางเลือกของดวงอาทิตย์โดยเฉลี่ยที่บริเวณรอบขอบฟ้า: แล © = α ; โดยที่ γ © คือลองจิจูดของดวงอาทิตย์ที่แท้จริง α คือการขึ้นที่ถูกต้องของดวงอาทิตย์โดยเฉลี่ย Perigee คือจุดสุริยวิถีที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุด เวลาสุริยะเฉลี่ยเรียกว่าคาบเวลาจากจุดสุดยอดด้านล่างของดวงอาทิตย์โดยเฉลี่ยจนถึงตำแหน่งที่กำหนด วันสุริยคติโดยเฉลี่ยเท่ากับการหมุนรอบโลกรอบแกนโลกโดยสมบูรณ์สัมพันธ์กับดวงอาทิตย์โดยเฉลี่ย วันสุริยคติโดยเฉลี่ยเริ่มตอนเที่ยงคืน และในทางดาราศาสตร์พื้นฐานเริ่มตอนเที่ยง การนับเวลาประเภทนี้เป็นที่ยอมรับในชีวิตประจำวัน ชีวิตมนุษย์และเรียกว่าสมัยพลเรือน ความสัมพันธ์ระหว่างเวลาสุริยะที่แท้จริงกับเวลาสุริยะเฉลี่ยถูกกำหนดโดยสมการของเวลา η η =t – t © = α © – α ;

สัญลักษณ์ของสมการของเวลาจะถือว่าเป็นบวกหากดวงอาทิตย์โดยเฉลี่ยอยู่ข้างหน้าดวงอาทิตย์ที่แท้จริง จากสมการของเวลา ไม่เพียงแต่ค่าเท่านั้น แต่ยังรวมถึงเครื่องหมายด้วย ความสัมพันธ์ระหว่างเวลาพลเรือนกับมุมชั่วโมงของดวงอาทิตย์โดยเฉลี่ย: T=t + 12 ชั่วโมง (180˚) นอกจากนี้ η=T เปิด - 12 ชั่วโมง สำหรับผู้สังเกตที่อยู่บนเส้นเมอริเดียนต่างกันเวลาพลเรือน

T m =Тgr±แล E W – เวลาท้องถิ่น; S m =Sgr±แล E W – เวลาท้องถิ่น; T p =Tgr±N E W – เวลามาตรฐาน มีการจัดบริการเวลาของเรือเพื่อให้แน่ใจว่าชีวิตบนเรือเป็นปกติ SV ประกอบด้วย: โครโนมิเตอร์ นาฬิกาบนดาดฟ้า นาฬิกาเรือ นาฬิกาจับเวลา สมุดบันทึกโครโนเมตริก และสมุดบันทึกการเปรียบเทียบ CB จัดเตรียมไว้สำหรับ: 1) การไขลานโครโนมิเตอร์และนาฬิกาบนดาดฟ้าทุกวัน; 2) การกำหนดการแก้ไขโครโนมิเตอร์ทุกวันอย่างเคร่งครัดในเวลาเดียวกันโดยใช้สัญญาณเวลาวิทยุพร้อมการบันทึกในภายหลังในสมุดบันทึกโครโนเมตริก 3) การเปรียบเทียบรายวันของนาฬิกาบนดาดฟ้ากับโครโนมิเตอร์พร้อมรายการในบันทึกการเปรียบเทียบ 4) การกำหนดรอบรายวันและความแปรปรวนรายวัน 5) การถ่ายโอนนาฬิกาของเรือเมื่อย้ายจากโซนหนึ่งไปอีกโซนหนึ่ง 6) การประสานงานรายวันในห้องแผนภูมิและในกระทรวงกลาโหม ผู้ช่วยกัปตันของ Tritium เป็นผู้นำและจัดบริการเวลา

คำถาม #3

ใน
ความเคลื่อนไหวที่คาดหวังในแต่ละวันของผู้ทรงคุณวุฒิและปรากฏการณ์ที่ตามมา- สังเกตท้องฟ้าเต็มไปด้วยดวงดาวเป็นเวลาหลายชั่วโมง จึงสังเกตว่ามีกลุ่มดาวต่างๆ อยู่ในนั้น ฝั่งตะวันออกเพดานแห่งสวรรค์จะสูงขึ้น และบรรดาผู้ที่อยู่ทางทิศตะวันตกจะตั้งขึ้น สำหรับผู้สังเกตการณ์ดูเหมือนว่าห้องนิรภัยแห่งสวรรค์ทั้งหมดพร้อมกับผู้ทรงคุณวุฒิจะหมุนรอบแกนหนึ่งไปในทิศทางจากตะวันออกไปตะวันตก การเคลื่อนไหวของผู้ทรงคุณวุฒิที่สังเกตได้ในทิศทางจากตะวันออกไปตะวันตกนั้นมองเห็นได้ชัดเจนนั่นคือชัดเจน สาเหตุของมันคือการหมุนของโลกรอบแกนจากตะวันตกไปตะวันออก อย่างไรก็ตาม ในดาราศาสตร์ทรงกลม เป็นเรื่องปกติที่จะพิจารณาปรากฏการณ์ทั้งหมดตามที่ปรากฎต่อผู้สังเกต ดังนั้น เพื่อความสะดวกในการให้เหตุผล เราจะถือว่าโลกไม่มีการเคลื่อนไหว และเทห์ฟากฟ้าจะหมุน เมื่อใช้ร่วมกับผู้สังเกตการณ์ เส้นและวงกลมของทรงกลมท้องฟ้ายังคงนิ่งและสัมพันธ์กับเขา: เส้นดิ่ง ( ซอน), ขอบฟ้าที่แท้จริง( ใหม่)พร้อมสายเที่ยง เอ็นเอส, แกนมุนดิ( ป เอ็น ปล), เส้นลมปราณของผู้สังเกตการณ์ ( ป เอ็น คิวพี ส ถาม) แนวตั้งแรก( เซนดับบลิว)และเส้นศูนย์สูตรท้องฟ้า ( ถาม Q'W).

การเคลื่อนไหวที่ชัดเจนในแต่ละวันของผู้ทรงคุณวุฒิเกิดขึ้นตามแนวท้องฟ้าในทิศทางตามเข็มนาฬิกาเมื่อมองทรงกลมจากขั้วโลกเหนือ pn ขึ้นอยู่กับอัตราส่วนของละติจูด f และความลาดเอียงของผู้สังเกต งผู้ทรงคุณวุฒิทุกคนเมื่อเคลื่อนที่ไปตามแนวขนานจะผ่านตำแหน่งลักษณะเฉพาะบางประการ จุดสุดยอดของแสงสว่าง จุดที่ศูนย์กลางของแสงสว่างตัดกับเส้นลมปราณของผู้สังเกตนั้นเรียกว่า หากแสงสว่างอยู่ที่ส่วนเที่ยงของเส้นลมปราณของผู้สังเกต จุดสุดยอดจะเรียกว่าจุดบน และหากอยู่ส่วนเที่ยงคืนจะเรียกว่าจุดล่าง พระอาทิตย์ขึ้นที่แท้จริง เรียกว่าจุดตัดกับศูนย์กลางของแสงสว่าง ถึงเธอบางส่วนของขอบฟ้าที่แท้จริง และ แนวทางที่แท้จริง - จุดตัดของส่วน W ดังนั้น สภาวะการขึ้นและตกของผู้ทรงคุณวุฒิที่ละติจูดที่กำหนดคือความไม่เท่าเทียมกัน ข< 90° - ф.

คุณลักษณะของการเคลื่อนไหวที่ชัดเจนในแต่ละวันของผู้ทรงคุณวุฒิสำหรับผู้สังเกตการณ์ที่ขั้วโลกหรือเส้นศูนย์สูตรสำหรับผู้สังเกตการณ์ซึ่งอยู่ที่ขั้วโลก (φ = 90°) ขั้วของโลกคือ P N และ ปล ตรงกับจุด Z และ พีแกนของโลกคือเส้นดิ่ง และเส้นศูนย์สูตรคือเส้นขอบฟ้าที่แท้จริง ผู้สังเกตการณ์สามารถเข้าถึงทรงกลมท้องฟ้าเพียงครึ่งหนึ่งเท่านั้น ผู้สังเกตไม่เห็นผู้ทรงคุณวุฒิซึ่งมีการเบี่ยงเบนแตกต่างจากละติจูด ใน การเคลื่อนไหวในแต่ละวันผู้ทรงคุณวุฒิบรรยายถึงวงกลมขนานกับขอบฟ้า ความสูงของผู้ทรงคุณวุฒิไม่เปลี่ยนแปลงและเท่ากับค่าความลาดเอียง ผู้ทรงคุณวุฒิไม่มีจุดยอด การขึ้น และการตก สำหรับผู้สังเกตการณ์ที่เส้นศูนย์สูตร (= 0°) ขั้วฟ้า pn และ P S ตรงกับจุดของขอบฟ้า เอ็นและ ส, แกนของโลก - โดยมีเส้นเที่ยง เส้นศูนย์สูตร - มีเส้นตั้งแรก ผู้ทรงคุณวุฒิทั้งหมดขึ้นและลงที่นี่ ความคล้ายคลึงของผู้ทรงคุณวุฒิจะตั้งฉากกับขอบฟ้าและแบ่งออกเป็นครึ่งหนึ่ง กล่าวคือ เวลาที่ผู้ทรงคุณวุฒิอยู่เหนือเส้นขอบฟ้าและด้านล่างจะเท่ากัน การคำนวณ Tc ของปรากฏการณ์ต่างๆ: 1. การกำหนดเวลาไคลแม็กซ์คเวทิล.ตารางรายวันในหน้าขวาจะแสดงเวลาท้องถิ่นบนเส้นลมปราณกรีนิชของจุดสุดยอดบนและล่างของดวงอาทิตย์และดวงจันทร์ในแต่ละวัน ในหน้าซ้าย ใต้คอลัมน์ชั่วคราวประจำวันของดาวเคราะห์นำทาง จะมีการระบุเวลาท้องถิ่นที่จุดสุดยอดของดาวเคราะห์บนเส้นลมปราณกรีนิช วันที่เฉลี่ยการกลับรายการ เราคำนวณการเปลี่ยนแปลงรายวันใน  ซึ่งเป็นความแตกต่างระหว่างจุดไคลแม็กซ์สองช่วงเวลาสำหรับลองจิจูดตะวันออกและลบออกจากช่วงเวลาก่อนหน้า ช่วงเวลาปัจจุบันสำหรับชาวตะวันตกตั้งแต่สมัยต่อมา การใช้ตารางเสริม (ภาคผนวก 1B ใน MAE การแก้ไขลองจิจูด) โดยใช้อาร์กิวเมนต์ `ลองจิจูดและความแตกต่าง -โมเมนต์ เราเลือกการแก้ไขสำหรับลองจิจูด T` เครื่องหมายการแก้ไขจะเหมือนกับเครื่องหมายของ  เราได้รับเวลาท้องถิ่นของจุดสุดยอด Tm เราแปลงเวลาท้องถิ่นเป็นเวลาจัดส่ง (ผ่านกรีนิช) TkTï=Tms=Tgr№=Tp+1หรือ 2 ชั่วโมง=Td=Ts 1 ชั่วโมงหากนาฬิกาเดินตามเวลาคลอดบุตรตั้งแต่ 01.10 ถึง 01.04 น. และ 2 ชั่วโมงตั้งแต่ 01.04 ถึง 01.10 น. โดยที่ Тп – เวลามาตรฐาน Td – เวลาคลอดบุตร 2. กำหนดเวลาพระอาทิตย์ขึ้นและตก จุดเริ่มต้นและจุดสิ้นสุดของพลบค่ำ- ในตาราง MAE รายวันบนหน้าขวาของสเปรด ช่วงเวลาของปรากฏการณ์ Tt จะได้รับในวันที่เฉลี่ยของช่วงเวลาสามวัน เลือกช่วงเวลาของปรากฏการณ์สำหรับละติจูดที่ใกล้กับละติจูดที่ระบุมากที่สุด หากวันที่ที่ระบุไม่ตรงกับค่าเฉลี่ย จำเป็นต้องคำนวณช่วงเวลาของปรากฏการณ์ในวันที่กำหนดโดยใช้การเปลี่ยนแปลงรายวัน สำหรับวันที่ก่อนหน้า การเปลี่ยนแปลงรายวันจะนำมาจากด้านซ้าย สำหรับวันที่ถัดไปจากด้านขวา ช่วงเวลาของการเริ่มต้นหรือสิ้นสุดของพลบค่ำจะถูกเลือกตามวันที่โดยเฉลี่ยโดยไม่มีการแก้ไข ในที่นี้ เรายังพบความแตกต่าง 1 (ค่าและเครื่องหมาย) ระหว่างช่วงเวลาสำหรับละติจูดในตารางที่ใหญ่กว่าถัดไป ความแตกต่าง  ระหว่างละติจูดที่กำหนดกับละติจูดในตารางที่เล็กกว่า และยังบันทึกค่าของช่วงละติจูดในตารางด้วย (2 ,5หรือ 10) ซึ่งจะมีการดำเนินการแก้ไขระหว่างนั้น จากตารางในภาคผนวก 1 (A. การแก้ไขละติจูด) โดยใช้อาร์กิวเมนต์  และ 1 สำหรับช่วงละติจูดที่สอดคล้องกัน เราจะพบการแก้ไข T (ที่มีเครื่องหมายเดียวกันกับ 1) จากตารางในภาคผนวก 1 (B. การแก้ไขลองจิจูด) โดยใช้อาร์กิวเมนต์ ` และการเปลี่ยนแปลงรายวัน 2 เราพบการแก้ไข T` (เครื่องหมายเหมือนกับเครื่องหมายของ 2) การเปลี่ยนแปลงรายวันจะแสดงทางด้านซ้ายและด้านขวาของช่วงเวลาพระอาทิตย์ขึ้นและพระอาทิตย์ตก หากเราใช้ลองจิจูดตะวันออกทางด้านซ้าย หากเราใช้ลองจิจูดตะวันตกทางด้านขวา สัญญาณของการเปลี่ยนแปลงรายวันถูกกำหนดขึ้นอยู่กับการเพิ่มขึ้นหรือลดลงของช่วงเวลาในวันก่อนหน้าหรือวันต่อๆ ไป เมื่อคำนวณเวลาพลบค่ำ การแก้ไขลองจิจูดสามารถละเลยได้ เราเพิ่มการแก้ไขที่พบ T , Tï พร้อมเครื่องหมายไปยังช่วงเวลาที่เลือก Tt และรับเวลาท้องถิ่นของปรากฏการณ์ Tm โดยแผนกต้อนรับผ่าน Greenwich พวกเขาโอน Tm ไปยัง Ts ทท  Т  ТLa = Тм  
=Tgr น
= ตส

คำถามที่ 4.

วิธีการกำหนดตำแหน่งเส้นความสูง: ความสูงแยก, เส้นความสูงของตำแหน่งและองค์ประกอบ:

เส้นระดับความสูงของตำแหน่งและองค์ประกอบ วิธีการกำหนดเส้นตำแหน่งแนวตั้งขึ้นอยู่กับแนวคิดของเส้นตำแหน่งแนวตั้ง (VLP) ซึ่งสามารถสร้างขึ้นโดยสัมพันธ์กับตำแหน่งอ้างอิงของเรือ ตำแหน่งจริง ณ เวลาที่สังเกตดวงส่องสว่างใดๆ จะตั้งอยู่บนวงกลมที่มีความสูงเท่ากัน โดยมีรัศมีทรงกลมคือ R = Z = 90° – h โดยที่ h คือความสูงจุดศูนย์กลางทางภูมิศาสตร์ที่แท้จริงของดวงส่องสว่างที่สังเกตได้ซึ่งวัดและแก้ไขโดย การแก้ไขทั้งหมด ภายใต้เงื่อนไขการเดินเรือปกติ สถานที่ที่คำนึงถึงและเกิดขึ้นจริง (สังเกตได้) จะอยู่ห่างจากกัน ดังนั้น เพื่อให้ได้ตำแหน่งที่สังเกตได้ของเรือ คุณสามารถจำกัดตัวเองให้สร้างส่วนเล็ก ๆ ของ ไอโซไลน์ในพื้นที่ของสถานที่ที่นับได้ ส่วนของไอโซไลน์ (วงกลมที่มีความสูงเท่ากัน) ที่มีความโค้งเล็ก ๆ สามารถถูกแทนที่ด้วยเส้นตรงในระหว่างการก่อตัวในทะเล แผนที่นำทางหรือในรูปแบบทางดาราศาสตร์พิเศษ (รูปแบบ Ш-8) นี่คือสิ่งที่พวกเขาทำ (รูปที่ 11.8): เส้นแอซิมัทของแสงสว่างถูกดึงจากจุดที่นับได้ Mc ในรูปแบบของเส้นตรงที่ทำมุมกับ เส้นลมปราณเท่ากับ AC = IP * (ราบของแสงสว่างจะต้องอยู่ในระบบการนับแบบวงกลม ); เส้นระดับความสูงของตำแหน่ง (VLP) ถูกวาดในรูปแบบของเส้นตรง สัมผัสกับวงกลมที่มีความสูงเท่ากันซึ่งสอดคล้องกับ ความสูงที่แท้จริงของแสงสว่าง (hh)

ข้าว. 11.8. การสร้างวงกลมที่มีความสูงเท่ากันบนแผนที่ สาระสำคัญของวิธี VLP

จุด K บนวงกลมที่มีความสูงเท่ากันซึ่งสอดคล้องกับระดับความสูงที่แท้จริงของแสงสว่าง ซึ่งอยู่ในระยะทางที่สั้นที่สุดจากตำแหน่งที่คำนวณได้ (Mc) เรียกว่าจุดกำหนด Ac) และผ่านจุดที่กำหนด K เรียกว่าเส้นระดับความสูงของตำแหน่ง (I –I)

สาระสำคัญของวิธีการเส้นตำแหน่งแนวตั้งตามมาจากรูปที่ 1 11.8 ซึ่งแสดง: ขั้วของการส่องสว่างของแสงสว่าง (จุด a);

ตำแหน่งที่นับได้ของผู้สังเกต ณ เวลาที่วัดความสูงของแสงสว่าง (จุด Mc) ส่วนหนึ่งของวงกลมที่มีความสูงเท่ากัน (hh) ซึ่งสอดคล้องกับที่สังเกตได้นั่นคือความสูงที่แท้จริงของแสงสว่างที่วัดและแก้ไขโดยทั้งหมด การแก้ไข โดยมีรัศมี R = Z0 = 90° – h; วาง (Mc) โดยใช้ตารางหรือสูตร รัศมีของวงกลมนี้: R′ = Zc = 90° – hc มุมระหว่างส่วนเหนือของเส้นแวงที่แท้จริงของตำแหน่งอ้างอิงกับทิศทางไปยังเสาส่องสว่าง (NIMsa) แสดงถึงทิศทางที่แท้จริงของเสาส่องสว่าง (IP ) และคำนวณโดยใช้ตารางหรือสูตร IP คือมุมราบที่นับได้ของส่องสว่าง (Ac*) ในระบบการนับแบบวงกลม ระยะทางจากตำแหน่งที่นับได้ (จุด Mc) ไปยังจุดกำหนด (จุด K) - ส่วน McK - มักเรียกว่าการถ่ายโอนเส้นตำแหน่งและแสดงด้วยตัวอักษร "n" การถ่ายโอน VLP (n) คือระยะห่างจากตำแหน่งที่จะนับ (จุด Mc) ไปยังวงกลมที่มีความสูงเท่ากัน (hh) ซึ่งสอดคล้องกับความสูงที่แท้จริงของส่องสว่าง: n = Zc – Z0 = (90°– hc) – (90° – h) = h – hc .n = h – hc จากรูปที่. 11.8 เป็นไปตามนั้น ในการพล็อต VLP I–I บนแผนที่ ไม่จำเป็นต้องทราบตำแหน่งของเสาส่องสว่าง และสร้างวงกลมที่มีความสูงเท่ากัน (hh และ hchc) จำเป็นและเพียงพอที่จะทราบค่าของราบราบที่นับได้ของแสงสว่าง (Ac) และขนาดของการถ่ายโอน (n)

ปริมาณทั้งสองนี้ (Ac และ n) เรียกว่าองค์ประกอบ VLP

คำถาม #5

การกำหนดตำแหน่งของเรือจากการสังเกตผู้ทรงคุณวุฒิพร้อมกัน.

ประกันสุขภาพภาคบังคับสำหรับการสังเกตพร้อมกันของผู้ทรงคุณวุฒิสองคน 1. มีการวัดความสูง 3-5 ชุดของแต่ละดวง และสำหรับการอ่านค่า sextant OCi แต่ละครั้ง ตรวจพบช่วงเวลาหนึ่งโดยใช้โครโนมิเตอร์ Txpi ด้วยความแม่นยำ 1 วินาที หลังจากนั้นค่าที่น่าจะเป็นไปได้มากที่สุด (โดยเฉลี่ย) ของ OSav และเวลาการวัดเฉลี่ย Tav.2 ถูกกำหนดไว้ ในช่วงเวลาของการวัดครั้งที่สอง เวลาของเรือ Tc จะถูกบันทึกด้วยความแม่นยำ 1 ม. พิกัดที่คำนวณของเรือ, IR หรือ PU, ความเร็ว, จำนวนความล่าช้า, ความสูงของตาของผู้สังเกตการณ์ e, อุณหภูมิอากาศ และความดันบรรยากาศ 3. คำนวณวันที่ Tg และ Greenwich โดยประมาณโดยพิจารณาจาก Tg และหมายเลขโซนเวลาที่สังเกตได้ 4. ใช้โมเมนต์เฉลี่ยของโครโนมิเตอร์และการแก้ไข จะได้ค่า Tgr ที่แน่นอนของการสังเกตของแต่ละดวง 5. การใช้ MAE จากการสังเกตของ Tgr และ s จะได้มุมชั่วโมงในทางปฏิบัติในท้องถิ่น รวมถึงการเอียงของผู้ทรงคุณวุฒิ6. ตามสูตร ตรีโกณมิติทรงกลมใช้ตาราง TVA-57, VAS-58 คำนวณระดับความสูงและมุมราบของผู้ทรงคุณวุฒิ7. หลังจากแก้ไขระบบปฏิบัติการโดยเฉลี่ยพร้อมการแก้ไขทั้งหมดแล้ว ให้รับความสูงของผู้ทรงคุณวุฒิที่สังเกตได้ 8. นำความสูงที่สังเกตได้ครั้งแรกมาสู่จุดสูงสุดของการสังเกตครั้งที่สอง 9. คำนวณการโอน 10. วาดเส้นตำแหน่งบนแผนที่ 11. บันทึกพิกัดที่สังเกตได้ ความคลาดเคลื่อน Tc และ OL ที่ได้รับลงในบันทึกของเรือ

วิธีการกำหนดตำแหน่งของเรือจากการสังเกตพร้อมกันของผู้ทรงคุณวุฒิสองคนนั้นค่อนข้างง่าย อย่างไรก็ตาม จุดที่สังเกตได้จากเส้นตำแหน่งสองเส้นเมื่อมีข้อผิดพลาดอย่างเป็นระบบนั้นไม่มีความชัดเจนเพียงพอ เพื่อให้ได้การสังเกตที่แม่นยำและเชื่อถือได้มากขึ้น จำเป็นต้องมีเส้นตำแหน่งอื่น กล่าวคือ กำหนดตำแหน่ง ของเรือจากการสังเกตของผู้ทรงคุณวุฒิทั้งสามคน ข้อได้เปรียบที่สำคัญของวิธีการกำหนดนี้คือความสามารถในการแยกข้อผิดพลาดในการสังเกตอย่างเป็นระบบออกจากผลการสังเกต ในการดำเนินการนี้ เมื่อเลือกดาวจากลูกโลก แนะนำให้ปฏิบัติตามข้อกำหนดที่ว่าความแตกต่างของแอซิมัทระหว่างดาวแต่ละดวงจะต้องอยู่ใกล้ 120° ดาวที่เลือกมาเพื่อการสังเกต กับ ช , ค 2 กับ ฉัน(รูปที่ 116, ก) จะตั้งอยู่ตลอดขอบฟ้า หากเป็นไปได้ จะเลือกดาวที่มีระดับความสูงใกล้เคียงกัน (ดาวเคราะห์ก็สามารถเป็นเป้าหมายในการสังเกตได้เช่นกัน)

การเตรียมการสำหรับการสังเกต การสังเกตด้วยตนเอง การคำนวณและการลงจุดจะดำเนินการในลำดับเดียวกับเมื่อกำหนดสถานที่โดยใช้ผู้ทรงคุณวุฒิสองคน ระดับความสูงของดาวฤกษ์ดวงแรกและดวงที่สองมักจะนำไปสู่จุดสูงสุดของการสังเกตการณ์ดวงที่สาม ในกรณีนี้ เวลาของเรือและจำนวนบันทึกจะถูกบันทึกไว้เมื่อพิจารณาความสูงเฉลี่ยลำดับของดาวดวงที่สาม ลักษณะเฉพาะของวิธีการกำหนดสถานที่โดยผู้ทรงคุณวุฒิสามคนนั้นแสดงออกมาในการวิเคราะห์การสังเกต

ต
เนื่องจากผลลัพธ์ของตำแหน่งสามบรรทัด //, //-// และ ///- /// จะมีข้อผิดพลาดที่เป็นระบบและสุ่มเมื่อวางบนแผนที่หรือกระดาษ เส้นเหล่านี้จะไม่ถูกถ่ายโอนตามกฎ

ข้าว. 116. การค้นหาสถานที่ที่สังเกตได้เมื่อกำหนดโดยสามคน (ก)และสี่ (ข) ดาว

ตัดกันที่จุดหนึ่ง สามเหลี่ยมที่พวกมันก่อตัวนั้นเรียกว่า สามเหลี่ยมเท็จหรือ สามเหลี่ยมของข้อผิดพลาดหน้าที่ของผู้เดินเรือคือค้นหาตำแหน่งที่เป็นไปได้มากที่สุดของเรือ นั่นคือ จุดสังเกตที่อยู่ใกล้กับตำแหน่งจริงมากที่สุด การศึกษาทางทฤษฎีแสดงให้เห็นว่าหากความแตกต่างในมุมราบของผู้ทรงคุณวุฒิทั้งสามเท่ากันหรือใกล้เคียง 120° แล้วสถานที่ที่สังเกตได้ ม 0 (ดูรูปที่ 116, a) โดยปราศจากข้อผิดพลาดอย่างเป็นระบบ สามารถนำเข้าสามเหลี่ยมตรงจุดตัดของเส้นแบ่งครึ่งได้

การกำหนดตำแหน่งของเรือโดยการสังเกตผู้ทรงคุณวุฒิทั้งสี่คนพร้อมกัน ค 1 C2, กับ 3 , C 4 (รูปที่ 116, b) เป็นวิธีที่แม่นยำและเชื่อถือได้ยิ่งขึ้นซึ่งการใช้งานยังทำให้สามารถกำจัดอิทธิพลของข้อผิดพลาดความสูงอย่างเป็นระบบได้อีกด้วย ข้อดีของวิธีนี้จะแสดงออกมาโดยมีเงื่อนไขว่าได้เลือกผู้ทรงคุณวุฒิสำหรับการสังเกตอย่างถูกต้อง ต้องเลือกดวงดาวตลอดขอบฟ้าเพื่อให้ความแตกต่างในแอซิมัทระหว่างผู้ทรงคุณวุฒิข้างเคียงอยู่ใกล้ 90° (ดูรูปที่ 116, b) ความสูงของดาวฤกษ์ที่ "ตรงกันข้าม" ควรมีมูลค่าใกล้เคียงที่สุดเท่าที่จะเป็นไปได้ การเลือกดาวจะดำเนินการล่วงหน้าโดยใช้ลูกโลกดาว วัตถุสังเกตการณ์อาจเป็นดาวเคราะห์ที่ต้องวางแผนบนโลกก็ได้

การสังเกตการคำนวณและการวางแผนเมื่อพิจารณาผู้ทรงคุณวุฒิทั้งสี่นั้นดำเนินการในลักษณะปกติ ระดับความสูงของดาวสามดวงแรกมักจะนำไปสู่จุดสูงสุดของการสังเกตการณ์ดวงที่สี่ เวลาจัดส่งและการนับบันทึก วีในกรณีนี้ จะมีการบันทึกไว้เมื่อทำการวัดความสูงเฉลี่ยลำดับของดาวดวงที่สี่ จากการคำนวณจะได้องค์ประกอบของเส้นตำแหน่งสี่เส้นซึ่งวางบนแผนที่หรือกระดาษ ภายใต้อิทธิพลของข้อผิดพลาดแบบสุ่มและเป็นระบบ ตามกฎแล้วเส้นตำแหน่งทั้งสี่จะไม่ตัดกันที่จุดใดจุดหนึ่ง สี่เหลี่ยมข้อผิดพลาดด้วยการเลือกผู้ทรงคุณวุฒิที่ถูกต้อง เมื่อรูปสี่เหลี่ยมของข้อผิดพลาดอยู่ใกล้กับสี่เหลี่ยมจัตุรัสซึ่งเป็นจุดที่สังเกตได้ ม 0 (ดูรูปที่ 116, b) ถ่ายที่จุดตัดของเส้นที่เชื่อมจุดกึ่งกลางของด้านตรงข้ามของรูปสี่เหลี่ยม

คำถาม #6

การกำหนดตำแหน่งของเรือโดยการวัดความสูงของดวงอาทิตย์เพื่อให้ได้ตำแหน่งที่สังเกตได้ของเรือ จำเป็นต้องวาดเส้นตำแหน่งอย่างน้อยสองเส้นบนแผนที่ ช่วงเวลาระหว่างการสังเกตสองครั้งถูกกำหนดโดยความจำเป็นในการเปลี่ยนราบของดาวฤกษ์ 40-60 ที่ เงื่อนไขที่แตกต่างกันช่วงเวลานี้มีตั้งแต่หลายนาทีถึง 3-4 ชั่วโมง เมื่อพิจารณาตำแหน่งของเรือตามการสังเกตดวงอาทิตย์ในเวลาที่ต่างกัน ให้ปฏิบัติตามขั้นตอนต่อไปนี้ การเตรียมการสำหรับการสังเกต: เลือกเวลาสำหรับการสังเกตครั้งแรกและครั้งที่สอง ซึ่งจำเป็นอย่างยิ่งเมื่อล่องเรือในละติจูดต่ำและกลาง ก่อนออกไปสังเกตครั้งแรก ให้เตรียมเครื่องวัดความสูงของดวงอาทิตย์ ตรวจสอบความตั้งฉากของกระจกกับระนาบแขนขา กำหนดการแก้ไขดัชนีทิศของดวงอาทิตย์โดยใช้การควบคุม หากเป็นไปได้ที่จะวัดความเอียงของขอบฟ้าที่มองเห็นด้วยเครื่องวัดความเอียง ปรับโครโนมิเตอร์ให้ตรงกับช่วงเวลาที่สังเกต การสังเกต: วัดความสูงของดวงอาทิตย์สามถึงห้าจุด โดยสังเกตโมเมนต์ด้วยโครโนมิเตอร์ในการวัดแต่ละครั้ง เมื่อวัดความสูงเฉลี่ยให้สังเกต Tc และ OL บันทึก IR ของเรือ ถ้าความสูงของดวงอาทิตย์ไม่เกิน 50 ให้บันทึกอุณหภูมิและความกดอากาศ การคำนวณ: ขึ้นอยู่กับ Tc ที่สังเกตได้และหมายเลขโซนเวลา ให้คำนวณ Tgr โดยประมาณและวันที่สังเกตของกรีนิช ใช้โมเมนต์เฉลี่ยของโครโนมิเตอร์และการแก้ไขเพื่อให้ได้ Tgr ที่แม่นยำของการสังเกต ใช้ MAE จากการสังเกต Tgr และ s รับมุมชั่วโมงในทางปฏิบัติในท้องถิ่นและการปฏิเสธแสงอาทิตย์ ใช้ตาราง TVA-57 กำหนดตัวเลขระดับความสูงและราบของดาว หลังจากแก้ไข OS เฉลี่ยด้วยการแก้ไขทั้งหมดแล้ว จะได้ความสูงของดวงอาทิตย์ที่สังเกตได้ คำนวณการโอน เส้นตำแหน่งแรกจะถูกวางบนแผนที่หากจำเป็นต้องชี้แจงการคำนวณ ในช่วงเวลาระหว่างการสังเกตครั้งแรกและครั้งที่สอง ควรดำเนินมาตรการเพื่อพิจารณาองค์ประกอบทั้งหมดของตัวเลขอย่างแม่นยำ การสังเกตครั้งที่สองจะดำเนินการหลังจากเปลี่ยนมุมราบของดวงอาทิตย์ไป 40-60 ในลำดับเดียวกันกับครั้งแรก เมื่อค้นหาระดับความสูงอ้างอิงและราบ พิกัดของจุดอ้างอิงที่สองจะรวมอยู่ในการคำนวณด้วย เส้นตำแหน่งทั้งสองบนแผนที่ถูกดึงมาจากจุดนับที่สอดคล้องกับช่วงเวลาของการสังเกตครั้งที่สอง ตำแหน่งของเรืออยู่ที่จุดตัดของเส้นตำแหน่ง

คนโบราณก็เหมือนเราที่มองดูดวงดาวและดวงจันทร์ในตอนกลางคืน พยายามเข้าใจว่ามันคืออะไร เคลื่อนข้ามนภาไปทำไม ไม่ว่าพวกเขาจะมีอิทธิพลหรือไม่ ชีวิตทางโลก- บน คำถามสุดท้ายตามกฎแล้วพวกเขาตอบในเชิงยืนยัน ดาราศาสตร์ซึ่งเป็นวิทยาศาสตร์ที่เก่าแก่ที่สุดในระยะแรกของการพัฒนามีอยู่ควบคู่ไปกับโหราศาสตร์ เมื่อรวบรวมแผนที่แรกของท้องฟ้าเต็มไปด้วยดวงดาวและคำนวณการเคลื่อนที่ของผู้ทรงคุณวุฒิ นักวิจัยในสมัยก่อนพยายามทำนายอนาคตจากแผนที่เหล่านั้นเป็นหลัก

ในทางกลับกัน ดาราศาสตร์ก็เป็นส่วนหนึ่ง ระบบปรัชญา- การไตร่ตรองดวงดาวทำให้เกิดความคิดเกี่ยวกับความหมายของชีวิต เกี่ยวกับสถานที่ของมนุษย์ในโลกนี้ เกี่ยวกับโชคชะตาและเจตจำนงเสรี คำถามเกี่ยวกับวิธีการทำงานของจักรวาลมีความเกี่ยวพันกันอย่างใกล้ชิด คำสอนทางศาสนาและหลักคำสอน นักดาราศาสตร์กลุ่มแรก ได้แก่ พระสงฆ์ พระภิกษุ หมอดู และนักปรัชญา

การสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ที่เก่าแก่ที่สุดเกิดขึ้นโดยบรรพบุรุษของเราเมื่อหลายหมื่นปีก่อน ซึ่งยังไม่มีการเขียนหรือวิทยาศาสตร์ ร่องรอยของการสังเกตเหล่านี้ได้รับการเก็บรักษาไว้ในรูปแบบของภาพวาดหินที่แสดงถึงเทห์ฟากฟ้า ข้างขึ้นข้างแรม ปฏิทินดึกดำบรรพ์ ฯลฯ อนุสรณ์สถานทางดาราศาสตร์ที่เก่าแก่ที่สุดแห่งหนึ่งที่รอดชีวิตมาได้จนถึงทุกวันนี้คือสโตนเฮนจ์ซึ่งตั้งอยู่ในอาณาเขตนั้น สหราชอาณาจักรสมัยใหม่- จุดเริ่มต้นของการก่อสร้างมีอายุย้อนกลับไปในสหัสวรรษที่ 3 ก่อนคริสต์ศักราช จ. ตำแหน่งของหินในสโตนเฮนจ์มีความเกี่ยวข้องกับปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ที่สำคัญที่สุด: อายัน, วันวสันตวิษุวัต, การเคลื่อนที่และระยะของดวงจันทร์

ในศูนย์กลางอารยธรรมโบราณแต่ละแห่งที่มีอยู่บนโลกของเรา นักโบราณคดีสมัยใหม่ได้ค้นพบบันทึกทางดาราศาสตร์ ภาพวาด และแผนที่

ห้าพันปีก่อน ชาวบาบิโลนโบราณได้แบ่งท้องฟ้าออกเป็นกลุ่มดาว รวบรวมปฏิทินที่แสดงระยะและวัฏจักรของดวงจันทร์ และกำหนดให้หนึ่งปีประกอบด้วย 365 วันและหนึ่งในสี่ นักบวชชาวบาบิโลนสามารถทำนายสุริยุปราคาของดวงจันทร์และดวงอาทิตย์ได้ และตามที่นักวิทยาศาสตร์ระบุ พวกเขายังเป็นผู้นำในการแบ่งปีออกเป็นสิบสองเดือนและสร้างสัปดาห์หนึ่งซึ่งประกอบด้วยเจ็ดวัน (ในแต่ละวันได้รับการอุปถัมภ์โดยหนึ่งในเทห์ฟากฟ้าองค์หนึ่ง ).

ในอียิปต์ในสหัสวรรษที่ 3 ก่อนคริสต์ศักราช e. มีปฏิทินโซธิก เริ่มต้นด้วยวันที่ดาวที่สว่างที่สุดในท้องฟ้า ซิเรียส (โซติส) ลุกขึ้น ชาวอียิปต์รู้ดีว่าตั้งแต่วินาทีที่ซิเรียสลุกขึ้น แม่น้ำไนล์ก็เริ่มท่วม ซึ่งหมายความว่าถึงเวลาที่จะเริ่มงานเกษตรกรรม นักดาราศาสตร์ อียิปต์โบราณพวกเขาเชื่อว่าโลกเป็นศูนย์กลางของโลก โดยมีดวงจันทร์และดวงอาทิตย์หมุนรอบโลก ดาวพุธและดาวศุกร์ก็โคจรรอบดวงอาทิตย์ (และโคจรรอบโลกด้วย) นอกจากดาวเคราะห์ทั้งสองดวงนี้แล้ว ชาวอียิปต์ยังค้นพบอีกดวงหนึ่งบนท้องฟ้า - พวกเขานำดาวเคราะห์ดวงอื่นทั้งหมดของระบบสุริยะมาด้วย

ในประเทศจีน การสังเกตการณ์นภาเมื่อปลายสหัสวรรษที่ 3 ก่อนคริสต์ศักราช จ. นักดาราศาสตร์ประจำศาลมีส่วนร่วม และต่อมาก็มีการสร้างหอดูดาวขึ้นที่นี่ พร้อมด้วยเครื่องมือที่ทันสมัยที่สุดในยุคนั้น การกล่าวถึงดาวหางฮัลเลย์อันโด่งดังครั้งแรกถูกค้นพบใน แหล่งที่มาของจีนมีมาตั้งแต่ศตวรรษที่ 3 พ.ศ จ. ชาวจีนสร้างปฏิทินแบบวนรอบซึ่งยังคงใช้ในประเทศแถบเอเชียจนถึงทุกวันนี้ ขึ้นอยู่กับการเคลื่อนที่ของดาวพฤหัสซึ่งใช้เวลาประมาณ 12 ปีจึงจะโคจรรอบดาวเสาร์และดาวเสาร์ซึ่งใช้เวลาโคจรรอบ 60 ปี แต่ละปีของวัฏจักรจะสอดคล้องกับสัตว์ชนิดใดชนิดหนึ่ง (รวมทั้งหมด 12 ตัว) และหนึ่งในห้าองค์ประกอบ ความสำเร็จอื่นๆ ของนักดาราศาสตร์จีน ได้แก่ การสร้างรายการดาวฤกษ์ดวงแรก ความสามารถในการทำนายสุริยุปราคาด้วยความแม่นยำสูง และการค้นหาพิกัดเส้นศูนย์สูตรของดวงดาวและดาวเคราะห์

ดาราศาสตร์อินเดียมีอธิบายไว้ในพระเวท พระคัมภีร์สร้างขึ้นในศตวรรษที่ 2-1 พ.ศ จ. นักวิทยาศาสตร์พระเวทถือว่าการคำนวณปฏิทินเป็นงานที่สำคัญที่สุด ซึ่ง องค์กรที่เหมาะสมพิธีกรรมและการถวายแด่เทพเจ้า นักดาราศาสตร์ชาวอินเดียมีความคิดที่ชัดเจนเกี่ยวกับการเคลื่อนที่ของดวงจันทร์ข้ามท้องฟ้า พวกเขาแบ่งเส้นทางของแสงสว่างนี้ออกเป็น 27 กลุ่มดาว (ไซต์) พวกเขาศึกษาเส้นทางประจำปีของดวงอาทิตย์ซึ่งเป็นสุริยุปราคา เช่นเดียวกับสุริยุปราคาและจันทรุปราคา

เมื่อพูดถึงดาราศาสตร์ในสมัยโบราณ คงไม่มีใครพลาดที่จะพูดถึงอารยธรรมมายาซึ่งสร้างความอัศจรรย์ ปฏิทินที่แม่นยำ- แล้วในศตวรรษที่ 1 พ.ศ จ. นักดาราศาสตร์ชาวมายันรู้จักดาวเคราะห์ทั้งห้าดวงในระบบสุริยะ ตั้งแต่ดาวพุธไปจนถึงดาวพฤหัสบดี สังเกตกลุ่มดาวต่างๆ และสร้างหอดูดาวที่มีเอกลักษณ์เฉพาะตัว ซึ่งซากปรักหักพังยังคงอยู่มาจนถึงทุกวันนี้

ที่สำคัญเป็นจำนวนมาก การค้นพบทางดาราศาสตร์เป็นของชาวกรีกโบราณ ในตอนแรกพวกเขาเริ่มพูดถึงความจริงที่ว่าโลกไม่ใช่จานแบน แต่เป็นทรงกลม และอาจไม่ใช่ศูนย์กลางของจักรวาล ตัวอย่างเช่นผู้ติดตามของพีทาโกรัสเสนอแบบจำลองดั้งเดิม: ในใจกลางของจักรวาลมีไฟศักดิ์สิทธิ์และดวงอาทิตย์, ดวงจันทร์, โลกและอีกห้าดวงหมุนรอบมัน ดาวเคราะห์ที่มีชื่อเสียง- พวกเขามีฝ่ายตรงข้ามที่เสนอสมมติฐาน ระบบเฮลิโอเซนตริกสอดคล้องกับแนวความคิดของเราในปัจจุบัน

นักปรัชญาชาวกรีกโบราณหลายคนแสดงความคิดเห็นเกี่ยวกับความเป็นทรงกลมของโลกของเรา แต่มีเพียงอริสโตเติลเท่านั้นที่สามารถยืนยันแนวคิดนี้ได้อย่างมีเหตุผล เขาพิสูจน์ว่าโลกเป็นลูกบอล เนื่องจากในช่วงจันทรุปราคามันทำให้เกิดเงาทรงกลม Eratosthenes นักดาราศาสตร์ชาวกรีกแห่งไซรีนใช้ระบบเส้นเมริเดียนในการวัดเส้นรอบวงของโลก ทฤษฎีและการศึกษามากมายเกี่ยวกับชาวกรีกโบราณปรากฏว่าถูกต้องและได้รับการพัฒนาในศตวรรษต่อๆ มา

1.2. นิโคเลาส์ โคเปอร์นิคัส บรรพบุรุษและผู้ติดตามของเขา

ในยุคกลางเป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไป ระบบศูนย์กลางทางภูมิศาสตร์โลกที่ถูกเสนอย้อนกลับไปในศตวรรษที่ 2 ปโตเลมี นักดาราศาสตร์ชาวกรีก แม้ว่าระบบนี้จะไม่สอดคล้องกับสถานการณ์จริง แต่ก็ค่อนข้างแม่นยำและตรวจสอบได้ทางคณิตศาสตร์ ปโตเลมีสามารถอธิบายวิถีการเคลื่อนไหวที่ซับซ้อนได้ในลักษณะผสมผสานกัน การเคลื่อนไหวที่เรียบง่ายรอบวงกลม ตามความเห็นของปโตเลมี จักรวาลเป็นระบบปิด ขอบเขตของมันคือห้องนิรภัยแห่งสวรรค์ มีรูปร่างคล้ายทรงกลม ดวงอาทิตย์ ดวงจันทร์ และดาวเคราะห์หมุนรอบส่วนโค้งนี้รอบโลกที่ไม่มีการเคลื่อนไหว การเคลื่อนที่ของพวกมันไม่ได้เกิดขึ้นรอบโลกของเราโดยตรง แต่เกิดขึ้น ณ จุดหนึ่งที่ทำให้เกิดการปฏิวัติรอบโลก นี่คือวิธีที่นักวิทยาศาสตร์ชาวกรีกโบราณสามารถอธิบายการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ทั่วนภาที่ดูเหมือนจะซับซ้อนและวุ่นวาย

เป็นเวลาเกือบหนึ่งพันปีครึ่งที่นักดาราศาสตร์ตรวจสอบการคำนวณและการสังเกตด้วยตารางตามแบบจำลองของปโตเลมี นี่คือสิ่งที่นักดาราศาสตร์ชาวโปแลนด์ นิโคเลาส์ โคเปอร์นิคัส ทำครั้งแรกในศตวรรษที่ 16 ในขณะที่ศึกษารูปแบบของการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์และคำนวณวิถีของพวกมัน เขาพบข้อผิดพลาดที่เกิดขึ้นอยู่ตลอดเวลา หลังจากทำงานกับโต๊ะปโตเลมีมาหลายปี โคเปอร์นิคัสก็มาถึง ความเชื่อมั่นที่มั่นคงว่าระบบการคำนวณทั้งหมดไม่ถูกต้องเพราะแบบจำลองของโลกนั้นไม่ถูกต้อง

โคเปอร์นิคัสเป็นคนแรกที่เสนอ รุ่นใหม่จักรวาลและไม่กลัวที่จะประกาศให้โลกวิทยาศาสตร์ทราบ

โคเปอร์นิคัสตระหนักว่าหากคุณวางดวงอาทิตย์ไว้ที่ศูนย์กลางของแบบจำลอง ทุกอย่างก็จะง่ายขึ้นมาก ดาวเคราะห์ต่างๆ ก็เหมือนกับโลกของเราที่จะเคลื่อนที่ไปรอบๆ ตามวิถีง่ายๆ

จากสมมุติฐานใหม่ โคเปอร์นิคัสได้ตั้งสมมติฐานที่ชัดเจนหลายประการ ประการแรก เขาแนะนำว่าโลกไม่เพียงหมุนรอบดวงอาทิตย์เท่านั้น แต่ยังหมุนรอบแกนของมันทุกวัน เนื่องจากวันถัดจากกลางคืนและการเคลื่อนไหวของวัตถุท้องฟ้าที่มองเห็นได้เกิดขึ้น ประการที่สอง เขาสรุปได้ว่าโลกของเราหมุนรอบดาวฤกษ์ในหนึ่งปี และการเคลื่อนไหวนี้ทำให้เกิดการเคลื่อนตัวของดวงดาวทั่วท้องฟ้าทุกปี สมมติฐานเหล่านี้ได้รับการยืนยันในภายหลังโดยการสังเกต

ระบบโลกโคเปอร์นิกันได้รับการปฏิวัติในช่วงเวลานั้น มันเปลี่ยนความคิดของจักรวาลอย่างรุนแรงและโดยธรรมชาติแล้วหลายคนก็พบกับความเกลียดชัง ก่อนอื่นเธอสร้างความเสียหาย คริสตจักรคาทอลิกเนื่องจากมันหักล้างคำสอนในพระคัมภีร์เกี่ยวกับโครงสร้างของจักรวาล

ดาราศาสตร์ศึกษาโครงสร้าง การเคลื่อนไหว ต้นกำเนิด และการพัฒนาของเทห์ฟากฟ้า ระบบของพวกมัน และจักรวาลทั้งหมดโดยรวม กล่าวอีกนัยหนึ่ง ดาราศาสตร์ศึกษาโครงสร้างและวิวัฒนาการของจักรวาล

งานสำคัญของดาราศาสตร์คือการอธิบายและการทำนาย
การเกิดปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ เช่น สุริยุปราคา และจันทรุปราคา
เมเนีย, การปรากฏของดาวหางคาบ, การเคลื่อนผ่านใกล้โลก
ดาวเคราะห์น้อย อุกกาบาตขนาดใหญ่ หรือนิวเคลียสของดาวหาง

2. ศาสตร์แห่งดาราศาสตร์เกิดขึ้นได้อย่างไร? อธิบายช่วงเวลาหลักของการพัฒนา

เช่นเดียวกับวิทยาศาสตร์อื่น ๆ ดาราศาสตร์เกิดขึ้นจาก ความต้องการในทางปฏิบัติมนุษย์: ความจำเป็นในการปฐมนิเทศในวิถีชีวิตเร่ร่อน, การทำนายฤดูกาลในช่วงเกษตรกรรม, ความจำเป็นในการจับเวลาและลำดับเหตุการณ์ (การทำปฏิทิน)

3. ดาราศาสตร์ศึกษาวัตถุและระบบอะไร เรียงตามลำดับขนาดที่เพิ่มขึ้น

ศึกษาดาราศาสตร์และสำรวจวัตถุท้องฟ้า (กาแลคซี ดวงดาว สื่อระหว่างดวงดาว ดาวเคราะห์ บริวารของดาวเคราะห์ พาเลทแคระ และวัตถุขนาดเล็ก ระบบสุริยะ) อธิบายและทำนายปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ (สุริยุปราคาและจันทรุปราคา การปรากฏตัวของดาวหางเป็นระยะ การเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์น้อย ฯลฯ) สำรวจกระบวนการที่เกิดขึ้นในส่วนลึกของดวงอาทิตย์และดวงดาว วิวัฒนาการของเทห์ฟากฟ้าและ จักรวาลโดยรวม.

4. ดาราศาสตร์ประกอบด้วยสาขาใดบ้าง? อธิบายแต่ละข้อโดยย่อ

ดาราศาสตร์เชิงปฏิบัติ- การพัฒนาการค้าและการเดินเรือที่จำเป็นเพื่อพัฒนาวิธีการปฐมนิเทศกำหนด ที่ตั้งทางภูมิศาสตร์ผู้สังเกตการณ์, การวัดที่แม่นยำเวลาขึ้นอยู่กับการสังเกตทางดาราศาสตร์
กลศาสตร์สวรรค์- ศึกษาการเคลื่อนที่ของเทห์ฟากฟ้า
ดาวเคราะห์วิทยาเปรียบเทียบ- นักวิทยาศาสตร์เริ่มศึกษาและเปรียบเทียบโลกกับดาวเคราะห์และดาวเทียมดวงอื่นโดยใช้อุปกรณ์เกี่ยวกับการมองเห็น
ฟิสิกส์ดาราศาสตร์- ศึกษาปรากฏการณ์ทางกายภาพและ กระบวนการทางเคมีในเทห์ฟากฟ้า ระบบของมัน และใน นอกโลก.
ดาราศาสตร์ดาวฤกษ์ - ศึกษาการเคลื่อนที่ของดวงดาวในกาแล็กซีของเรา ศึกษาคุณสมบัติของดาราจักรอื่นๆ ระบบดาว.
จักรวาลวิทยา- ศึกษาการกำเนิด โครงสร้าง และวิวัฒนาการของจักรวาล
ดาราศาสตร์วิทยุ- ศึกษาการปล่อยคลื่นวิทยุจากดวงอาทิตย์และวัตถุในอวกาศอันห่างไกล

5. กล้องโทรทรรศน์คืออะไรและใช้ทำอะไร?

กล้องโทรทรรศน์ใช้ในการรวบรวมแสงจากเทห์ฟากฟ้าที่กำลังศึกษาและรับภาพ กล้องโทรทรรศน์จะเพิ่มมุมรับภาพที่มองเห็นเทห์ฟากฟ้า และรวบรวมแสงที่มาจากดาวฤกษ์ได้มากกว่าหลายเท่า ตาเปล่าผู้สังเกตการณ์ ด้วยเหตุนี้ กล้องโทรทรรศน์จึงสามารถดูรายละเอียดพื้นผิวของเทห์ฟากฟ้าใกล้เคียงซึ่งมองไม่เห็นจากโลก รวมถึงดาวฤกษ์ที่จาง ๆ จำนวนมาก